apport du vlti à l'étude des étoiles chaudes actives anthony meilland
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Apport du VLTI Apport du VLTI à l'étude des à l'étude des
étoiles chaudes activesétoiles chaudes actives
Anthony MeillandAnthony Meilland
I Les étoiles chaudes actives
Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
II l’intérêt de l’interférométrie
III Résultats récents
I Les étoiles chaudes actives
Anthony MeillandAnthony Meilland
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
II l’intérêt de l’interférométrie
III Résultats récents
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes Actives
Fraunhaufer 1814 : lignes sombres dans le spectre du soleil
Bunsen et Kirchoff 1859 : spectres d’émission et d’arborption d’élements chimiquesBunsen et Kirchoff 1859 : spectres d’émission et d’arborption d’élements chimiques
Kirchoff 1861 : Composition Chimique de l’atmosphère SolaireKirchoff 1861 : Composition Chimique de l’atmosphère Solaire
Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Angelo Secchi 1869 : Ligne Brillante dans le Spectre de γ Cassiopée
« …mais pour le moment je ne pourrais différer davantage à vous signaler une particularité curieuse de l’étoile γ Cassiopée, unique jusqu’à présent. Celle-ci est que, pendant que la grande majorité des étoiles blanches montre une raie f très nette et large, et comme α Lyre, Sirius etc., γ Cassiopée a à sa place une ligne lumineuse très belle et bien plus brillante que tout le reste du spectre. La place de cette raie est, autant que j’en ai pu prendre les mesures, exactement coïncidente avec celle de f, et on peut très bien en faire la comparaison avec l’étoile voisine β Cassiopée… »
1900-1930 : d’autres étoiles chaudes avec des raies d’hydrogène en émission
Atmosphère étendue ou enveloppe de gaz autour de ces « étoiles chaudes actives »
Excès infrarouge important associé à ces étoiles
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives
Origine de la matière :
-Milieu interstellaire (étoiles jeunes)
-Compagnon (binaires serrées en interaction)
-Étoile centrale (autres cas)
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives
Origine de la matière :
-Milieu interstellaire (étoiles jeunes)
-Compagnon (binaires serrées en interaction)
-Étoile centrale (autres cas)
-Rotation
GG
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives
Origine de la matière :
-Milieu interstellaire (étoiles jeunes)
-Compagnon (binaires serrées en interaction)
-Étoile centrale (autres cas)
-Rotation-vent stellaires radiatifs
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives
Origine de la matière :
-Milieu interstellaire (étoiles jeunes)
-Compagnon (binaires serrées en interaction)
-Étoile centrale (autres cas)
-Rotation-vent stellaires radiatifs-pulsations
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives
Origine de la matière :
-Milieu interstellaire (étoiles jeunes)
-Compagnon (binaires serrées en interaction)
-Étoile centrale (autres cas)
-Rotation-vent stellaires radiatifs-pulsations-magnétisme
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives
Origine de la matière :
-Milieu interstellaire (étoiles jeunes)
-Compagnon (binaires serrées en interaction)
-Étoile centrale (autres cas)
-Rotation-vent stellaires radiatifs-pulsations-magnétisme
Différent types d’étoiles chaudes actives
-Ae/Be de Herbig étoiles jeunes enveloppe de poussière fort IR souvent dans une nébuleuse ou amas
-Be « classiques » étoiles « adultes » (Proche SP) pas de poussière rotation rapide (>50% Vc)
-B[e] étoiles évoluées souvent supergéantes enveloppe de poussière raies « interdites »
I Les étoiles chaudes actives
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
II l’intérêt de l’interférométrie
III Résultats récents
Image d’un point
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Géométrie : Pouvoir de résolution angulaire
θmin= 1.22 λ/D θmin= 1.22 λ/B
Télescope
D B
Interféromètre
Image d’un point
2.44 λ/D
λ/B
Ex : Image de 2 points Ex : Image de 2 points
Mesure du contraste et de la position des franges(visibilité et phase)
Géométrie : Longueur et orientation des bases
Résolution uniquement dans la direction de la base+
Adapté uniquement à une taille d’objet=
Une seule fréquence spatiale mesurée
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
nombreuses mesures avec différentes longueurs et orientations des bases
Comme pour le son :
Décomposition de l’image en sinusoïdes de périodes différentes
Et inversement grâce à l’interférométrie
Géométrie : configuration du VLTI
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Very Large Telescopes Interferometer
Cerro Paranal, 2635m, Plateau de l’Atacama, Chili
4 Télescopes fixes (D=8.2m)+
4 télescopes mobiles de (D=1.6m)
Environ 400 bases possibles (Bmax=200m)
Cinématique : L’effet Doppler
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Décalage entre la fréquence d’émission et de réception d’une onde lorsque l’émetteur et le récepteurs sont en mouvement l’un par rapport à l’autre.
