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

Plan Introduction Étude spectroscopique du système binaire RS Cha Test des modèles d’évolution stellaire pendant la phase PMS Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be Conclusions et perspectives

Introduction

Comprendre l’évolution du moment Objectif Comprendre l’évolution du moment cinétique des étoiles

Le moment cinétique (J) le long de l’évolution stellaire J dépend de la masse Les étoiles de faible masse : M < 1.5 M J dépend fortement de l’âge Couplage magnétique entre l’étoile et le disque d’accrétion et Vents stellaires magnétisés Modèles de Bouvier et al. (1997) et Soderblom et al. (1993) Modèle d’évolution et de structure interne PMS et MS Travaux de Maeder, Meynet, Palacios, Talon, Charbonnel Travaux de Iben (1965), Palla & Stahler (1999), d’Antona & Mazzitelli (1994,1997)… Bouvier et al. (1997) Bouvier et al. (1997)

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

Pourquoi ces étoiles tournent-elles si lentement ? Am : supposé dû à la binarité : forces de marées Ap/Bp : Est-ce dû au champ magnétique ? D’après Stepien (2000), la seule solution est : pendant la phase PMS : couplage magnétique entre l’étoile et son disque d’accrétion vents stellaires magnétisés

Pour les étoiles PMS de masse intermédiaire Objectifs Comprendre l’évolution du moment cinétique total des étoiles Comprendre le transport du moment cinétique à l’intérieur des étoiles Pour les étoiles PMS de masse intermédiaire

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

Étoiles pré-séquence principale (PMS) Lignes de naissance Palla & Stahler 1993 Contraction quasi-statique Énergie gravitationnelle Début : ligne de naissance Fin : ZAMS 10-4 M/an 10-5 M/an 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 ZAMS

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

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

Problématiques : conséquences d’une hypothèse du champ fossile Étoiles de Herbig Ae/Be magnétiques? ~5% étoiles A/B magnétiques ~5% étoiles de Herbig Ae/Be magnétiques? Intensité B des Herbig Ae/Be compatible avec l’intensité B des Ap/Bp ? Structure B des Herbig Ae/Be = Structure B des Ap/Bp?

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

Problématiques : l’évolution Comment évolue le champ magnétique ? Comment évoluent les vitesses de rotation à la surface de l’étoile et à l’intérieur de l’étoile ?

Mes contributions pour atteindre les objectifs Comprendre l’évolution du moment cinétique global des étoiles de masses intermédiaire Détecter, mesurer et caractériser le champ magnétique dans les étoiles de Herbig Ae/Be Comprendre le transport de moment cinétique à l’intérieur des étoiles de masse intermédiaire Modéliser l’évolution et la structure interne des étoiles PMS avec la rotation et le champ magnétique Tester les modèles actuels des étoiles PMS avant d’inclure la rotation et le champ magnétique

Étude spectroscopique du système binaire RS Cha

RS Cha : un système idéal Système binaire SB2 à éclipse Deux composantes PMS Tous les paramètres fondamentaux sont connus sauf la métallicité P S M/M 1.89  0.01 1.87  0.01 R/R 2.15  0.06 2.36  0.06 Teff (K) 7638  76 7228  72 log(L/L) 1.15  0.06 1.13  0.06 Observations : 174 spectres avec GIRAFFE au SAAO de 12/2002 à 01/2003

Mesure de la métallicité : méthode Hypothèses : Pas d’anomalies d’abondance Rapports d’abondance : solaires Spectre synthétique : ATLAS9 de Kurucz + SYNTH de Piskunov + BINMAG1 de Kochukhov Comparaison des spectres observés au spectre synthétique dans chaque région spectrale

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

Mesure de la métallicité : méthode Hypothèses : Pas d’anomalies d’abondance Rapports d’abondance : 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

Mesure de la métallicité : résultats 6 raies : MgII 4481 Å  [Fe/H] = 0.17  0.04 CaI 4455 Å  [Fe/H] = 0.17  0.05 FeI 4957 Å  [Fe/H] = 0.17  0.04 FeI 5227 Å  [Fe/H] = 0.17  0.05 FeII 5284 Å  [Fe/H] = 0.15  0.04 FeII 5317 Å  [Fe/H] = 0.17  0.05 En moyennant [Fe/H] = 0.17  0.01 Alecian et al. 2005

Test des modèles d’évolution pendant la phase PMS

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 d’évolution stellaire CESAM (2K) (Morel 1997), et l’aide d’Yveline Lebreton

