Rapport de Stage - Observatoire de la Côte d`Azur

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Université de Nice Sophia-Antipolis
DEA d’Astronomie : haute résolution angulaire, image et Gravitation
Rapport de Stage
Par Anthony Meilland
Par Anthony Meilland
Sous la direction de Philippe Stee
Equipe « PSI» département GEMINI
Observatoire de la Côte d’Azur

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Sommaire
Introduction……………………………………………………….. 3
I Le Phénomène Be……………………………………………….. 4
1 Historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2 Intérêt de l’étude des étoiles Be . . . . . . . . . . . . . . . . 5
3 Modèle de base . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
4 Formation de l’enveloppe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
5 Variabilité(s) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
II Techniques d’observation………………………………………. 19
1 Techniques pré-interférométriques . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2 Interférométrie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
III Le code SIMECA……………………………………………… 26
1 Présentation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2 Hydrodynamique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3 Equilibre Statistique. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
4 Transfert de rayonnement. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .31
5 Calcul des observables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
6 Exemple : Application de SIMECA à l’étoile γ Cas . . . . . . . . . 32
7 Limitations et améliorations futures . . . . . . . . . . . . . . . 34
IV Modélisation de l’étoile α Ara……...………………………… 35
1Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2 Problématique autour de l’ajustement des paramètres physiques . . . . 40
3 Résultats. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4 Un modèle pour α Ara. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
V Etude de la dissipation des disques…………………………….. 51
1Les différents scenarii de dissipation . . . . . . . . . . . . . . 51
2 Modification du code SIMECA . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3 Premiers résultats. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
Conclusion………………………………………………………... 55
Bibliographie………………………………………………………56

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Introduction
La problématique de ce stage de DEA, effectué dans l’équipe « physique stellaire » du
département GEMINI de l’Observatoire de la Côte d’Azur sous la direction de Philippe Stee,
concernait la modélisation des étoiles chaudes actives de type Be et leur observation
multitechnique. L’accent sera mis, dans ce rapport, sur l’importance de l’interférométrie dans
cette étude et l’apport du VLTI, nouvel instrument européen installé au Chili.
Mon travail au côté de Philippe Stee s’articulait essentiellement autour de la modélisation de
l’étoile α Ara à partir de données obtenues simultanément en Juin 2003 au VLTI et au Brésil.
Le code SIMECA, développé à l’observatoire depuis le début des année 90, a été la base de
cette modélisation. Un autre axe de recherche dans mon étude des étoiles Be concernant la
dissipation des enveloppes des étoiles Be sera aussi abordé.
J’ai par conséquent décidé de diviser mon rapport en cinq chapitres concernant chacun un
aspect de mon stage. Le premier présentera une synthèse du phénomène Be en évoquant la
plupart des hypothèses actuelles. Dans le deuxième chapitre je reviendrais sur l’importance
des différentes techniques d’observations et discuterais les informations qu’elles apporte à
notre étude. Je présenterais plus particulièrement l’interférométrie et le VLTI avec ses deux
instruments actuels : MIDI et AMBER. Le code SIMECA sera détaillé dans le troisième
chapitre et un exemple de modélisation de l’étoile γ Cas sera expliqué. Dans la quatrième
partie je présenterais mon travail personnel sur la modélisation de l’étoile α Ara, première
étoile Be observée par le VLTI dans le temps garantie de MIDI. Enfin, dans la dernière partie
j’aborderais mes recherches sur la dissipation des disques.
Les références bibliographiques numérotées tout au long de ce rapport sont présentées en
détail à sa fin. Notez que toute autre information provient soit de la thèse de Philippe Stee ou
de discussions avec lui soit de celle de Jamal Bittar.
Vue d’artiste d’une étoile Be

