Préparation d’observations d’étoiles chaudes actives avec le VLTI Par Anthony Meilland Stage effectué à l'Observatoire de la Côte d’Azur sous la direction de Philippe Stee

Préparation d’observations d’étoiles chaudes actives avec le VLTI I. Interférométrie II. Les étoiles Be III. Préparation des observations IV. Conclusion

I. Interférométrie 1. Pourquoi utiliser l'interférométrie ? =\D Pb : Etudier la physique d’une étoile . =>Observation directe limitée par le pouvoir de résolution du télescope Image d’un point au foyer d’un télescope monolithique => Tâche d’Airy (R=1.22\D) Pouvoir de résolution : angle minimal entre 2 points pouvant être séparé (1,6\D)  (mas)= 250. (micron) \ D (m) Dans le visible : 1.5’’ => D10cm 1.5 mas => D100m (3 m sur la Lune) 0.005 mas => D30000m (1cm sur la Lune ou la Terre à 20 AL) Pb impossibilité de construire des télescopes de cette taille. Non résolu =1,6\D limite de résolution =2.44\D résolu

I. Interférométrie 2. Interféromètre à deux télescopes Deux télescopes de diamètre D séparés par une distance B . Principe équivalent à une expérience de trous d’Young : Faire interférer 2 rayons lumineux venant d’une même source . Franges d’interférences dans la tache d’Airy Diamètre : d = 2.44 \ D Interfrange : i =  \ B Interféromètre  télescope de diamètre B + «un cache  avec 2 ouvertures de diamètre D » Résolution équivalente à celle d’un télescope de diamètre B. Pouvoir de résolution angulaire d’un interféromètre: (mas)= 250. (micron) \ B (m) Comment exploiter ces informations ? objets Images dans un télescope monolithique Images dans un interféromètre à 2 télescopes

I. Interférométrie 3. Courbes de visibilité Visibilité (V) = Contraste des franges ( compris entre 0 et 1) Source ponctuelle : V = 1 Source parfaitement résolue : V = 0 (plus de franges ) Sources non ponctuelles : théorème de Van-Cittert et Zernike =>V directement liée au module de la TF de l’objet en (u,v)= B\ |V|²=f(B) pour deux étoiles de diamètres différents |V|² en fonction de l’angle de la base

Effet de super-synthèse (rotation de la Terre) I. Interférométrie 4. Reconstruction d’images Evaluation de la TF de l’objet . Module : par des mesures de visibilité Phase : par la méthode de la clôture de phase ( au moins 3 télescopes) Pour augmenter le nombre de points dans le plan (u,v) N télescopes  N.(N-1)\2 bases. Rotation de la Terre = effet de super-synthèse « fait tourner les bases dans le plan (u,v) » => Objet reconstruit par TF inverse numérique Une configuration à 4 télescopes (VLTI) et échantillonnage correspondant dans le plan (u,v) . Effet de super-synthèse (rotation de la Terre) Pour 2 télescopes

I. Interférométrie 5. Le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) Situé au nord du Chili sur le mont Paranal à 2635 m d’altitude Dans le désert d’Atacama (très sec ) 4 UT (Télescopes principaux) D=8.2m fixes (aussi VLT) 4 AT (Télescopes auxiliaires) D=1.8m mobiles (30 positions) Base pouvant dépasser les 200m

I. Interférométrie 6. AMBER ( Astronomical Multi-BEan Recombiner ) Mise en service : Juillet 2003 Peut combiner 3 faisceaux pour des mesures de visibilité et de clôture de phase. Instrument fonctionnant dans le proche infrarouge 1 m <  < 2.5 m Possibilité d’observation autour de la raie Brackett  (21656Å) Magnitude maximum théorique : 20 ( bande K) 1 :Recombinaison multi axiale 2 : Optique pour anamorphose des faisceaux 3 : Recombinateur 4 :Disperseur 5 :Franges dispersées 6 :Filtrage spatial par fibres optiques 7 : Photométrie

I. Interférométrie 7. ASPRO (Astronomical Software to PRepare Observations ) Simule des observations avec différents interféromètres et leur instruments associés ( dont VLTI et AMBER ) Paramètres : date , heure , lieu d’observation Nombre de télescopes ( 2 à 8 pour le VLTI) Position des télescopes Position de l’objet dans le ciel (,) Carte de brillance ou modèle analytique de l’objet Magnitude dans les différentes bandes spectrales Longueur d’onde d’observation Couverture du plan (u,v) Réponse impulsionnelle de l'interféromètre Courbes de visibilité ou phase en fonction de la base ou de l’angle Barres d’erreur associées au instruments Permet de préparer efficacement des observations

II. Etoiles Be 1. Classification des étoiles Première approximation : Etoile = corps noir Donc I() = Fonction de Planck Température effective (Teff ) à la surface On peut donc classer les étoiles en fonction de leur température ( type spectral ) O : 30000 K < Teff < 45000 K B : 10000 K < Teff < 30000 K A : 7200 K < Teff < 10000 K F : 6000 K < Teff < 7200 K G : 4500 K < Teff < 6000 K K : 3800 K < Teff < 4500 K M : 3000 K < Teff < 3000 K Présence de raies en absorption due à la photosphère ( dépendant du type spectral )

