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6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire sous la direction de: Farrokh.

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1 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire sous la direction de: Farrokh Vakili, Observatoire de la Côte d'Azur Anthony Moffat, Université de Montréal Agnès Acker, Observatoire de Strasbourg Olivier Chesneau

2 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes, Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative, Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes, Contraintes sur le champ magnétique de Pup. Variations spectrales de EZ CMa et 2 Vel Spectropolarimétrie Interférométrique Contexte général, Application à la détection de champs magnétiques, Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes, Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative, Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes, Contraintes sur le champ magnétique de Pup. Variations spectrales de EZ CMa et 2 Vel Spectropolarimétrie Interférométrique Contexte général, Application à la détection de champs magnétiques,

3 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Lamers et Cassinelli, 1999

4 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Importance des étoiles chaudes NGC 7635 - Flux ionisant: régions HII et chauffage des poussières, NGC 3603 - Traceurs et catalyseurs de la formation stellaire NGC 4314 - Objets les plus lumineux dans le visible (2/3 du flux galactique environ), - Signatures spectroscopiques caractéristiques jusqu'à de grands redshifts (mesure des distances).

5 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Structuration du vent Inhomogénéité du vent (clumping) et mesure de perte de masse, Moffat et Robert, 1994 Babel et al, 1992 http://www.gong.noao.edu/helioseismology.html Influence de la rotation, Phénomènes "initiateurs" ou "modulateurs" du vent Pulsations non-radiales, Champs magnétiques, Autres (instabilités radiatives, effets d'opacité,...)

6 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes, Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative, Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes, Contraintes sur le champ magnétique de Pup. Variations spectrales de EZ CMa et 2 Vel Spectropolarimétrie Interférométrique Contexte général, Application à la détection de champs magnétiques,

7 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes P Cygni: Une LBV comme les autres? Etoile inconnue avant 1600, Eruptions géantes en 1600 et 1655: étoile de 3éme magnitude, Depuis: étoile de magnitude 4.9, très variable Grand taux de perte de masse: 3 M en 100 000 ans, Masse initiale: ~50 M, masse actuelle 20 M < M <40 M, (mal définie), Evolution rapide vers le stade WR, détectée sur 300 ans. Langer et al, 1994

8 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes P Cyg59 Cyg Fréquence de coupure théorique du 1.52cm (OHP) Limite théorique de résolution spatiale:110 mas en H Observation par Optique Adaptative en H

9 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Calibration de la PSF Comparaison PSF/deconvolution - Même normalisation, - même courbes de niveaux Création de sous-images et sous-PSF Déconvolution indépendante en utilisant plusieurs combinaisons,, Comparaison des flux de photons Calculs des paramètres atmosphériques a- posteriori et comparaison des paramètres de corrections de l'optique adaptative Nombreuses structures sans contrepartie dans l'étoile de référence Cœur plus grand et plus complexe

10 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Déconvolution Nord Est Algorithme Lucy-Richardson Dynamique atteinte ~100 "Résolution spatiale": ~70 mas Aucune tentative de mesure photométrique. Environ 7 structures différenciées Rayon linéaire couvert: ~2600 R * Période d'éjection couverte: ~20 ans Ejection de la structure la plus proche: ~2 ans

11 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes N E 5' Meaburn et al, 2000 H N E De Vos, 1994 0.2" N E H Chesneau et al, 2000 5" N E Meaburn et al, 2000 ISO 60 m N E Smith et al, 2000

12 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Résumé - L'environnement de P Cyg est constitué de plusieurs structures isolées: à expliquer dans le cadre d'une perte de masse par pression de radiation (CAK). non-uniforme un axe défini - les structures semblent distribuées de manière non-uniforme, suivant un axe défini : influence de la rotation? - Limitation de cette observation: - Observation dans le plan du ciel, - Quantité de matière dans les structures isolées inconnue, - Existence d'une nébuleuse diffuse qui doit être prouvée.

13 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes, Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative, Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes, Contraintes sur le champ magnétique de Pup. Variations spectrales de EZ CMa et 2 Vel Spectropolarimétrie Interférométrique Contexte général, Application à la détection de champs magnétiques,

14 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Puppis

15 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Cranmer et Owocki, 1994Massa et al, 1995 Vents structurés: conséquences d'un champ magnétique ?

