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1. 2 Étude de lévolution de la structure interne et du champ magnétique des étoiles pré-séquence principale de masse intermédiaire Evelyne Alecian 8 septembre.

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2 2 Étude de lévolution de la structure interne et du champ magnétique des étoiles pré-séquence principale de masse intermédiaire Evelyne Alecian 8 septembre 2006 Observatoire de Meudon Thèse effectuée au LESIA – Observatoire de Paris Sous la direction de Claude Catala et Marie-Jo Goupil

3 3 Plan 1.Introduction 2.Étude spectroscopique du système binaire RS Cha 3.Test des modèles dévolution stellaire pendant la phase PMS 4.Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be 5.Conclusions et perspectives

4 4 Introduction

5 5 Objectif Comprendre lévolution du moment cinétique des étoiles

6 6 J dépend de la masse Les étoiles de faible masse : M < 1.5 M –J dépend fortement de lâge Couplage magnétique entre létoile et le disque daccrétion et Vents stellaires magnétisés Modèles de Bouvier et al. (1997) et Soderblom et al. (1993) Modèle dévolution et de structure interne PMS et MS Travaux de Maeder, Meynet, Palacios, Talon, Charbonnel Travaux de Iben (1965), Palla & Stahler (1999), dAntona & Mazzitelli (1994,1997)… Le moment cinétique (J) le long de lévolution stellaire Bouvier et al. (1997)

7 7 Les étoiles chimiquement particulières Am et Ap/Bp : 5-10% des étoiles A/B : étoiles MS de masse intermédiaire : 1.5 M < M < 15 M Rotateurs lents Abt & Morell (1995) Ap/Bp Étoiles magnétiques : 300G à 30kG, champ structuré à grande échelle, globalement dipolaire

8 8 Pourquoi ces étoiles tournent-elles si lentement ? Am : supposé dû à la binarité : forces de marées Ap/Bp : –Est-ce dû au champ magnétique ? –Daprès Stepien (2000), la seule solution est : pendant la phase PMS : couplage magnétique entre létoile et son disque daccrétion vents stellaires magnétisés

9 9 Objectifs 1.Comprendre lévolution du moment cinétique total des étoiles 2.Comprendre le transport du moment cinétique à lintérieur des étoiles Pour les étoiles PMS de masse intermédiaire

10 10 Pour atteindre ces objectifs Modélisation Comparaison des modèles aux observations Diagramme HR Abondances Sismologie Contraintes extérieures : – vsini – B

11 11 Étoiles pré-séquence principale (PMS) Contraction quasi- statique Énergie gravitationnelle Début : ligne de naissance Fin : ZAMS ZAMS Lignes de naissance Palla & Stahler 1993 Faibles masses : M < 1.5 M phase convective puis radiative Masses intermédiaires : 1.5 < M < 15 M phase convective petite ou inexistante Grandes masses : M > 15 M pas de phase PMS M /an M /an

12 12 Les étoiles de Herbig Ae/Be Supposées progéniteurs des étoiles A/B PMS de masse intermédiaire A/B

13 13 Problématique : Origine du champ magnétique des étoiles Ap/Bp? Hypothèse du champ fossile Hypothèse favorite

14 14 Problématiques : conséquences dune hypothèse du champ fossile Étoiles de Herbig Ae/Be magnétiques? ~5% étoiles A/B magnétiques Þ~5% étoiles de Herbig Ae/Be magnétiques? Intensité B des Herbig Ae/Be compatible avec lintensité B des Ap/Bp ? Structure B des Herbig Ae/Be = Structure B des Ap/Bp?

15 15 Problématiques : Origine de la faible rotation des étoiles Ap/Bp magnétiques 1 ère hypothèse : –freinage rotationnel par linteraction entre le disque et le champ magnétique et entre le vent et le champ magnétique 2 ème hypothèse : –seuls les rotateurs lents peuvent conserver leur champ magnétique

16 16 Problématiques : lévolution Comment évolue le champ magnétique ? Comment évoluent les vitesses de rotation –à la surface de létoile et –à lintérieur de létoile ?

