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Université de Nice Sophia Antipolis. DEA d’Astronomie : Haute résolution angulaire, Image et Gravitation. Exploitation des données du VLTI : Application aux étoiles Be. Par Anthony Meilland Stage effectué à l’observatoire de la Côte d’Azur sous la direction de Philippe Stee. - PowerPoint PPT Presentation
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Exploitation des données du VLTI :Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeApplication aux étoiles Be
Par Anthony MeillandPar Anthony Meilland
Stage effectué à l’observatoire de la Côte d’Azur sous la direction de Philippe SteeStage effectué à l’observatoire de la Côte d’Azur sous la direction de Philippe Stee
Université de Nice Sophia AntipolisUniversité de Nice Sophia AntipolisDEA d’Astronomie : Haute résolution angulaire, Image et GravitationDEA d’Astronomie : Haute résolution angulaire, Image et Gravitation
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be PlaPlann
II Le phénomène BeLe phénomène Be
IIII Techniques d’observationTechniques d’observation
IIIIII Le code SIMECALe code SIMECA
IVIV ApplicationsApplications
Exploitation des données du VLTI : Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI : Application aux étoiles Be
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 1 PrésentationI Le phénomène Be : 1 Présentation
1 Présentation1 PrésentationI Le phénomène BeI Le phénomène Be
Historique :Historique :
-Secchi 1868 : Découverte de « lignes brillantes » dans le spectre de γ Cas-Secchi 1868 : Découverte de « lignes brillantes » dans le spectre de γ Cas-Struve 1931 : Disque circumstellaire du à la rotation rapide-Struve 1931 : Disque circumstellaire du à la rotation rapide-1931-2004 : Nombreuses autres hypothèses : 1931-2004 : Nombreuses autres hypothèses : vents radiatif, pulsations ,champs magnétiques, binaritévents radiatif, pulsations ,champs magnétiques, binarité- Observation sur plus d’un siècle :Observation sur plus d’un siècle :
Importantes variations au cours du tempsImportantes variations au cours du temps
Intérêt de l’étude des étoiles Be :Intérêt de l’étude des étoiles Be :
-Laboratoire naturel pour de nombreux phénomènes physiques. Laboratoire naturel pour de nombreux phénomènes physiques. -Interaction avec le milieu interstellaire sur plus de 100 parsecs.Interaction avec le milieu interstellaire sur plus de 100 parsecs.-Masse importante : fin de vie violente ( supernovae).Masse importante : fin de vie violente ( supernovae).-Importance des Be ( 20 % des étoiles B ) :Importance des Be ( 20 % des étoiles B ) :
problème de mesure de la fonction initiale de masseproblème de mesure de la fonction initiale de masse-Évolution rapide des étoiles de forte masse : rapport avec phénomène Be?Évolution rapide des étoiles de forte masse : rapport avec phénomène Be?
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 2 Modèle de baseI Le phénomène Be : 2 Modèle de base
2 Modèle de base2 Modèle de base
Étoile chaude de type B (O9, A0)Étoile chaude de type B (O9, A0)Non supergéanteNon supergéanteSéquence principaleSéquence principale
En rotation rapide (>200km/s)En rotation rapide (>200km/s)
Fort vent radiatifFort vent radiatif((≈1000km/s)≈1000km/s)
Faible vent radiatifFaible vent radiatif((≈100 km/s)≈100 km/s)
Enveloppe circumstellaireEnveloppe circumstellaireaplatie ( disque ou ellipsoïde)aplatie ( disque ou ellipsoïde)
Éjection de matièreÉjection de matière
Émission de l’ enveloppe :Émission de l’ enveloppe :-dans le continu (excès IR)-dans le continu (excès IR)-dans les raies d’hydrogène-dans les raies d’hydrogène
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 2 Modèle de baseI Le phénomène Be : 2 Modèle de base
2 Modèle de base2 Modèle de base
Corps noir de température TeffCorps noir de température Teff
Raies photosphériquesRaies photosphériquesélargies par la rotation rapideélargies par la rotation rapide
Raies en UVRaies en UV
Raies circumstellaires Raies circumstellaires
Émission libre-libre et libre-liéÉmission libre-libre et libre-lié
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 2 Modèle de baseI Le phénomène Be : 2 Modèle de base
2 Modèle de base2 Modèle de base
Émission de la raie HαÉmission de la raie Hα6562 Å ( transition 3-2)6562 Å ( transition 3-2)Émission de la raie HβÉmission de la raie Hβ4861 Å ( transition 4-2)4861 Å ( transition 4-2)Émission de la raie Brackett γÉmission de la raie Brackett γ21656 Å ( transition 7-4)21656 Å ( transition 7-4)
Extension de l’enveloppe en fonction de la longueur d’onde d’observationExtension de l’enveloppe en fonction de la longueur d’onde d’observation
Même phénomène dans le continu Même phénomène dans le continu mais extension de l’enveloppe inférieure à celle dans les raies voisinesmais extension de l’enveloppe inférieure à celle dans les raies voisines.
