acker96a02 - Observatoire Astronomique de Strasbourg

acker – mars 2002
1
1
Activités 1996-2002 de Agnès Acker
Les recherches menées à partir de 1996 s’organisent (1) autour de l’étude des noyaux WR
de nébuleuses planétaires (NP) en relation avec l’évolution stellaire, et (2) la chimie
galactique à l’aide des NP, population traceur. J’ai conduit ces recherches en tant que PI
pour le point (1).
J’ai bénéficié du soutien du PNPS et du GdR Galaxies, ainsi que du PICS France-Pologne. Ces
recherches se sont élaborées dans le cadre des thèses de Durand Sophie, doctorant à Strasbourg
(dir. Acker et Dejonghe, Gand, soutenance en 1997), puis postdoc à Sao Paulo, Brésil ; et de
Grosdidier Yves, doctorant en cotutelle (dir. Acker et Moffat, Montréal, soutenance en 2000), puis
« staff » à l’IAC, enfin postdoc à l’université McGill (Montréal) à partir de 2001. Divers chercheurs ont
apporté leur collaboration : Köppen Joachim, observatoire de Strasbourg, ; Cuisinier François,
Université de Rio de Janeiro, Brésil ; Gesiki Kris et Szcerba Richard, Institut d’astronomie, Torun ;
Lundström Ingemar, Lund, Norvège ; Parthasarathy Mudumba, Bengalore, Inde ; Garcia-Segura
Guillermo, Institut d’astronomie UNAM, Mexico.
 Durant cette période, j’ai également pu étudier les Distances & mouvements propres des NP,
ainsi que leur position sur le diagramme HR, en utilisant les données HIPPARCOS =
échantillon de 21 NP des deux programmes HIPPARCOS 106 (PI Pottasch) et 143 (PI Acker). J’ai
pu déterminer des paramètres physiques absolus de la nébuleuse et de l'étoile, puis calibrer les
échelles de distances statistiques ; avec G. Jasniewicz, nous avons déterminé des paramètres
orbitaux pour A 35, noyau de NP, binaire serrée.
Les résultats : les distances HIPPARCOS apparaissent systématiquement plus courtes que les
échelles usuelles, surtout dans le cas des NP compactes. La nature de PHL932 est discutée :
sa masse est bien inférieure à celle de toute étoile post-AGB connue. Enfin, la morphologie des
NP apparaît déformée selon la direction de la vitesse transverse (réf. 19 et 23).
Il faut noter qu’avec A. Fresneau, nous avions proposé une étude de l’énergie des NP, en
liaison avec la perte de masse importante au stade AGB ayant pu modifier le potentiel observé :
mais le referee n’étant pas convaincu, nous avons remis cette idée pour une publication
ultérieure.
 Autres travaux « périphériques » : L'analyse des objets du "survey Nébuleuses Planétaires" m’a
permis d'identifier une cinquantaine d'étoiles symbiotiques ; il s'agit de l'échantillon le plus vaste
réuni à ce jour. Ces étoiles montrent des propriétés de source froide (3000 K) et en même temps
d'enveloppe très chaude, et restent mal connus. Après une première analyse dans le cadre d'un
stage de DEA (L. Champion), l'interprétation des spectres est faite avec J. Mikolajevska (PICS
France-Pologne) (10).

acker – mars 2002
2
2
1 – Evolution stellaire : Noyaux [WC] de NP et Enveloppes circumstellaires
Paramètres stellaires – Vents en collision – Champ de vitesse
Les étoiles Wolf-Rayet pop. I (WR) et les étoiles centrales [WC] de nébuleuses planétaires (ECNP) sont de
nature très différentes, et sont généralement étudiées indépendamment. Et pourtant ces objets stellaires ont
une caractéristique commune : ils perdent beaucoup de masse via un vent stellaire rapide qui affecte le milieu
interstellaire ambiant par un fort apport de matière et d’impulsion qui résulte en la formation d’une enveloppe
circumstellaire.
Le choix de ces étoiles est justifié par l’histoire comparable de leurs vents : le vent rapide et ténu succède à un
vent plus lent et plus dense éjecté à un stade évolutif AGB ou LBV antérieur (de quelques milliers d’années
seulement) ; ce vent épais détermine la masse et la chimie de la nébuleuse observée. D’autre part, la collision
du vent rapide avec le vent lent détermine en grande part la morphologie des nébuleuses éjectées (ref. 26)
1.1 Une étude des propriétés générales des étoiles [WC] au centre des nébuleuses
planétaires (NP) est menée depuis 1993, à travers l’analyse de spectres obtenus à bon rapport
signal/bruit et résolution adaptée. L’étude est compliquée par le fait que les objets sont faibles
(magnitude de 10 à 14 pour les 30 les plus brillants). J’ai pu analyser une centaine de spectres
(observations ESO, tél.1.52+BC par B. Stenholm, et OHP, tél.1.52+Aurélie par moi-même,
toutes les réductions étant conduites par moi-même), avec une collaboration épisodique de F.