17 17 Mes contributions pour atteindre les objectifs 1.Comprendre lévolution du moment cinétique global des étoiles de masses intermédiaire Détecter, mesurer et caractériser le champ magnétique dans les étoiles de Herbig Ae/Be 2.Comprendre le transport de moment cinétique à lintérieur des étoiles de masse intermédiaire Modéliser lévolution et la structure interne des étoiles PMS avec la rotation et le champ magnétique Tester les modèles actuels des étoiles PMS avant dinclure la rotation et le champ magnétique

18 18 Étude spectroscopique du système binaire RS Cha

19 19 RS Cha : un système idéal Système binaire SB2 à éclipse Deux composantes PMS Tous les paramètres fondamentaux sont connus sauf la métallicité PS M/M R/R T eff (K) log(L/L ) Observations : 174 spectres avec GIRAFFE au SAAO de 12/2002 à 01/2003

20 20 Mesure de la métallicité : méthode Hypothèses : –Pas danomalies dabondance –Rapports dabondance : solaires Spectre synthétique : ATLAS9 de Kurucz + SYNTH de Piskunov + BINMAG1 de Kochukhov Comparaison des spectres observés au spectre synthétique dans chaque région spectrale

21 21 Mesure de la métallicité : méthode [Fe/H]=0.15 FeI 4957Å PS

22 22 Mesure de la métallicité : méthode Hypothèses : –Pas danomalies dabondance –Rapports dabondance : solaires Spectre synthétique : ATLAS9 de Kurucz + SYNTH de Piskunov + BINMAG1 de Kochukhov Comparaison des spectres observés au spectre synthétique dans chaque région spectrale Étude de plusieurs régions spectrales Moyenne sur tous les spectres

23 23 Mesure de la métallicité : résultats 6 raies : MgII 4481 Å [Fe/H] = CaI 4455 Å [Fe/H] = FeI 4957 Å [Fe/H] = FeI 5227 Å [Fe/H] = FeII 5284 Å [Fe/H] = FeII 5317 Å [Fe/H] = En moyennant Alecian et al [Fe/H] =

24 24 Test des modèles dévolution pendant la phase PMS

25 25 Modèle standard Hypothèses : –origine commune pour les deux composantes : même âge, même Y, même métallicité –masse constante –pas de diffusion, ni de rotation, ni de champ magnétique Outil : code dévolution stellaire CESAM (2K) (Morel 1997), et laide dYveline Lebreton

26 26 Modèle standard Ingrédients et paramètres physiques –Equation détat : OPAL –Opacités : OPAL + Alexander & Ferguson (1994) (T<10 4 K) – = 1.62, pas dovershooting –[Fe/H]=0.17, Y=0.267, rapports dabondance solaires de Grevesse & Noels (1993) –Loi T( ) : Eddington –Taux des réactions nucléaire : NACRE

27 27 Stade dévolution et structure interne des deux étoiles Enveloppe radiative Cycle CNO a commencé : cœur convectif P plus massive que S : stade plus avancé la luminosité décroît Apparition du cœur radiatif Disparition de lenveloppe convective Apparition du cœur convectif

28 28 Comparaison aux observations Modèle standard ne reproduit pas les observations (L P /L S ) calc < 1 alors que (L P /L S ) obs = Trajets évolutifs Boites derreur en masses et rayons : (M,R) obs (T e,L) mod Barres derreur en luminosité et température (observationnelles)

29 29 Ingrédients et paramètres physiques modifiés sans résultat satisfaisant Paramètre de mélange Overshooting Loi T( ) Équation détat Combustion de 2 H, 7 Li, 7 Be Perte de masse Aucun effet sur les boîtes

30 30 Paramètres agissant sur le transfert de luminosité inefficaces Paramètres agissant sur les tracés Opacité globale Y et [Fe/H]

31 31 Inversion du rapport des luminosités Théorie reproduit les observations en modifiant les rapports dabondance solaires de Grevesse & Noels (1993) Alecian et al. 2006, accepté Théorie reproduit les observations avec les rapports dabondance solaires dAsplund et al. (2004) Diminution du C et N Démarrage du cycle CNO retardé Diminution de L P retardée (L P /L S ) > 1 Y=0.272 Les boîtes sont sur les croix Alecian et al., en prep.

32 32 Pour aller plus loin Métallicité de RS Cha en utilisant les rapports abondances solaires dAsplund et al. (2004) ? Contraindre davantage la physique incluse dans les modèles actuels : –Utiliser le rapport des températures –Utiliser la sismologie Prochaine étape : inclure la rotation et le champ magnétique.