Le rayonnement à plus haute énergie provient de zone plus proche de l’étoileLe rayonnement à plus haute énergie provient de zone plus proche de l’étoile
o
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppe3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppe
Nombreuses hypothèses :Nombreuses hypothèses :
-Binarité-Binarité-Rotation-Rotation-Vents radiatifs-Vents radiatifs-Champs magnétiques-Champs magnétiques-Pulsations-Pulsations
Addition des effets de chaque phénomène Addition des effets de chaque phénomène
Trois origines possibles de la matière :Trois origines possibles de la matière :-Matière interstellaire ( étoile en formation : Objet pré-séquence principale ≠ Be )Matière interstellaire ( étoile en formation : Objet pré-séquence principale ≠ Be )-Compagnon ( systèmes binaires)Compagnon ( systèmes binaires)- Photosphère de l’étoile centralePhotosphère de l’étoile centrale
Comment compenser la gravité de l’étoile centraleComment compenser la gravité de l’étoile centrale pour « arracher » la matière à la photosphère ?pour « arracher » la matière à la photosphère ?
r
G ?
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be
3.1 Binarité3.1 Binarité
I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
-Le compagnon remplit tous le lobe de Roche-Le compagnon remplit tous le lobe de Roche-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1-Formation d’un disque d’accrétion -Formation d’un disque d’accrétion autour de l’autre étoileautour de l’autre étoile
Hypothèse 1 :Hypothèse 1 :
-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale-Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale
L1
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be
3.1 Binarité3.1 Binarité
I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
Hypothèse 2 :Hypothèse 2 :-Échappement de la matière par le point L2-Échappement de la matière par le point L2-Formation d’une spirale autour -Formation d’une spirale autour du système entierdu système entier
-Le compagnon remplit tous le lobe de -Le compagnon remplit tous le lobe de RocheRoche-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1
-Formation d’un disque d’accrétionautour de l’autre étoile
Hypothèse 1 :
-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale -Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale
L2
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be
3.2 Rotation3.2 Rotation
I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
Mesure de l’aplatissement Mesure de l’aplatissement du disque stellaire de l’étoile Achernar ( environ 1.5)du disque stellaire de l’étoile Achernar ( environ 1.5)A. Domiciano de Souza and al. 2003A. Domiciano de Souza and al. 2003
GG
Estimation de la vitesse de rotation des étoiles Be :Estimation de la vitesse de rotation des étoiles Be :De l’ordre de 70% de VcritiqueDe l’ordre de 70% de Vcritique
Possibilité de biais dans ces mesures due à l’effet Von-ZeipelPossibilité de biais dans ces mesures due à l’effet Von-Zeipel
Force centrifuge = Force de gravitéForce centrifuge = Force de gravité
RGMVc
RVc
RGM
32
2/3²
²2/3
Rotation à la vitesse critiqueRotation à la vitesse critique :
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be
3.3 Vents radiatifs3.3 Vents radiatifs
I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
Diagramme HR ( Température – Luminosité)Diagramme HR ( Température – Luminosité)
Initiation d’un vent radiatifInitiation d’un vent radiatif
Entretient d’un vent radiatifEntretient d’un vent radiatif
Pas de vent radiatif possiblePas de vent radiatif possible
Pression de radiation Pression de radiation Transfert de quantité de mouvement entre les photons et le milieu circumstellaireTransfert de quantité de mouvement entre les photons et le milieu circumstellaireEfficacité augmente avec l’opacitéEfficacité augmente avec l’opacité prépondérance des raies par rapport au continuprépondérance des raies par rapport au continu
La pression de radiation doit compenser la gravité à la photosphère pour initier le vent La pression de radiation doit compenser la gravité à la photosphère pour initier le vent Possible uniquement pour les Be de type précoces (B0-B2)Possible uniquement pour les Be de type précoces (B0-B2)Type plus tardif : Autres phénomènes nécessaires pour « décoller » la matière de la photosphèreType plus tardif : Autres phénomènes nécessaires pour « décoller » la matière de la photosphère