Modèle standard Ingrédients et paramètres physiques Equation d’état : OPAL Opacités : OPAL + Alexander & Ferguson (1994) (T<104 K)  = 1.62, pas d’overshooting [Fe/H]=0.17, Y=0.267, rapports d’abondance solaires de Grevesse & Noels (1993) Loi T() : Eddington Taux des réactions nucléaire : NACRE

Stade d’évolution et structure interne des deux étoiles Apparition du cœur radiatif Apparition du cœur convectif Disparition de l’enveloppe convective Enveloppe radiative Cycle CNO a commencé : cœur convectif P plus massive que S :  stade plus avancé la luminosité décroît

Comparaison aux observations Trajets évolutifs Boites d’erreur en masses et rayons : (M,R)obs  (Te,L)mod 1.90 Barres d’erreur en luminosité et température (observationnelles) 1.86 Modèle standard ne reproduit pas les observations (LP/LS)calc < 1 alors que (LP/LS)obs = 1.1  0.1

 Aucun effet sur les boîtes Ingrédients et paramètres physiques modifiés sans résultat satisfaisant Paramètre de mélange  Overshooting Loi T() Équation d’état Combustion de 2H, 7Li, 7Be Perte de masse  Aucun effet sur les boîtes

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

Inversion du rapport des luminosités Diminution du C et N Démarrage du cycle CNO retardé Diminution de LP retardée (LP/LS) > 1 Y=0.272 Les boîtes sont sur les croix Alecian et al. 2006, accepté Alecian et al., en prep. 1.90 1.86 Théorie reproduit les observations en modifiant les rapports d’abondance solaires de Grevesse & Noels (1993) Théorie reproduit les observations avec les rapports d’abondance solaires d’Asplund et al. (2004)

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

Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be

Comment détecte-t-on le champ magnétique dans les étoiles? Grâce à la polarisation de la lumière et Grâce à l’effet Zeeman

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

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

La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique : Polarisation circulaire et ou

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

Effet Zeeman En champ faible : au premier ordre : Bl : Champ magnétique longitudinal intégré sur la surface de l’étoile

Historique des recherches de champ magnétique dans les étoiles de Herbig AB Aur : Catala et al. (1993), Catala et al. (1999) Aucune détection HD 100546 : Donati et al. (1997) HD 104237 : Donati et al. (1997) Première détection directe HD 139614 : Hubrig et al. (2004) Détection non confirmée

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 = 68000 Mode Spectroscopique « objet + sky » : R = 68000 Mode Spectroscopique « object only » : R = 81000

ESPaDOnS : les observables En mode spectropolarimétrique, on mesure l’intensité 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

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

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

Découverte de champs magnétiques dans des étoiles de Herbig Etoiles de champ : Sept. 2004 : HD 200775 (Alecian et al. 2006, en prep.) Fev. 2005 : HD 72106 (Wade et al. 2005) Fev. 2005 : V380 Ori Mai 2005 : HD 190073 (Catala et al. 2006, soumis) 51 observées, 4 magnétiques  ~8% magnétiques vsini  8.6 km/s vsini = 9.8 km/s vsini = 40 km/s vsini = 28.2 km/s âge ~ 1 Man âge ~ 1.5 Man âge ~ 0.9 Man âge ~ 10 Man

Comment caractériser leur champ magnétique ? Modéliser les variations de Bl en fonction du temps Modéliser les variations des profils V au cours du temps

Modèle du rotateur oblique : Schéma y  Axe magnétique Calcul de bl(r,) en chaque point P de la surface Calcul de v(,r,) en chaque point de la surface Intégration sur la surface de l’étoile : Bl et V()  i P r x O z observateur (Stift 1975)

Modèle du rotateur oblique : Exemple

Variations du champ longitudinal de HD 200775 mai-août 2005 8-15 juin 2006 P = 4.370.01 j P = 4.470.15 j

Caractérisation du champ magnétique de HD 200775 P = 4,3 j  = 90° Bp = 400 G i = 17° Alecian et al. 2006, en prep. 2 = 1.1

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

Caractérisation du champ magnétique de HD 190073 3 hypothèses différentes : Etoile vue pole-on  = 0 Période très longue Catala et al. 2006, soumis

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 l’hypothèse du champ fossile Tous les rotateurs lents observés sont magnétiques, le champ magnétique n’est 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 NGC 6611 - W601 surtout 9 août 2006 vsini ~ 200 km/s

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

Conclusions et Perspectives 2- Évolution globale du moment cinétique : Observations supplémentaires d’étoiles de champ Compléter notre catalogue Améliorer nos statistiques Observer des amas jeunes Faire une étude statistique approfondie Étudier l’évolution du moment angulaire total et du champ magnétique en fonction du temps Étudier l’évolution du moment angulaire total et du champ magnétique en fonction de l’environnement

Merci de votre attention