33 33 Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be

34 34 Comment détecte-t-on le champ magnétique dans les étoiles? Grâce à la polarisation de la lumière et Grâce à leffet Zeeman

35 35 La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique :

36 36 La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique : Polarisation linéaire ou

37 37 La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique : Polarisation circulaire ouet

38 38 La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Les quatre paramètres de Stokes : Intensité Polarisation linéaire Polarisation circulaire Le tenseur de polarisation :Le champ électrique :

39 39 Effet Zeeman En champ faible : au premier ordre : B l : Champ magnétique longitudinal intégré sur la surface de létoile

40 40 Historique des recherches de champ magnétique dans les étoiles de Herbig AB Aur : Catala et al. (1993), Catala et al. (1999) Aucune détection HD : Donati et al. (1997) Aucune détection HD : Donati et al. (1997) Première détection directe HD : Hubrig et al. (2004) Détection non confirmée

41 41 Le spectropolarimètre ESPaDOnS Instrument nouvelle génération au CFHT ouvert à la communauté depuis le 1er semestre 2005 Spectre optique (370 – 1050 nm) en une seule pose 3 modes : –Mode Spectropolarimètre : R = –Mode Spectroscopique « objet + sky » : R = –Mode Spectroscopique « object only » : R = 81000

42 42 ESPaDOnS : les observables En mode spectropolarimétrique, on mesure lintensité I et un des trois autres paramètres de Stokes : –Q : polarisation linéaire –U : polarisation linéaire sur un axe à 45° par rapport à Q –V : polarisation circulaire (droite ou gauche ) Effet Zeeman : V est plus intense que Q et U

43 43 Méthode LSD « Least Square Deconvolution » =*=* Spectre Masque Profil I Donati et al. (1997)

44 44 Méthode LSD pour V B non détecté B 0 Spectre Profil V Masque =*=*

45 45 Découverte de champs magnétiques dans des étoiles de Herbig Etoiles de champ : –Sept : HD (Alecian et al. 2006, en prep.) –Fev : HD (Wade et al. 2005) –Fev : V380 Ori (Wade et al. 2005) –Mai 2005 : HD (Catala et al. 2006, soumis) 51 observées, 4 magnétiques ~8% magnétiques vsini = 28.2 km/s vsini = 40 km/svsini = 9.8 km/s vsini 8.6 km/s âge ~ 0.9 Man âge ~ 10 Manâge ~ 1.5 Man âge ~ 1 Man

46 46 Comment caractériser leur champ magnétique ? 1. Modéliser les variations de B l en fonction du temps 2. Modéliser les variations des profils V au cours du temps

47 47 r i (Stift 1975) Axe magnétique z x y O observateur P Modèle du rotateur oblique : Schéma Calcul de b l (r, ) en chaque point P de la surface Calcul de v(,r, ) en chaque point de la surface Intégration sur la surface de létoile : B l et V( )

48 48 Modèle du rotateur oblique : Exemple

49 49 Variations du champ longitudinal de HD mai-août juin 2006 P = jP = j

50 50 Caractérisation du champ magnétique de HD P = 4,3 j = 90° B p = 400 G i = 17° Alecian et al. 2006, en prep. 2 = 1.1

51 51 Caractérisation du champ magnétique de V380 Ori P = 9,8 j = 85° B p = 1400 G i = 47° 2 = 1.03 Alecian et al. 2006, en prep.

52 52 3 hypothèses différentes : 1.Etoile vue pole-on 2. = 0 3.Période très longue Catala et al. 2006, soumis Caractérisation du champ magnétique de HD

53 53 Conclusion sur le deuxième objectif ~8% des étoiles de Herbig sont magnétiques Structure de B globalement dipolaire ressemblant aux structures du B des Ap/Bp Les intensités de B ont le même ordre de grandeur que les intensités du B des Ap/Bp 3 arguments forts en faveur de lhypothèse du champ fossile Tous les rotateurs lents observés sont magnétiques, le champ magnétique nest observé que dans les rotateurs lents. Vrot très faible : les étoiles ont déjà fortement ralenti. Il existe un mécanisme de freinage qui agit très tôt dans la phase PMS surtout NGC W601 9 août 2006vsini ~ 200 km/s

54 54 1- Évolution du transport interne du moment cinétique : –Étude de RS Cha : totalement contraint –Les modèles actuels reproduisent les observations On veut contraindre davantage ces modèles Études sismologiques avec COROT : profils de rotation (r) –Inclure la rotation et le champ magnétique dans les modèles stellaires Conclusions et Perspectives

55 55 Conclusions et Perspectives 2- Évolution globale du moment cinétique : –Observations supplémentaires détoiles de champ Compléter notre catalogue Améliorer nos statistiques –Observer des amas jeunes Faire une étude statistique approfondie Étudier lévolution du moment angulaire total et du champ magnétique en fonction du temps Étudier lévolution du moment angulaire total et du champ magnétique en fonction de lenvironnement

56 56 Merci de votre attention


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