et initier le ventet initier le vent
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be
3.3 Vents stellaires3.3 Vents stellaires
I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
Le modèle de « Wind Compressed Disc » ( WCD )Le modèle de « Wind Compressed Disc » ( WCD )Bjorkman & Cassinelli 1993Bjorkman & Cassinelli 1993
Modèle balistique avec chocs des particules à l’équateurModèle balistique avec chocs des particules à l’équateur
Problèmes :Problèmes :-Disque trop mince par rapport aux observations-Disque trop mince par rapport aux observations-Ne supporte pas l’introduction de forces non radiales-Ne supporte pas l’introduction de forces non radiales
Mise en mouvement des particulesMise en mouvement des particulessuivant les lignes de champssuivant les lignes de champs
Éjection d’une partieÉjection d’une partiede la matière vers de la matière vers l’enveloppe circumstellairel’enveloppe circumstellaire
Modification du WCD : MWCDModification du WCD : MWCDPermet d’obtenir un disque plus épaisPermet d’obtenir un disque plus épais
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be
3.4 Champs magnétiques3.4 Champs magnétiques
I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
Détection récente de champs magnétiques autour d’étoiles Be Détection récente de champs magnétiques autour d’étoiles Be Interaction avec les particules ionisées : modification du vent stellaireInteraction avec les particules ionisées : modification du vent stellaire
Problème : Toujours un modèle balistique !Problème : Toujours un modèle balistique !
Plusieurs modèles possiblesPlusieurs modèles possibles
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be
3.5 Pulsations3.5 Pulsations
I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe
Modes privilégiés explication de l’aplatissement de l’enveloppeModes privilégiés explication de l’aplatissement de l’enveloppe
Nombreux modes détectés sur différentes étoiles Be : l =|m| = 8 , l = -m = 3 , l = -m = 2 …Nombreux modes détectés sur différentes étoiles Be : l =|m| = 8 , l = -m = 3 , l = -m = 2 …
-Maintient du vent par les forces radiativesMaintient du vent par les forces radiatives formation de l’enveloppe circumstellaireformation de l’enveloppe circumstellaire
-Mise en mouvement de la matière par des oscillations non radiales de l’ étoile-Mise en mouvement de la matière par des oscillations non radiales de l’ étoile Initiation du vent stellaire Initiation du vent stellaire
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 4. Variabilité(s)I Le phénomène Be : 4. Variabilité(s)
4. Variabilité(s)4. Variabilité(s)A court terme (quelques minutes à quelques jours):A court terme (quelques minutes à quelques jours):-Déformation des profils de raies-Déformation des profils de raies
Explications :Explications :-Taches photosphériques modulées par la rotation de l’étoile-Taches photosphériques modulées par la rotation de l’étoile-Champs magnétique oblique et corotation d’une surdensité dans l’enveloppe-Champs magnétique oblique et corotation d’une surdensité dans l’enveloppe-Pulsations non-radiales-Pulsations non-radiales-Éjections de matière par intermittence-Éjections de matière par intermittence
A moyen terme (quelques mois à quelques A moyen terme (quelques mois à quelques années):années):-Variation du rapport V/R des raies-Variation du rapport V/R des raies-Position du photocentre dans les raies-Position du photocentre dans les raies-Intensité des raies-Intensité des raiesExplications :Explications :-Surdensité en précession dans -Surdensité en précession dans l’enveloppel’enveloppe-Propagation d’une surdensité en forme -Propagation d’une surdensité en forme d’anneau dans l’enveloppe (de l’étoile d’anneau dans l’enveloppe (de l’étoile vers l’extérieur)vers l’extérieur)
A long terme (plusieurs décennies ):A long terme (plusieurs décennies ):-Modifications photométriques importantes ( changement de type)-Modifications photométriques importantes ( changement de type)-Passage de l’état de Be vers B[e] , Be-shell ou B normal-Passage de l’état de Be vers B[e] , Be-shell ou B normal
Explication :Explication :-Évolution rapide des étoiles à forte -Évolution rapide des étoiles à forte masse ?masse ?