Cuisinier et S. Gorny (1996), puis M. Parthasarathy (1997 et 1998). Plus récemment, j’ai
complètement revu la question, avec S. Durand pour les propriétés des étoiles, et avec
l’expertise de J. Köppen pour les abondances des nébuleuses. Grâce à des observations que
j’ai faites au 3.60 ESO (+ EFOSC) en avril 2000, j’ai pu étendre l’échantillon observé.
La plupart des noyaux de type WC se répartissent dans les sous-classes [WC 3-4] et [WC 9-11]. Pour
la 1ère fois, nous avons détecté un noyau de type [WC 6] (réf. 1), et trois de type [WC 7-8] ainsi
qu’une nouvelle classe [WO] de noyaux chauds riches en oxygène, et une nouvelle catégorie de
[WC4] manifestée par des vents extrêmement violents (réf. 13 en 1997, N°5 et 11 en 2002). Les
implications de ces propriétés sur l’évolution des étoiles [WC] sont à l’étude.
- Les noyaux [WC] évoluent depuis les types [WC 8-11] (avancés) jusqu’aux types [WC 2-4], càd allant de
nébuleuses denses avec des étoiles froides, à des nébuleuses plus étendues à noyaux chauds, comme pour les
autres étoiles centrales de NP (1, 6 en 1996).
- Les types [WC] et les types wels (weak emission-lines stars) forment deux groupes différents : certaines wels
sont les progéniteurs des étoiles de type PG1159 (13 en 1997 et 20 en 1998).
1.2 Depuis 1996, je poursuis une étude des vents des étoiles [WC] au centre des NP. En
particulier, je recherche des inhomogénéités comparables à celles observées pour les étoiles WR
massives (par A. Moffat et ses collaborateurs à Montréal, 1992 et 1994). J’ai effectué de premières
observations dans cette perspectives en 1996, et montré la faisabilité et la pertinence de cette étude
(réf.9 et 14, 1997). J’ai donc proposé ce sujet à Yves Grosdidier, dans le cadre d’une thèse en co-
tutelle avec l’université de Montréal (A. Moffat) qui offrait une allocation de recherche.
Les points suivants ont été traités :
 la structure des vents stellaires chauds - apparaissant tous fragmentés et intermittents;
 la morphologie des nébuleuses - elles aussi sujettes à une fragmentation et un régime turbulent;
 l’impact de la structure intrinsèque des vents stellaires sur la morphologie nébulaire elle-même.

acker – mars 2002
3
3
- Mon apport concerne essentiellement le premier point : J’ai défini le programme d’étude des
noyaux [WC] ; et mené les observations de 5 étoiles, de 1996 à 2001 (acquisition et réduction
d’environ 320 spectres OHP, tél.1.52+Aurélie ; et 30 spectres ESO, tél.1.40+CAT/CES). Yves
Grosdidier a pu compléter avec des observations de l’un des objets (tél.1.60 Mont Mégantic). Il a
ensuite appliqué à tous ces spectres des traitements analogues à ceux développés à Montréal
pour les étoiles WR massives, pour les analyser en termes de lois de vitesse et paramètres
stellaires. J’ai co-rédigé les articles correspondants (réf. 2 en 2000 ; réf. 1 et 2 en 2001 ; ref 6 et
10 en 2002)
- Pour le 2ème point, j’ai été co-demandeur des missions HST et CFH/FP, consacrées à la
nébuleuse M1-67 autour d’une étoile WN massive, et ai participé à la rédation des articles (réf. 27
et 28, 1998 ; 30 et 31, 1999 ; réf. 3 en 2001 ; ref. 9 en 2002).
- Pour le 3ème point, j’ai organisé à Strasbourg, en mai 1999, une réunion de travail de 3 semaines,
avec G. Garcia-Segura (Mexique), spécialiste de la modélisation et de simulations numériques de
nébuleuses éjectées par des étoiles chaudes, Yves Grosdidier, A. Moffat et moi-même (réf. 29,
1999).
La thèse a été soutenue le 1er décembre 2000, et a conduit à 15 publications et
communications, dont 7 dans des revues à comité de lecture. Plusieurs publications additionnelles
sont encore en préparation (analyses d’observations FP/CFH en particulier), et des travaux en
collaboration se poursuivent activement (étude des noyaux [WC] chauds, turbulence dans les
nébuleuses à noyau WR, étude des vents des étoiles Be en collaboration avec AM. Hubert à
Meudon).