II. Etoiles Be 1. Classification des étoiles (suite) Luminosité : proportionnelle à la taille de l’étoile ( I  r² ) =>Diagramme HR : Luminosité en fonction du type spectral On définit donc la Classe de luminosité : I : Supers Géantes II : Géantes Brillantes III : Géantes IV : Sous-Géantes V : Séquence Principale Diagramme HR

Spectre d’une étoile Be II. Etoiles Be 2. Présentation des étoiles Be En 1866 le Père Angelo Secchi découvre une « ligne lumineuse » dans le spectre de  Cas à la place de la raie en absorption typique de la plupart des étoiles . Raie en émission ( d’où le « e » de Be ) Définition des étoiles Be : chaudes ( B  11000K<T<30000K ) non Super Géante Présence de fortes raies en émission Excès d’infrarouge Objet situé sur la séquence principale où proche ( III,IV,V) Pb : Comment obtenir un modèle fiable pour ses étoiles ? Spectre d’une étoile Be

II. Etoiles Be 3. Les différentes méthodes d’observations Modèle acceptable  en accord avec les observations obtenues par toutes les techniques possibles . Photométrie : ( bande spectrale large ) Forme du rayonnement continu Variation au cours du temps Spectroscopie : Forme du rayonnement continu (corps noir,excès IR..) Profils de raie (absorption ou émission,largeur,symétrie,forme) Polarimétrie : analyse du degré de polarisation d’un objet Champs magnétique Géométrie de l’objet (nécessite des modèles) Interférométrie : (bande spectrale large ) Répartition spatiale de l’objet En combinant interférométrie et spectroscopie ( x- ) Cinématique de l’objet ( grâce à l’effet Doppler ) Répartition des éléments chimiques Possibilité de développer un modèle cohérent pour l’objet étudié

II. Etoiles Be 4. Modélisation du phénomène Faibles vents radiatifs ( 200km\h ) Emission Balmer Etoile de type B rayonnement continu d’un corps noir à Teff Photosphère Raies d’absorption (hydrogène , métaux ionisés) Enveloppe d’hydrogène ( plusieurs rayons stellaires ) Aplatie (non sphérique ) Forte densité près de l’équateur faible aux pôles Rotation Keplerienne Raies d’émission (hydrogène : H, H, Br) (raies de recombinaison) Excès infra-rouge (rayonnement libre-libre et libre-lié ) Flux de masse important aux pôles (vitesse élevée ) Vents stellaires Variabilité court terme ( oscillation des raies ) moyen terme ( variation de l’intensité des raies ) long terme (changement de type ) Forts vents radiatifs ( 2000km\h ) Emission UV H 6562 Å H 4861 Å Etoile ( continu 0.4m 0.6 m )

II. Etoiles Be 5. Le code SIMECA ( SIMulation Etoiles Chaudes Actives) Développé par Philippe Stee et Jamal Bittar Comparaison des modèles envisagés et des observations . Code de transfert de rayonnement (émission, absorption, diffusion ) pour le milieu circumstellaire  Calcul des taux de transition de l’atome d’hydrogène … Prise en compte de l’effet Doppler (rotation de l’enveloppe, vents radiatifs ...) Modèle axis-symétrique . Nécessité d’utiliser des paramètres libres pour décrire la variation des champs de vitesses des vents stellaires et de la densité de l’enveloppe .

II. Etoiles Be 5. Le code SIMECA(SIMulation Etoiles Chaudes Actives) (suite) Paramètres d’entrée : -Rayon de l’étoile Température effective Vitesse de rotation à l’équateur Inclinaison -Photosphère densité photosphérique rapport H\(H+He) -Vitesses (vents stellaires) à la base de la photosphère terminale au pôle et à l’équateur facteur de la loi de variation (m2) facteur de la loi de vitesse -Flux de masse au pôle rapport flux équateur\pôle (C1) facteur de la loi de variation (m1) Observables en sorties : Profils de raies de l’hydrogène H: 6562Å (transition 2 – 3) H: 4861 Å ( ‘’ ‘’ 2 - 4)   Br:21656 Å ( ‘’ ‘’ 4 - 7) =>Comparaison avec les mesures spectroscopiques -Cartes de brillance dans les raies et dans le continu =>Comparaison avec les mesures interférométries -Courbe de flux de l’étoile et de l’enveloppe =>Comparaison avec les mesures photométriques