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 1 PhotométrieII Techniques d’observation : 1 Photométrie
II. Techniques d’observationII. Techniques d’observation1. Photométrie1. Photométrie
-Mesure du flux lumineux dans une bande spectrale large -Mesure du flux lumineux dans une bande spectrale large -Filtres : U, B, V, R, I, K …-Filtres : U, B, V, R, I, K …-Calcul des indices de couleur : B-V, V-I …-Calcul des indices de couleur : B-V, V-I …
-Bande spectrale large étude rapide, objets faibles-Bande spectrale large étude rapide, objets faibles
Exemples :Exemples : - DENIS (Deep Near Ifrared Survey) :- DENIS (Deep Near Ifrared Survey) : tout l’hémisphère Sud tout l’hémisphère Sud ( bandes I :0.82 μm, J:1.25 μm, K: 2.15 μm)( bandes I :0.82 μm, J:1.25 μm, K: 2.15 μm)-2MASS (2 Micron All Sky Survey) : 2MASS (2 Micron All Sky Survey) : tout le ciel tout le ciel (bandes J:1.25 μm, H: 1.65 μm, Ks : 2.17 μm)(bandes J:1.25 μm, H: 1.65 μm, Ks : 2.17 μm)
Applications à l’étude des étoiles Be : Applications à l’étude des étoiles Be : -Détection de l’excès infrarouge -Détection de l’excès infrarouge B normales et B à enveloppeB normales et B à enveloppe-Étude approfondie des indice de couleurs -Étude approfondie des indice de couleurs
Be, B[e], Be-shell, Ae/Be, T-Tauri …Be, B[e], Be-shell, Ae/Be, T-Tauri …-Étude de la variabilité du flux -Étude de la variabilité du flux
temps caractéristiques, intensités des variationstemps caractéristiques, intensités des variations
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 2 SpectroscopieII Techniques d’observation : 2 Spectroscopie
2. Spectroscopie2. Spectroscopie
-Dispersion de la lumière en longueur d’onde-Dispersion de la lumière en longueur d’onde-Mesure de l’intensité du rayonnement en fonction de λ-Mesure de l’intensité du rayonnement en fonction de λ-Marque le début de l’astrophysique (par rapport à -Marque le début de l’astrophysique (par rapport à l’astronomie)l’astronomie)-Études de paramètre physiques et chimiques du milieuÉtudes de paramètre physiques et chimiques du milieu- Cinématique et morphologie grâce à l’effet Doppler- Cinématique et morphologie grâce à l’effet Doppler
Exemple :Exemple :-AURELIE ( spectromètre de l’OHP) :AURELIE ( spectromètre de l’OHP) : Résolution spectrale Résolution spectrale R=R=λ/Δλ= 50000λ/Δλ= 50000
Applications à l’étude des étoiles Be : Applications à l’étude des étoiles Be :
-Mesure de la largeur équivalente des raies métalliques Mesure de la largeur équivalente des raies métalliques Métalicité Métalicité
-Mesure de la largeur des raies photosphériques-Mesure de la largeur des raies photosphériquesvitesse de rotation de l’étoile vitesse de rotation de l’étoile
-Etude de la variation des profils-Etude de la variation des profilspulsations de l’étoilepulsations de l’étoile
-Etude des déplacement des profils-Etude des déplacement des profilsbinaritébinarité
-Morphologie des profil de raies circumstellaires-Morphologie des profil de raies circumstellairescinématique de l’enveloppe cinématique de l’enveloppe
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 2 SpectroscopieII Techniques d’observation : 2 Spectroscopie
Spectroscopie et cinématique de l’enveloppe :Spectroscopie et cinématique de l’enveloppe :
-Largeur naturelle très inférieure aux décalages Doppler (vitesse dans l’enveloppe)-Largeur naturelle très inférieure aux décalages Doppler (vitesse dans l’enveloppe)
-Découpage de la raie en bandes spectrales fines-Découpage de la raie en bandes spectrales fines
-Effet Doppler : bande spectrale dans la raie -Effet Doppler : bande spectrale dans la raie zone d’isovitesse projetée sur la direction de visée zone d’isovitesse projetée sur la direction de visée
λ V
-Centre de la raie -Centre de la raie : Zone de vitesse projetée nulle: Zone de vitesse projetée nulle-Aile bleue -Aile bleue : Zones de vitesse projetée négative: Zones de vitesse projetée négative-Aile rouge -Aile rouge : Zones de vitesse projetée: Zones de vitesse projetée positivepositive-Continu -Continu : étoile centrale + petite enveloppe: étoile centrale + petite enveloppe
Morphologie d’un profil de raie Morphologie d’un profil de raie cinématique de l’objet cinématique de l’objetMais plusieurs scénarii possiblesMais plusieurs scénarii possibles
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 3 PolarimétrieII Techniques d’observation : 3 Polarimétrie
3. polarimétrie3. polarimétrie
