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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 Flux ionisant: régions HII et chauffage des poussières, NGC Traceurs et catalyseurs de la formation stellaire NGC 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, 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 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, " N E H Chesneau et al, " 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 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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