II. Etoiles Be 5. Le code SIMECA : Exemple H212571 Brackett  21656 Å Continu 21600 Å Continu 6500 Å Continu 4800 Å

III. Préparation des observations 1. Détermination des paramètres stellaires Distance : Méthode des parallaxes : d ( parsec ) = 1000 \  (mas) ( 1 parsec = 3.28 années lumière ) Diamètre : -Mesure interférométrique : rarement possible Etoile de dix diamètres solaires à 100 pc  1 mas Indices de couleur : méthode statistique Formules permettant de calculer le diamètre en fonction de (B-V) , (V-I) … Erreur de 10 % à 50 % selon les formules Vitesse de rotation et inclinaison : v.sin(i) mesuré grâce à l’effet Doppler Etudes statistiques donnant v en fonction de la classe de luminosité et du type spectral . => Inclinaison i Densité photosphérique, flux de masse, vitesse des vents … Mesuré pour quelques Be . => Déduit pour les autres en fonction de leurs autres paramètres

III. Préparation des observations 2. Test du VLTI avec MIDI But : Peut-on résoudre l’enveloppe de  Ara à 10.4 m avec UT1 et UT3 ? (base environ 100 m) Distance : 74 parsec Rayon : 5.5 Rsolaire Type : B2Vne (Teff = 20000K ) Image générée par SIMECA pour l’étoile  Ara  = 10.4 m => Enveloppe partiellement résolue !

III. Préparation des observations 3. Résolution de l’enveloppe avec AMBER Buts : - Déterminer les bases optimales pour résoudre 5 étoiles qui seront observé début 2004 . - Etudier le rapport entre la forme de l’enveloppe et la courbe de visibilité . Observation avec AMBER dans la raie Brackett  et dans le continu avoisinant (  21600) Bande spectrale 40Å Etoile Type m (bande K) Distance (pc) R(Rsolaire) HD10144 B3Vpe 0.88 44 (2) 8.8 ( 0.2) HD56139 B2IV-Ve 3.99 283 (45) 4.5 (0.5) HD127972 B1.5Vne 3.04 95 (8) 5.4 (0.5) HD135734 B8Ve 4.3 89 (8) 2.6 (0.2) HD212571 B1Ve 3.87 337 ( 81) 25 (10)

III. Préparation des observations 3. Résolution de l’enveloppe avec AMBER(suite) Exemple de traitement : HD56139 Tous les paramètres sont déterminés sauf l'aplatissement ( m1=0,01 ; 2 ; 500 ) => SIMECA => 2 cartes => Visibilités simulées dans la raie Br  et dans le continu voisin m1 = 0.01 m1 = 2 m1 = 500

III. Préparation des observations 3. Résolution de l’enveloppe avec AMBER(suite) Résultats : Etoile m1 V raie à 100 m V cont. À 100 m HD10144 0.01 0.08 – 0.12 0.12 – 0.16 2 0.09 – 0.14 0.14 – 0.18 HD56139 0.48 – 0.52 0.53 – 0.56 ‘’ 0.45 – 0.51 0.51 – 0.57 500 0.44 – 0.51 0.68 – 0.72 HD127972 0.37 – 0.44 0.44 – 0.5 0.41 – 0.49 0.48 – 0.58 0.8 – 0.93 0.85 – 0.95 HD135734 ------ HD212571 0.14 – 0.19 0.2 – 0.26 0.14 – 0.22 0.21 – 0.32 0.5 – 0.63 0.58 – 0.73 Problème pour HD 135734 (étoile trop froide pour le code) Problèmes de résolution pour un grand aplatissement HD10144 parfaitement résolue Et autres étoiles partiellement résolues =>Peu de différence entre le continu et la raie  prendre 120 Å

III. Préparation des observations 4. Etude différentielle Elargissement des raies d’émissions due à la rotation du corps Aile bleue  matière venant vers l’observateur . Aile rouge  matière s’éloignant de l’observateur . Pas de filtre : photocentre non décalé Filtre dans l’aile bleue ou l’aile rouge : photocentre décalé En interférométrie déplacement du photocentre variation de la phase (en fonction de  ) En plus modification de la visibilité .

III. Préparation des observations 4. Etude différentielle (suite) Test sur l’étoile HD56139 Largeur du filtre 4Å ( 12 mesures entre 21592 Å et 21720 Å ) -Modification de la visibilité : environ -0.025 -Variation de la phase : nulle Largeur du filtre 16Å ( 2 mesures 21720 Å et 21656 Å ) -Modification de la visibilité : environ -0.05 -variation de la phase : nulle Problème : le rayonnement continu proche de la raie Br  provient de la même région que la raie Contraste faible à 2 micron  intérêt de développer un instrument dans le visible pour le VLTI

IV. Conclusion Intérêts du Stage : Interférométrie : Principes de l’interférométrie stellaire ( base , visibilité , phase, reconstruction d’image ….) Le VLTI , les instruments AMBER, MIDI … Utilisation du logiciel ASPRO Modélisation stellaire : Etoiles chaudes actives ( Be et B[e] ) Vents stellaires, effet Doppler Code SIMECA Préparation des données : -Catalogue d’étoile SIMBAD -Logiciel de traitement de données IDL (réalisation d’une interface SIMECA-ASPRO) -Logiciel ASPRO (aide au débogage)