-Lumière naturelle non polarisée-Lumière naturelle non polarisée-Polarisation souvent due a une propagation dans un milieu anisotrope :-Polarisation souvent due a une propagation dans un milieu anisotrope : -structure interne -structure interne : cristaux …: cristaux … -facteurs extérieurs-facteurs extérieurs : morphologie, champs magnétiques : morphologie, champs magnétiques
Applications à l’étude des étoiles Be :Applications à l’étude des étoiles Be :
- Polarisation des Be supérieure a celle des B normales mais très faible(<2%)- Polarisation des Be supérieure a celle des B normales mais très faible(<2%) Seul indice d’aplatissement de l’enveloppe jusqu’à l’utilisation de l’interférométrieSeul indice d’aplatissement de l’enveloppe jusqu’à l’utilisation de l’interférométrie
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 4 InterférométrieII Techniques d’observation : 4 Interférométrie
4. Interférométrie4. Interférométrie
-Limitation théorique du pouvoir de résolution angulaire par la Diffraction : 1,22λ\DLimitation théorique du pouvoir de résolution angulaire par la Diffraction : 1,22λ\D Diamètre des télescope de plus en plus grandDiamètre des télescope de plus en plus grand -Problème de turbulence atmosphérique ( Perte de résolution angulaire ≈ λ\ rProblème de turbulence atmosphérique ( Perte de résolution angulaire ≈ λ\ r°° ) ) Réalisation d’optiques adaptatives pour corriger les défauts de fronts d’ondeRéalisation d’optiques adaptatives pour corriger les défauts de fronts d’onde
Actuellement diamètre de l’ordre de 10 m Actuellement diamètre de l’ordre de 10 m 10 mas à 0,5μm (200 R 10 mas à 0,5μm (200 RO O à 100 parsecs )à 100 parsecs )Projet : ELT D=100 mProjet : ELT D=100 m
Principe :Principe :
-Expérience des trou d’Young -Expérience des trou d’Young interfrange λ\B ( B:Base interfrange λ\B ( B:Base séparation entre les trous) séparation entre les trous) -Von Citter-Zernike : Contraste et position des franges -Von Citter-Zernike : Contraste et position des franges TF de l’objet en λ/B TF de l’objet en λ/B Information jusqu’à λ\BInformation jusqu’à λ\B
Problèmes :Problèmes :-Reconstruire tous le plan de Fourier pour retrouver l’objetReconstruire tous le plan de Fourier pour retrouver l’objet-Phase difficile à obtenir ( cloture de phase 3 télescope au moins)Phase difficile à obtenir ( cloture de phase 3 télescope au moins)-Plus petit flux ( 1 télescope de 100 m ≠ 2 de 10 m)Plus petit flux ( 1 télescope de 100 m ≠ 2 de 10 m)
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 4 InterférométrieII Techniques d’observation : 4 Interférométrie
Interférométrie classiqueInterférométrie classique
Visibilité en fonction de :Visibilité en fonction de :-la longueur de la base-la longueur de la base-l’orientation de la base-l’orientation de la base-la longueur d’onde (bande large)-la longueur d’onde (bande large)
Reconstruction d’image à partir deReconstruction d’image à partir deplusieurs points de mesureplusieurs points de mesure
informations sur la morphologie de l’objetinformations sur la morphologie de l’objet
Interférométrie différentielleInterférométrie différentielle
Interférométrie + spectroscopie Interférométrie + spectroscopie
-Module et phase de la Visibilité -Module et phase de la Visibilité dans une raiedans une raie-phase des franges -phase des franges position position du photocentredu photocentre
informations sur la morphologie et la cinématique de informations sur la morphologie et la cinématique de l’objetl’objet
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 5 Le VLTIII Techniques d’observation : 5 Le VLTI
5. Le VLTI5. Le VLTI
4 Télescopes auxiliaires :4 Télescopes auxiliaires :AT mobiles D=1,6mAT mobiles D=1,6m
4 Télescopes principaux :4 Télescopes principaux :UT Fixes D=8,2mUT Fixes D=8,2m
-longueur de base de -longueur de base de quelques mètres à plus de quelques mètres à plus de 200 m200 m
-Bonne couverture du plan -Bonne couverture du plan du plan des fréquence du plan des fréquence spatialesspatialesDeux Instruments Deux Instruments
MIDIMIDI AMBER AMBER Moyen infrarouge ( 2 bandes spectrales )Moyen infrarouge ( 2 bandes spectrales )8-13 μm et 13-26 μm8-13 μm et 13-26 μm2 télescopes2 télescopesModule de visibilité et phase différentielleModule de visibilité et phase différentielleFaible résolution spectrale ( R≈50)Faible résolution spectrale ( R≈50)Résolution angulaire maximale de 16 mas à 10 μmRésolution angulaire maximale de 16 mas à 10 μm
Études des Be :Études des Be :-Observation d’ α Ara pendant le SDT ( juin 2003)-Observation d’ α Ara pendant le SDT ( juin 2003)Exploitation des données Exploitation des données
