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

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

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

Perte 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 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

Perte de masse des étoiles chaudes Observation par Optique Adaptative en H P Cyg 59 Cyg Limite théorique de résolution spatiale:110 mas en H Fréquence de coupure théorique du 1.52cm (OHP) 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

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

Perte de masse des étoiles chaudes Nord Est Déconvolution 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 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

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

Perte 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). - 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. 6 juin 2001 Perte 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, 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

Perte de masse des étoiles chaudes  Puppis 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

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

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

Perte de masse des étoiles chaudes Spectropolarimétrie échelle R 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 B 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

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

Perte de masse des étoiles chaudes Contraindre le champ global [ ] ò - = dv v I gc vV G Bl ) ( 1 10 . 14 , 2 11 l Vitesse radiale (en km/s) V Vitesse radiale (en km/s)  Puppis 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

Perte 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, 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

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

Perte 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 6 juin 2001 Perte 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, 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

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

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

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

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

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

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

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

Perte de masse des étoiles chaudes Détection de l'effet Zeeman par la technique SPIN R=30000, i=60°, Bpol=4000G, <Bl>=500G 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. Vmax= 7.3% Vmin= -2.7% Vmax= 31% Vmin= -20% R=60000, i=60°, Bpol=4000G, <Bl>=500G 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

Perte de masse des étoiles chaudes Cartes d’intensité i = 0° i = 90° Raie  Polarisation circulaire + Raie  Polarisation circulaire - 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes 

Perte 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. 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

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

Perte 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. 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

Perte 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 6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes