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

I Les étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les étoiles chaudes actives II l’intérêt de l’interférométrie III Résultats récents

I Les étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les étoiles Chaudes Actives I Les étoiles chaudes actives II l’intérêt de l’interférométrie III Résultats récents Anthony Meilland

Fraunhaufer 1814 : lignes sombres dans le spectre du soleil Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I 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 chimiques Kirchoff 1861 : Composition Chimique de l’atmosphère Solaire

Angelo Secchi 1869 : Ligne Brillante dans le Spectre de γ Cassiopée Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les 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 Excès infrarouge important associé à ces étoiles Atmosphère étendue ou enveloppe de gaz autour de ces « étoiles chaudes actives »

Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les 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)

Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les 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 G

Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les 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

Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les 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

Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les 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

d’étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les étoiles Chaudes Actives Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives Différent types d’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 -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 raies « interdites »

I Les étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les étoiles Chaudes Actives I Les étoiles chaudes actives II l’intérêt de l’interférométrie III Résultats récents

Géométrie : Pouvoir de résolution angulaire Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Géométrie : Pouvoir de résolution angulaire Télescope D B Interféromètre Image d’un point 2.44 λ/D Image d’un point λ/B Mesure du contraste et de la position des franges (visibilité et phase) Ex : Image de 2 points Ex : Image de 2 points θmin= 1.22 λ/D θmin= 1.22 λ/B

Géométrie : Longueur et orientation des bases Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie 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 Comme pour le son : Décomposition de l’image en sinusoïdes de périodes différentes Et inversement grâce à l’interférométrie nombreuses mesures avec différentes longueurs et orientations des bases

Géométrie : configuration du VLTI Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Géométrie : configuration du VLTI 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 Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Cinématique : L’effet Doppler 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 Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Cinématique : Spectroscopie λ0 -Δλ Modification de la morphologie des raies λ0 λ0 +Δλ Détermination de la cinématique d’un objet à partir d’un profil de raie Cinématique projetée

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

AMBER Cinématique : Interférométrie différentielle Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Cinématique : Interférométrie différentielle Mesure de la visibilité et la phase en fonction de la longueur d’onde Direction spatiale (x) Longueur d’onde (λ) AMBER (1.6-2.4 μm) Informations sur l’extension et la « position » d’un objet en fonction de λ

Cinématique : Interférométrie différentielle Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Cinématique : Interférométrie différentielle Visibilité Longueur d’onde Base // au petit-axe Visibilité Longueur d’onde Base // au grand-axe

Cinématique : Interférométrie différentielle Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Cinématique : Interférométrie différentielle phase Longueur d’onde Base // au petit-axe phase Longueur d’onde Base // au grand-axe

Cinématique : Interférométrie différentielle Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives II Intérêt de l’interférométrie Cinématique : Interférométrie différentielle Visibilité Longueur d’onde Base // au grand-axe phase Longueur d’onde Base // au grand-axe phase Longueur d’onde Base // au grand-axe Visibilité Détermination de la « vrai » cinématique de l’objet

I Les étoiles chaudes actives Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives I Les étoiles Chaudes Actives I Les étoiles chaudes actives II l’intérêt de l’interférométrie III Résultats récents

Résultats récents obtenus à l’aide du VLTI Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents Résultats récents obtenus à l’aide du VLTI et des instruments VINCI, MIDI et AMBER Étoiles Be κ Canis Major Achernar α Arae Étoiles Ae/Be de Herbig (=jeunes) Étoiles B[e] (~évolués) MWC297 CPD 57-2874 7 publications dans Astronomy&Astrophysics (entre 2003 et 2007)

Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents MWC 297 Malbet , 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

CDP 57-2874 Domiciano de Souza et al., 2007, A&A 464 81 12 mm 8 mm Brg Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents CDP 57-2874 Domiciano de Souza et al., 2007, A&A 464 81 12 mm 8 mm Brg 2.2 mm N E

Achernar Observation en 2001 avec VINCI Pas de disque équatorial Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents Achernar Domiciano de Souza et Kervella. 2003 A&A 407 47 Kervella et Domiciano de Souza. 2006 A&A 453 1059 Meilland, Kanaan, Stee et al. 2007(8?) en préparation Vinicius, Zorec et al. A&A 2005 Observation en 2001 avec VINCI Pas de disque équatorial Aplatissement de l’étoile 1.53 rotateur critique Présence d’un faible vent polaire L>10R* 5% du flux à 1.6μm Sursaut d’émission (95-02) Vexp~ 0.2km/s anneau équatorial 0-10R*

α Arae MIDI (8-13μm) MIDI (8-13μm) +AMBER (2.2 μm) Rdisque<30R* Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents α Arae Chesneau, 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* MIDI (8-13μm) +AMBER (2.2 μm)

+ α Arae Etoile : Rotation critique Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents α Arae Chesneau, Meilland, et al. 2005 A&A 435 275 Meilland, Stee, et al. 2007 A&A 464 59 + Disque équatorial : 40% du flux total à 2.1μm 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

α Arae Modèle SIMECA de l’étoile α Arae Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents α Arae Chesneau, Meilland, et al. 2005 A&A 435 275 Meilland, Stee, et al. 2007 A&A 464 59 Modèle SIMECA de l’étoile α Arae

Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents κ Canis Major Meilland, Millour, et al. 2007 464 73 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 d’expansion Pas de vent polaire Inhomogénéité Etoile : Rotation sub-critique (52%)

Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents 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)

Prochaines étapes : Reconstruction d’image Suivie de la création et Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives III Résultats récents Prochaines étapes : Reconstruction d’image Avec 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