Proche infrarougeProche infrarouge1-2.5 μm1-2.5 μm3 télescopes3 télescopesModule de visibilité, phase différentielle, clôture de phaseModule de visibilité, phase différentielle, clôture de phaserésolution spectrale : R = 10000résolution spectrale : R = 10000Résolution angulaire maximale de 2.5 mas à 2 μmRésolution angulaire maximale de 2.5 mas à 2 μm
Études des Be :Études des Be :-Spécialement conçu pour l’étude des enveloppes d’étoiles-Spécialement conçu pour l’étude des enveloppes d’étoiles-Cinématique fine -Cinématique fine -Nombreux objets faibles-Nombreux objets faibles-Programme d’observation de Be durant le temps garantieProgramme d’observation de Be durant le temps garantie
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 1. PrésentationIII Le code SIMECA : 1. Présentation
1. Présentation 1. Présentation III. Le code SIMECAIII. Le code SIMECA
Problème 1 : modélisation des étoiles Be à partir des observationsProblème 1 : modélisation des étoiles Be à partir des observations
SIMECA (SIMulation d’Étoiles Chaudes Actives)SIMECA (SIMulation d’Étoiles Chaudes Actives)
Modèle physique :Modèle physique :
hydrodynamique, équilibre statistique et transfert de hydrodynamique, équilibre statistique et transfert de rayonnementrayonnement
+ +
création d’observables directement comparables aux création d’observables directement comparables aux observationsobservations
photométriques,spectroscopiques et interférométriquesphotométriques,spectroscopiques et interférométriques
Problème 2: Comparaison directe des observations et du modèleProblème 2: Comparaison directe des observations et du modèle
Solution A : Modèles EmpiriquesSolution A : Modèles Empiriques
Lois empiriquesLois empiriquesMarlborough 1978 , Waters 1986Marlborough 1978 , Waters 1986
Problème d’interprétation physiqueProblème d’interprétation physique
Solution B : Modèles PhysiquesSolution B : Modèles Physiques
Lois physiques Lois physiques
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement
2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement
Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL
n1,…,n7,ne hors ETL
Équation de transfertdans le continu
Équation de transfertdans les raies
Profils de raie
Cartes de brillanceDans les raies
Cartes de brillanceDans le continu
Distribution spectrale d’énergie
Équation de transfertdans le continu
Paramètres physique de l’étoile et de l’enveloppe :
Température Vitesse à la base de la photosphèreRayon de l’étoile Vitesse terminale équatorialeDensité photosphérique Vitesse terminale polaire Vitesse de rotation de l’étoile Flux de masse au pôleInclinaison H/H+He
Paramètres libres
m1: facteur de la loi de variation du flux de masse m2: facteur de la loi de variation de la vitesse C1 : rapport entre le flux de masse aux pôle et à l’équateur
Paramètres d’entrée :
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement
2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement
Paramètres d’entrée :
Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL
n1,…,n7,ne hors ETL
Équation de transfertdans le continu
Équation de transfertdans les raies
Profils de raie
Cartes de brillanceDans les raies
Cartes de brillanceDans le continu
Distribution spectrale d’énergie
Équation de transfertdans le continu
En partant des Équations de base de l’hydrodynamique :-Équation de continuité-Équation de conservation de la masse-Pas de conservation de l’énergie
Et de quelques hypothèses :-Symétrie axiale (pas de dépendance azimutale)-Stationnarité-Température ne dépend que de r-Pas de composante polaire à la vitesse-Pression de radiation due aux raies
On obtient les distributions de :-Densité-Vitesse radiale et azimutale -température
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement
2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement
Paramètres d’entrée :
Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne hors ETL
Équation de transfertdans le continu
Équation de transfertdans les raies
Profils de raie
Cartes de brillanceDans les raies
Cartes de brillanceDans le continu
Distribution spectrale d’énergie
Équation de transfertdans le continu
On fixe les populations des niveaux à l’ETL
En utilisant l’approximation de Sobolev des grand gradient de vitesse, on écrit l’équation d’équilibre statistique :
Aik, Bic et Ci : coefficients d’absorption, d’émission spontanée et de recombinaison βik : Probabilité d’échappement (dépend du gradient de vitesse)
On calcul les populations des niveaux à partir de ce système et des valeurs précédemment calculées.