16 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Effet Zeeman

17 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Spectropolarimétrie échelle Champ plat du spectropolarimètre CASPEC (3.6m, ESO, Chili) But: Détecter une différence locale de flux entre les voies polarisées induite par effet Zeeman (R=30000) Formalisme de Stokes: Soit I( ) l'intensité du flux total Soit V( ), l'intensité de la polarisation circulaire, On détecte la quantité I+V sur une voie et I-V sur l'autre R B

18 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes 60 Å 9 Å

19 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes dvvIgc dvvvV GBl )(1 )( )10.14,2( 11 Vitesse radiale (en km/s) V I Contraindre le champ global Puppis

20 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Contraindre le champ global - 3-5 raies utilisables par nuits, - Ecart-type de détection dominés par les résidus de redressement,

21 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes HeI 5876 Comment contraindre les champs locaux? Puppis Application locale par Mathys et Smith, 1999

22 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Résultats sur Puppis Champ magnétique local - Contraintes:5-8 kG selon les raies - Aucune signature magnétique étroite (0.2-3Å) détectée ( V ~0.08%) sur la moyenne de la nuit - Aucune activité en polarisation circulaire détectée ( V ~0.1% en 10min) Champ magnétique global - Détection nulle sur 4 nuits avec un écart-type moyen de 400 G Activité Non-polarisée - Activité non polarisée de l'ordre de 1% dans les raies de HeI, et 0.5% pour les raies de HeII Solutions instrumentales - amélioration des spectro-polarimètres: diffusion, stabilité, franges - multiplexages - polarimètre de Balmer

23 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes, Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative, Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes, Contraintes sur le champ magnétique de Pup. Variations spectrales de EZ CMa et 2 Vel Spectropolarimétrie Interférométrique Contexte général, Application à la détection de champs magnétiques,

24 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes HeII 6560CIV 5801,5812 EZ CMa

25 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Système double O+WR 2 Velorum 0 km/s -920 km/s HeI 5876HeI 4026 De Marco, 2000 ~3%

26 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes De Marco, 2000

27 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative, Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes, Spectropolarimétrie Interférométrique Contexte général, Application à la détection de champs magnétiques,

28 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Le principe du GI2T

29 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Disperseur Mode X- Mode Polarimétrique Polarimètre

30 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Interférométrie Différentielle Inter-densité spectrale moyenne 1 2 Contraste des franges (visibilité): module de la visibilité Position relative des franges: phase de la l'interdensité spectrale

31 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Applications en polarisation linéaires Rousselet-Perraut, 1997

32 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative, Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes, Spectropolarimétrie Interférométrique Contexte général, Application à la détection de champs magnétiques,

33 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Vmax= 7.3% Vmin= -2.7% Vmax= 31% Vmin= -20% R=60000, i=60°, Bpol=4000G, =500G Détection de l'effet Zeeman par la technique SPIN But: - Evaluer le potentiel de détection de l'effet Zeeman par interférométrie à longue base, - Modélisation de l'observable d'Interférométrie Différentielle pour des géométries de champ simples: dipôle, quadripôle. - Comparaison du signal escompté avec les sensibilités des instruments existants, - Préparation d'une stratégie d'observation adaptée au type spectral le plus propice pour tester nos conclusions: les étoiles Ap. R=30000, i=60°, Bpol=4000G, =500G

34 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes i = 0° i = 90° Cartes dintensité Raie Polarisation circulaire + Raie Polarisation circulaire -

35 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Premières conclusions - Signal attendu pour un champ typique d'une étoile Ap détectable avec les caractéristiques nominales du GI2T par effet de phase uniquement (R=30000, B=50m, <5°) - Effet de phase plus sensible que la mesure de visibilité, - Le signal attendu en polarisation linéaire est extrêmement faible, - Le signal est très dépendant de la résolution spectrale et surtout de la résolution spatiale, ce qui implique pour les Ap une base importante (50m étant un minimum), - Au vu du signal et de la résolution spectrale requise, l'utilisation d'une optique adaptative est conseillée.

36 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Exemple Dipôle B pol =4000G, R=30000, =1mas, =6000Å i=0° 10° Base

37 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Bilan - Observation de P Cygni par une optique adaptative dans le visible: c'est une première mondiale! - Une tentative de détection DIRECTE de champ magnétique par spectropolarimétrie: cela demeure une observation extrêmement difficile, mais dont la nécessité est indéniable. - Une étude théorique sur la détection de champ magnétique par Spectro-Polarimétrie Interférométrie qui montre le fort potentiel de cette technique.

38 6 juin 2001Perte de masse des étoiles chaudes Perspectives Le travail initié au cours de cette thèse continue sur tous les plans: A court terme: Suite de SPIN théorique en polarisation linéaire, Plusieurs programmes d'observation au GI2T (avec et sans polarimètre). Cibles visées particulièrement: Be, LBV, Ap A moyen terme: Demande d'observation environnement P Cygni, Mise en place de l'instrument ESPADON, Exploitation du VLTI en lumière naturelle: AMBER, MIDI Cibles visées particulièrement: Bp, Be, LBV, O, WR A long terme: Exploitation de PRIMA, Etude d'un Spectropolarimètre dédié pour le VLTI


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