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Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Anthony Meilland.

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1 Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Anthony Meilland

2 I Les étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II lintérêt de linterférométrie III Résultats récents

3 I Les étoiles chaudes actives Anthony Meilland I Les étoiles Chaudes Actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II lintérêt de linterférométrie III Résultats récents

4 I Les étoiles Chaudes Actives Fraunhaufer 1814 : lignes sombres dans le spectre du soleil Bunsen et Kirchoff 1859 : spectres démission et darborption délements chimiques Kirchoff 1861 : Composition Chimique de latmosphère Solaire Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives

5 I Les étoiles Chaudes Actives Apport 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 létoile γ Cassiopée, unique jusquà 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 jen ai pu prendre les mesures, exactement coïncidente avec celle de f, et on peut très bien en faire la comparaison avec létoile voisine β Cassiopée… » : dautres étoiles chaudes avec des raies dhydrogène en émission Atmosphère étendue ou enveloppe de gaz autour de ces « étoiles chaudes actives » Excès infrarouge important associé à ces étoiles

6 I Les étoiles Chaudes Actives Apport 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)

7 I Les étoiles Chaudes Actives Apport 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) -RotationG

8 I Les étoiles Chaudes Actives Apport 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

9 I Les étoiles Chaudes Actives Apport 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

10 I Les étoiles Chaudes Actives Apport 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

11 I Les étoiles Chaudes Actives Apport 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 détoiles 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 »

12 I Les étoiles chaudes actives I Les étoiles Chaudes Actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II lintérêt de linterférométrie III Résultats récents

13 Image dun point II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Géométrie : Pouvoir de résolution angulaire θ min = 1.22 λ/Dθ min = 1.22 λ/B Télescope DB Interféromètre Image dun point 2.44 λ/D λ/B Ex : Image de 2 points Mesure du contraste et de la position des franges (visibilité et phase)

14 Géométrie : Longueur et orientation des bases Résolution uniquement dans la direction de la base + Adapté uniquement à une taille dobjet = Une seule fréquence spatiale mesurée II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives nombreuses mesures avec différentes longueurs et orientations des bases Comme pour le son : Décomposition de limage en sinusoïdes de périodes différentes Et inversement grâce à linterférométrie

15 Géométrie : configuration du VLTI II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Very Large Telescopes Interferometer Cerro Paranal, 2635m, Plateau de lAtacama, Chili 4 Télescopes fixes (D=8.2m) + 4 télescopes mobiles de (D=1.6m) Environ 400 bases possibles (B max =200m)

16 Cinématique : Leffet Doppler II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Décalage entre la fréquence démission et de réception dune onde lorsque lémetteur et le récepteurs sont en mouvement lun par rapport à lautre. Ondes sonores : une voiture passe devant un piéton Ondes lumineuses : Pas de mouvement relatif λ0λ0 λ0λ0 « Ils se rapprochent » λ0λ0 λ 0 -Δλ « Ils séloignent » λ0λ0 λ 0 + Δλ

17 Cinématique : Spectroscopie II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives λ 0 -Δλ λ 0 +Δλ λ0λ0 Détermination de la cinématique dun objet à partir dun profil de raie Cinématique projetée Modification de la morphologie des raies

18 Cinématique : Limitation de la spectroscopie II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Plusieurs modèles radicalement différents permettent dobtenir des profils de raie similaires Disque en rotation Disque en expansion Solutions : -Connaître les « vrais » champs de vitesse : impossible -Connaître la position et lextension de chaque zone disovitesse radiale

19 Cinématique : Interférométrie différentielle II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Mesure de la visibilité et la phase en fonction de la longueur donde Informations sur lextension et la « position » dun objet en fonction de λ AMBER ( μm) Direction spatiale (x) Longueur donde (λ)

20 Cinématique : Interférométrie différentielle II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Visibilité Longueur donde Base // au grand-axe Visibilité Longueur donde Base // au petit-axe

21 Cinématique : Interférométrie différentielle II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives phase Longueur donde Base // au grand-axe phase Longueur donde Base // au petit-axe

22 Cinématique : Interférométrie différentielle II Intérêt de linterférométrie Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives phase Longueur donde Base // au grand-axe Visibilité Longueur donde Base // au grand-axe phase Longueur donde Base // au grand-axe Visibilité Longueur donde Base // au grand-axe Détermination de la « vrai » cinématique de lobjet

23 I Les étoiles chaudes actives I Les étoiles Chaudes Actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II lintérêt de linterférométrie III Résultats récents

24 Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Résultats récents obtenus à laide du VLTI et des instruments VINCI, MIDI et AMBER Étoiles Be Achernar κ Canis Major α Arae Étoiles Ae/Be de Herbig (=jeunes) MWC297 CPD Étoiles B[e] (~évolués) 7 publications dans Astronomy&Astrophysics (entre 2003 et 2007)

25 III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives MWC 297 Malbet, Benisty, et al. 2007, A&A Inclinaison : ~20° Vitesse dexpansion : 100km/s proche de léquateur à qqs 100km/s au pôle

26 III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives CDP Domiciano de Souza et al., 2007, A&A N E Br 2.2 m 8 m 12 m

27 III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Achernar Domiciano de Souza et Kervella A&A Kervella et Domiciano de Souza A&A Meilland, Kanaan, Stee et al. 2007(8?) en préparation Observation en 2001 avec VINCI Pas de disque équatorial Aplatissement de létoile 1.53 rotateur critique Présence dun faible vent polaire L>10R * 5% du flux à 1.6μm Sursaut démission (95-02) V exp ~ 0.2km/s anneau équatorial 0-10R * Vinicius, Zorec et al. A&A 2005

28 MIDI (8-13μm) +AMBER (2.2 μm) III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives α Arae Chesneau, Meilland, et al A&A Meilland, Stee, et al A&A B=79 m, PA = 55° B=102 m, PA = 7° MIDI (8-13μm) R disque <30R *

29 III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives α Arae Chesneau, Meilland, et al A&A Meilland, Stee, et al A&A Disque équatorial : 40% du flux total à 2.1μm 32 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

30 III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives α Arae Chesneau, Meilland, et al A&A Meilland, Stee, et al A&A Modèle SIMECA de létoile α Arae

31 III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives κ Canis Major Meilland, Millour, et al Disque équatorial : 50% du flux total à 2.1μm 23 R * à 2.1<μm En rotation sub-képlérienne ( β= 0.3 contre 0.5) Pas dexpansion Pas de vent polaire Inhomogénéité Etoile : Rotation sub- critique (52%)

32 III Résultats récents Apport 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 dautres phénomènes physiques (K CMa et Achernar) -matière éjectée ~ «particules libres sans interaction» Étoiles B[e] : -le Gaz et la Poussière proviennent denvironnements bien distincts -Physique très différentes pour ces deux zones -changement de symétrie inexpliqué Étoiles Ae/Be : -Vent de part et dautre du disque de poussière -confiné à lenvironnement proche de létoile -Vitesse dexpansion (~qq 100km/s)

33 III Résultats récents Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives Prochaines étapes : Reconstruction dimage Avec 72 bases différentes Suivie de la création et dissipation dun 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


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