On itère jusqu’à convergence des valeurs.
)(2
1
1
1
eie
ik
ikkik
i
k
icickiiki TCnAnBAn
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement
2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement
Paramètres d’entrée :
Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL
n1,…,n7,ne hors ETL
Équation de transfertdans le continu
Équation de transfertdans les raies
Profils de raie
Cartes de brillanceDans les raies
Cartes de brillanceDans le continu
Distribution spectrale d’énergie
Équation de transfertdans le continu
Equation de transfert :
Dans le continu :
-Opacité de l’enveloppe : rayonnement libre-libre et diffusion électronique-Emissivité de l’enveloppe : rayonnement libre-libre et libre-lié
Calcul de la distribution spectrale d’énergie :
-Etoile : corps noir à la température effective-Enveloppe : Emission + absorption-Totale :Etoile + Enveloppe
Id
dI
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement
2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement
Paramètres d’entrée :
Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL
n1,…,n7,ne hors ETL
Équation de transfertdans le continu
Équation de transfertdans les raies
Profils de raie
Cartes de brillanceDans les raies
Cartes de brillanceDans le continu
Distribution spectrale d’énergie
Équation de transfertdans le continu
équation de transfert :
On obtient l’expression suivante pour l’intensité dans la raie :(approximation de Sobolev)
Plan x,y perpendiculaire à la direction de propagation
Vitesse projetée en chaque point longueur d’onde d’émission-intégration sur x et y profil de raie -intégration sur une largeur ΔλΔVz carte de brillance
zvzu
k
i
i
k
ikik e
nn
ggc
hyxI
23
11
1²
2),(
Id
dI
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement
2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement
Paramètres d’entrée :
Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL
n1,…,n7,ne hors ETL
Équation de transfertdans le continu
Équation de transfertdans les raies
Profils de raie
Cartes de brillanceDans les raies
Cartes de brillanceDans le continu
Distribution spectrale d’énergie
Équation de transfertdans le continu
Equation de transfert :
-émisivité de l’enveloppe : rayonnement libre-libre et libre-lié-opacité : rayonnement libre-libre et diffusion électronique
Intégration sur l’axe de visé et sur la bande passante carte de brillance dans le continu
Id
dI
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement
2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement
Paramètres d’entrée :
Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T
Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL
n1,…,n7,ne hors ETL
Équation de transfertdans le continu
Équation de transfertdans les raies
Profils de raie
Cartes de brillanceDans les raies
Cartes de brillanceDans le continu
Distribution spectrale d’énergie
Équation de transfertdans le continu
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 5. Intérêts limitations et améliorations III Le code SIMECA : 5. Intérêts limitations et améliorations futuresfutures
5. Intérêts, Limitations et améliorations futures5. Intérêts, Limitations et améliorations futures
Modèle stationnaire :Modèle stationnaire : Be souvent variable avec échelle de temps de quelques minutes à plusieurs décenniesBe souvent variable avec échelle de temps de quelques minutes à plusieurs décenniesPossibilité de considérer une succession d’états stationnairesPossibilité de considérer une succession d’états stationnaires Développement d’un modèle hydrodynamique non stationnaireDéveloppement d’un modèle hydrodynamique non stationnaire
Symétrie axiale :Symétrie axiale :Nombreux phénomènes sans symétrie axiale (pulsations, onde de densité …)Nombreux phénomènes sans symétrie axiale (pulsations, onde de densité …)Bonne première approximation.Bonne première approximation. Abandon de la symétrie axialeAbandon de la symétrie axiale