Les résultats obtenus permettent une meilleure compréhension du mécanisme de perte de
masse des étoiles [WC], et montrent une similtude remarquable avec les étoiles WR massives. En
effet, Yves Grosdidier a conduit une étude globale de l’environnement circumstellaire des étoiles WR,
étoiles chaudes sièges d’importantes pertes de masse. La compréhension des mécanismes
physiques sous-jacents a été mise en perspective avec des observations bien ciblées ainsi que des
simulations numériques. Cette étude nous a permis de décrire, pour la première fois, une histoire
complète des vents, depuis leurs propriétés à la surface de l’étoile jusqu’à leur interaction avec le
milieu pré-existant, dans le cadre d’un scénario de vents interactifs perturbés par des instabilités
hydrodynamiques et radiatives. L’universalité de la variabilité et de la fragmentation des vents a été
démontrée, quelle que soit la masse de l’étoile. De plus, Yves Grosdidier a abordé le complexe
problème de la turbulence en astrophysique. Il a montré aussi que le scénario classique des vents en
interaction ne peut expliquer la structure de toutes les enveloppes éjectées (cas de M1-67), ce qui
ouvre des perspectives nouvelles.
Etude statistique de M1-67 (réf. 3 en 2001).
Des méthodes d'analyse statistique spécifiques,
permettent de tirer le maximum des données HST et FP,
de façon objective et sans biais, méthodes choisies
vraiment adaptées au problème posé et à la qualité des
données chaque fois.
Les divers commentaires sur la nature même de la
turbulence montrent vraiment bien la complexité du
phénomène, et la difficulté à le définir et quantifier.
Pour les résultats (donc très clairement établis)
concernant la structure en densité : coquille épaisse en
accélération, sans bipolarité, où les perturbations en
vitesses sont telles qu'on ne peut trouver la signature
des vents interactifs ; découverte d'une structure
chaotique en filaments, et de structures à petite échelle
pouvant être de nature "turbulente", avec un régime
semblant intermittent (examen à diverses échelles).
Pour le champ de vitesses : possible corrélation entre les
"résidus" en vitesse radiale et la distance à l'étoile =
indice d'un faible régime inertiel, peut-être lié à la
turbulence, mais sans corrélation avec la structure du
champ de densité.
Mais surtout, on confirme le modele de la
phenomenologie de la turbulence compressible (et non
celle a la Kolmogorov) sur au moins deux ordres de

acker – mars 2002
4
4
grandeur en distance projetee. De plus la fonction de
structure a l'ordre 2 confirme les lois empiriques de
Larson: a l'ordre 1 on trouve la turbulence compres., a
l'ordre 2 on trouve Larson; ces deux resultats se
comprennent si le champ de vitesse est multifractal (i.e.
l'exposant de "rugosite" depend de la position). Le
caractere multifractal est clairement prouve par l'analyse
DTM.
1.3 Par ailleurs, depuis 1995, j’étudie le champ de vitesses des nébuleuses éjectées
par les étoiles [WC]. J’ai initié cette étude dès 1992, à Innsbruck, lors du Symposium IAU
180 sur les NP (où j’ai tenu le rôle de « chairperson » du SOC) ; j’ai noué des liens avec
l’institut d’astrophysique de Torun, et en particulier proposé d’appliquer le code de Richard
Sczcerba aux nébuleuses planétaires. Une collaboration régulière s’est nouée autour de ce
thème, grâce au soutien du PICS France-Pologne.
En plus des observations à moyenne/basse résolution (R=1500) et grand domaine spectral des NP et
leur noyau, j’ai conduit des observations à très haute résolution spectrale ( >= 40 000, OHP/Aurelie et
Elodie ; et ESO/CAT) des nébuleuses, afin de modéliser les raies nébulaires et d’en déduire leurs
distributions radiales en vitesse et densité (code de Torun, Pologne) (réf. 4, 15, 16, 21, 32).
L’analyse de 4 à 11 raies nébulaires montre que les raies des NP à noyau [WC] sont toutes élargies
par rapport aux nébuleuse avec un noyau de type O (voir ref. 7, 1996, 1 en 2000, et stage DEA de C.
Neiner, 2000, ref 1, 2, 7 en 2002). Ceci implique l’existence de mouvements turbulents dans ces NP,
superposés à une vitesse d’expansion sensiblement constante. Les NP autour d’étoiles O ne
montrent aucun signe de turbulence, mais leur vitesse d’expansion croît vers l’extérieur. Les deux
types de NP montrent environ la même vitesse d’expansion moyenne. Cette étude suggère que les
nébuleuses à noyau [WC] se trouvent dans un régime dominé par la poussée du moment (et non de
l’énergie). Normalement les zones les plus denses du vent fragmenté ne peuvent perdurer (voir ref29
1999), sauf pour les vents très rapides des étoiles [WC], où les inhomogénéités du vent peuvent
exciter des instabilités engendrant la turbulence observée (voir Acker et al, 2002, sous presse).