Ondes sonores :une voiture passe devant un piéton
Ondes lumineuses :
Pas de mouvement relatif
λ0 λ0
« Ils se rapprochent »
λ0 λ0 -Δλ
« Ils s’éloignent »
λ0 λ0 + Δλ
Cinématique : Spectroscopie
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
λ0 -Δλ
λ0 +Δλ
λ0
Détermination de la cinématique d’un objet à partir d’un profil de raie
Cinématique projetée
Modification de la morphologie des raies
Cinématique : Limitation de la spectroscopie
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Plusieurs modèles radicalement différents permettent d’obtenir des profils de raie similaires
Disque en rotation Disque en expansion
Solutions : -Connaître les « vrais » champs de vitesse : impossible-Connaître la position et l’extension de chaque zone d’isovitesse radiale
Cinématique : Interférométrie différentielle
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Mesure de la visibilité et la phase en fonction de la longueur d’onde
Informations sur l’extension et la « position » d’un objet en fonction de λ
AMBER(1.6-2.4 μm)
Dir
ecti
on
sp
ati
ale
(x)
Dir
ecti
on
sp
ati
ale
(x)
Longueur d’onde (λ)
Cinématique : Interférométrie différentielle
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Vis
ibili
té
Longueur d’onde
Base // au grand-axe
Vis
ibili
té
Longueur d’onde
Base // au petit-axe
Cinématique : Interférométrie différentielle
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
phas
e
Longueur d’onde
Base // au grand-axe
phas
e
Longueur d’onde
Base // au petit-axe
Cinématique : Interférométrie différentielle
II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
phas
e
Longueur d’onde
Base // au grand-axe
Vis
ibili
té
Longueur d’onde
Base // au grand-axe
phas
eLongueur d’onde
Base // au grand-axe
Vis
ibili
té
Longueur d’onde
Base // au grand-axe
Détermination de la « vrai » cinématique de l’objet
I Les étoiles chaudes actives
I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
II l’intérêt de l’interférométrie
III Résultats récents
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Résultats récents obtenus à l’aide du VLTI et des instruments VINCI, MIDI et AMBER
Étoiles Be
Achernarκ Canis Major
α Arae
Étoiles Ae/Be de Herbig (=jeunes)
MWC297CPD 57-2874
Étoiles B[e] (~évolués)
7 publications dans Astronomy&Astrophysics (entre 2003 et 2007)
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
MWC 297Malbet , Benisty, et al. 2007, A&A 464 43
Inclinaison : ~20°Vitesse d’expansion : 100km/s proche de l’équateur à qqs 100km/s au pôle
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
CDP 57-2874Domiciano de Souza et al., 2007, A&A 464 81
N
E
Br 2.2 m
8 m
12 m
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
AchernarDomiciano de Souza et Kervella. 2003 A&A 407 47
Kervella et Domiciano de Souza. 2006 A&A 453 1059Meilland, Kanaan, Stee et al. 2007(8?) en préparation
Observation en 2001 avec VINCI
Pas de disque équatorial
Aplatissement de l’étoile 1.53
rotateur critique
Présence d’un faible vent polaireL>10R*
5% du flux à 1.6μm
Sursaut d’émission (95-02)Vexp~ 0.2km/sanneau équatorial 0-10R*
Vinicius, Zorec et al.A&A 2005
MIDI (8-13μm) +AMBER (2.2 μm)
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
α AraeChesneau, Meilland, et al. 2005 A&A 435 275
Meilland, Stee, et al. 2007 A&A 464 59
B=79 m , PA = 55°
B=102 m , PA = 7°
MIDI (8-13μm)
Rdisque<30R*
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
α AraeChesneau, Meilland, et al. 2005 A&A 435 275
Meilland, Stee, et al. 2007 A&A 464 59
+
Disque équatorial :40% du flux total à 2.1μm32 R* quelque soit 2.1<μm<13 (~troncation du disque)en rotation képlérienne (+ sans expansion)
Vent polaire :qq % du flux total à 2.1μm>20R*
Etoile : Rotation critique
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
α AraeChesneau, Meilland, et al. 2005 A&A 435 275
Meilland, Stee, et al. 2007 A&A 464 59
Modèle SIMECA de l’étoile α Arae
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
κ Canis MajorMeilland, Millour, et al. 2007 464 73
Disque équatorial :50% du flux total à 2.1μm23 R* à 2.1<μmEn rotation sub-képlérienne(β=0.3 contre 0.5)Pas d’expansion
Pas de vent polaireInhomogénéité
Etoile : Rotation sub-critique (52%)
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Conclusions :
Etoiles Be :
-Vents polaires et disques équatoriaux indépendants détectés-Rotation critique dans certains cas (=> importance de la rotation)-Vents radiatif aux pôles (probablement amplifié par la rotation rapide)-Mais nécessité d’autres phénomènes physiques (K CMa et Achernar)-matière éjectée ~ «particules libres sans interaction»
Étoiles B[e] :
-le Gaz et la Poussière proviennent d’environnements bien distincts-Physique très différentes pour ces deux zones-changement de symétrie inexpliqué
Étoiles Ae/Be :
-Vent de part et d’autre du disque de poussière -confiné à l’environnement proche de l’étoile-Vitesse d’expansion (~qq 100km/s)
III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives
Prochaines étapes :
Reconstruction d’imageAvec 72 bases différentes
Suivie de la création et dissipation d’un disque de Be
Observation MIDI + AMBER pour des B[e] et Ae/Be de Herbig
Cinématique haute résolution spectrale avec AMBER sur Be, B[e] et Ae/Be de Herbig