7 niveaux + continu pour l’hydrogène et 2 Pour l’hélium:7 niveaux + continu pour l’hydrogène et 2 Pour l’hélium:Ne prend pas en compte les niveaux supérieurs : problème dans l’infrarouge lointainNe prend pas en compte les niveaux supérieurs : problème dans l’infrarouge lointainAutres espèces chimiquesAutres espèces chimiques
Calcul des raies Hα, Hβ, Brγ :Calcul des raies Hα, Hβ, Brγ :Nouveaux instruments fonctionnant dans l’infrarouge Proche (AMBER) et moyen (MIDI)Nouveaux instruments fonctionnant dans l’infrarouge Proche (AMBER) et moyen (MIDI)Création d’une routine pour Paschen β (1,2 μm)Création d’une routine pour Paschen β (1,2 μm) Routine unique pour calculer toutes les raies des transtions entre les niveaux 1 à 7Routine unique pour calculer toutes les raies des transtions entre les niveaux 1 à 7
Approximation de Sobolev :Approximation de Sobolev :Gradient de vitesse faible loin de l’étoileGradient de vitesse faible loin de l’étoile résolution de l’équation de transfert et de l’équilibre statistique sans l’approximation derésolution de l’équation de transfert et de l’équilibre statistique sans l’approximation de Sobolev ?
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be IV Application : 1 Modélisation de l’étoile α AraIV Application : 1 Modélisation de l’étoile α Ara
IV. ApplicationsIV. Applications1. Modélisation de l’ étoile α Ara1. Modélisation de l’ étoile α Ara
α Ara :α Ara :B2VneB2VneTeff = 23000 KTeff = 23000 KVsini = 250 – 300 km/sVsini = 250 – 300 km/sRR** = 4.8 R = 4.8 Ro o et Met M** = 9.6 M = 9.6 Moo
Observation en Juin 2003 simultanément au VLTI et au BrésilObservation en Juin 2003 simultanément au VLTI et au Brésil-Visibilités en fonction de λ (8-13.5μm) 16 et 17 juin-Visibilités en fonction de λ (8-13.5μm) 16 et 17 juin-Distribution spectrale d’énergie (8-13.5μm) -Distribution spectrale d’énergie (8-13.5μm) -Profil de raie Paschen β (1,28 μm)-Profil de raie Paschen β (1,28 μm)
Problème :Problème :-Raie nettement en émission ( I > 2 Ic ) -Raie nettement en émission ( I > 2 Ic ) -Enveloppe non résolue ( V > 0.9 )-Enveloppe non résolue ( V > 0.9 )- Flux trop faible ( 0.5 fois flux théorique )- Flux trop faible ( 0.5 fois flux théorique )
Solutions possibles :Solutions possibles :-Étoile vue par l’équateur dans le sens du plus petit axe-Étoile vue par l’équateur dans le sens du plus petit axe-Étoile plus loin (122 pc au lieu de 74pc)-Étoile plus loin (122 pc au lieu de 74pc)-Dissipation de la partie externe de enveloppe-Dissipation de la partie externe de enveloppe
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be IV Application : 2. Étude de la dissipation des disquesIV Application : 2. Étude de la dissipation des disques
2. Étude de la dissipation des disques2. Étude de la dissipation des disques
Dissipation du disque par l’intérieurDissipation du disque par l’intérieurPression de radiation trop importantePression de radiation trop importante
Dissipation du disque par l’extérieurDissipation du disque par l’extérieurDilution du gaz dans le milieu interstellaireDilution du gaz dans le milieu interstellaire
Modification dans SIMECA :Modification dans SIMECA :Création d’un vide dans la distribution de densité de l’enveloppeCréation d’un vide dans la distribution de densité de l’enveloppe
Étude de la variation des observables dans le deux scénarii:Étude de la variation des observables dans le deux scénarii:Profils de raiesProfils de raies
distribution spectrale d’énergie distribution spectrale d’énergie visibilitésvisibilités
Détermination des méthodes optimale pour différentier ses phénomènesDétermination des méthodes optimale pour différentier ses phénomènes
Deux modèlesDeux modèles
Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be ConclusionConclusion
ConclusionConclusion