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I. le phénomène Be
1. Historique
L’histoire commença en 1866 avec la découverte de « lignes brillantes » dans le spectre de γ
Cassiopeiae par le Père Angelo Secchi (1), astronome au Vatican. Ces lignes plusieurs fois
plus brillantes que le spectre avoisinant étaient situées à la place des raies en absorption de
l’hydrogène déjà observées dans les spectres d’étoiles, en particulier pour le Soleil. Leurs
positions ne permettant pas de douter de leur identité, elles furent qualifiées de raies en
émission de l’hydrogène. γ Cas étant une étoile chaude de type B, le qualificatif Be viendra
plus tard de la réunion de ce B et du e d’émission.
Plusieurs autres étoiles de type B possédant des raies en émission furent ensuite découvertes
parmis les étoiles relativement brillantes des deux hémisphères, ce qui permit de donner de la
substance au qualificatif d’étoiles Be. Et pour compliquer le tout, des étoiles de type O et A
présentant des raies en émission ont aussi été classées parmis les étoiles Be.
En 1931 Otto Struve (2) proposa un modèle d’étoile déformée par l’action de sa propre
rotation et qui, devenant instable, éjecterait de la matière à l’équateur. Le disque en rotation
autour de l’étoile ainsi formé pourrait donner naissance aux raies en émission par simple
recombinaison radiative.
Cette hypothèse sur la présence d’une enveloppe de gaz autour de l’étoile fut vite adoptée,
mais sa forme de disque ou d’anneaux (Struve prenant comme modèle les anneaux de
Saturne) ne faisant pas l’unanimité, elle dut cohabiter avec celle d’une enveloppe sphérique
jusqu’au milieu des années 1980 qui permirent, grâce au développement de l’interférométrie,
de mesurer l’aplatissement de l’enveloppe (3) (ou l’angle d’ouverture du disque) .
Son hypothèse sur la rotation rapide qui permettrait d’arracher de la matière à l’étoile fit
encore moins l’unanimité car elle laissait supposer que toutes les étoiles Be tournaient à la
vitesse critique, d’autres théories furent alors mises en avant. La binarité fut d’abord évoquée,
puis dans les années 1970, ce fut le tour de vents stellaire qui éjecteraient la matière hors de la
photosphère de l’étoile par la pression radiative (4). Dans les années 90 la compression de la
matière au niveau de l’équateur par ce vent (Wind Compressed Disc) a été avancée (5). Des
oscillations non-radiales et la présence de forts champs magnétiques ont aussi été proposées.
Très récemment de nouveaux modèles et de nouvelles observations ont remis la rotation
rapide au goût du jour. Jusqu’à présent aucune de ces hypothèses ne peut être écartée ou
privilégiée.
L’observation des étoiles Be sur une période de plus de cents ans permit aussi de mettre en
évidence une autre caractéristique intéressante de étoiles Be : la variabilité . Plusieurs types de
variations mettant en jeu le profil des raies, leur intensité, le flux de l’étoile et même son type
spectral furent ainsi découvertes. Leur période (ou pseudo période) varie selon le phénomène
entre quelques heures et plusieurs décennies .

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2 Intérêt de l’étude des étoiles Be
L’observation des étoiles Be permet avant tout d’étudier tous les phénomènes physiques
évoqués dans le paragraphe précédent . Qu’il s’agisse de vents stellaires, de la rotation rapide,
de pulsations non-radiales, de l’importance des champs magnétiques ou de la binarité les
étoiles Be sont de très bons laboratoires.
Leur forte luminosité permet une observation aisée des objets les plus proches (quelques
centaines de parsecs). Des observations à hautes résolution spectrale dans les nuages de
Magellan (métallicité différente) ont été menées dans le cadre du projet Flames (GIRAFFE)
sur le VLTI en collaboration avec le groupe d’Anne-Marie Hubert de l’observatoire de
Meudon et Christophe Marteyron en thèse sur ce sujet.
Elle permet aussi d’étudier la physique du transfert de rayonnement hors équilibre
thermodynamique local (luminosité trop importante et densité trop faible pour établir l’ETL)
dans l’enveloppe circumstellaire. L’étude de la cinématique du gaz circumstellaire permet
aussi d’aborder les problèmes de transfert de moment angulaire et de la dynamique de ces
milieux.
Outre l’intérêt de ces étoiles dans le cadre de la physique stellaire, l’ionisation du gaz
interstellaire sur de grandes distances, de l’ordre de cent parsec, explique leur rôle important
dans le réchauffement du gaz de la galaxie et dans la formation de chocs radiatifs dans le
milieu interstellaire ( 6).
De plus leur masse importante les condamne à une fin de vie violente sous forme de
supernovae. Là encore, l’énergie dégagée peut avoir des répercussions sur la galaxie et en
particulier sur la formation de nouvelles étoiles. Les fluctuations de densité provoquées par la
supernovae peuvent ainsi entraîner l’effondrement d’un nuage de gaz dont la densité est
proche de la densité critique.
L’enrichissement du milieu interstellaire en éléments lourds produits par l’étoile durant sa vie
ou par l’explosion de la supernovae est aussi un phénomène important dans l’étude de la
métallicité des galaxies.
L’abondance des étoiles Be dans notre galaxie est de l’ordre de 20% des étoiles B . Ce taux
peut être beaucoup plus important dans certains jeunes amas ( 60-70%) ( 6) . L’excès de
luminosité des étoiles Be comparé aux étoiles B normales peut engendrer des erreurs dans la
mesure de la fonction initiale de masse en prenant des étoiles lumineuses pour des étoiles plus
massives.
Enfin, les étoiles Be qui sont des objets massifs évoluent rapidement et restent donc peu de
temps sur la séquence principale. Un point intéressant serait d’étudier la corrélation entre
l’age des étoiles B et le taux d’étoiles Be pour savoir si ce phénomène correspond à une
certaine période de la vie de toutes les étoiles chaudes massives.