En 2002, nous projetons d’étudier particulièrement les Vitesses d’expansion des NP du bulbe
galactique - Avec K. Gesicki (séjour en mai 2002), nous analyserons les raies nébulaires [NII] et
Halfa à haute résolution d’une trentaine de NP du bulbe, en terme de champ de vitesses d’expansion.
Nous étendrons les résultats à l’ « âge dynamique » des NP, et, au vu des positions des étoiles sur le
diagramme HR, estimerons la masse des noyaux de ces NP du bulbe et les comparerons aux valeurs
prédites par les relations masses initiale/finale pour le bulbe.
1.4 Etude des Proto-PN - Les NP constituent une phase de quelques 104 ans dans l’évolution
d’étoiles de 0.8 à 5-8 masses solaires. Cette étape suit le stade post-AGB, qui, lui, ne dure que
quelques 103 ans. Le lien entre ces deux étapes est mal connu, en particulier à cause de l’enveloppe
AGB poussiéreuse. Aussi, avec R. Tylenda et M. Schmidt (Torun), nous entreprenons une étude
systématique des « proto-PN ». A partir de spectres à hautes résolution et signal/bruit d’environ 50
objets (qui sont à observer !), nous déterminerons Teff et log g, puis en comparant avec les modèles
(Torun), nous déduirons la masse (qui se situe entre 0.55 et 0.65 masses solaires pour les noyaux
NP).

5
5
5
2 – Nébuleuses Planétaires, traceurs des propriétés de la Galaxie
Les NP sont des traceurs excellents, car elles sont largement distribuées dans la Galaxie, et
sont visibles à de très grandes distance car leur énergie est concentrée dans les raies
d’émission. Les travaux en cours et en projet se concentrent sur le bulbe galactique.
2.1 NP du bulbe galactique : A partir de 70 NP du bulbe observées (ESO, Munich), en [OIII], H
et [NII] à très haute résolution (ESO/CAT), Acker et Zijlstra ont revu la cinématique des NP du
bulbe (réf. 11).
Cuisinier, Köppen, Acker et al ont étudié 30 NP du bulbe (R= 1500 ;ESO/152/B&C), et déterminé les
paramètres du plasma, et les abondances en He, O, N, S, Ar, Cl. Les NP du bulbe semblent être une
population plus âgée que les NP du disque, de métallicité légèrement plus grande que celles-ci, une
conclusion trouvée aussi pour la population stellaire du bulbe (réf. 3 et 4 en 2000).
Projet pour 2001/2003 :
Peyaud.
2.2 NP galactiques =Traceurs cinématiques et chimiques : Dans le cadre de la thèse de S.
Durand (co-direction A. Acker, H. Dejonghe, Gand), la cinématique et la dynamique des NP
dans la Galaxie sont étudiées. En étroite collaboration avec moi, Sophie a réalisé une base de
vitesses radiales de 867 NP, compilées à partir de la littérature, est calibrées avec 120 VR
déterminées à partir de spectres ESO/CAT à haute résolution (R=50 000), ce qui permet de
préciser la rotation du disque et du bulbe galactiques (22). Grâce au code développé par Herwig
Dejonghe, une modélisation dynamique de la Galaxie a été réalisée par Sophie (3), avec un
modèle à 2 intégrales. Actuellement Sophie est en post-doc à Sao Paulo (W. Maciel).
Par ailleurs, un gradient chimique radial et vertical est estimé à partir de spectres à R=800
(ESO/152/B&C) par Köppen, Acker, Cuisinier (2).
Projet pour 2001/2003 : Par un survey profond en H , Quentin Parker a découvert environ 600
nouvelles NP (s’ajoutant aux 1500 NP déjà connues). Une étude globale de la population des NP
galactiques en termes de distribution, cinématique,…est envisagée à partir de 2001, où Q. Parker
devrait passer quelques mois à Strasbourg.
2.3 NP dans les amas : Dans le cadre de l’atelier consacré aux amas massifs, Köppen et moi-
même avons discuté le nombre de NP présentes dans un amas massif en fonction de son âge ;
ce nombre va de 2, jusqu’à 20 pour un amas très jeune (réf. 5 en 2000).
Par ailleurs,l'interaction du disque stellaire local avec la composante gazeuse est étudiée par A.
Fresneau (AJ 104 et 108). Un échantillon d'environ 50 étoiles à masse solaire a été sélectionné dans
l'anneau de Lindblad ; j’ai conduit des observations (Aurélie, 152cm OHP), pour détecter une dizaine
d'objets jeunes, dont le spectre montre la raie du Lithium et un vsini important, ce dernier point étant
confirmé avec Coravel par G. Jasniewicz (stage de DEA de M. Piat et réf. 5).