Préparation d’observations d’étoiles chaudes actives avec le VLTI

1. 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

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

3. I. 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 laTerre à 20 AL) • Pb impossibilité de construire des télescopes de cette taille. 1. Pourquoi utiliser l'interférométrie ? Non résolu =1,6\D limite de résolution =2.44\D résolu

4. I. Interférométrie 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 ? 2. Interféromètre à deux télescopes objets Images dans un télescope monolithique Images dans un interféromètre à 2 télescopes

5. I. Interférométrie Visibilité (V) = Contraste des franges( compris entre 0 et 1) • Source ponctuelle : V = 1Source 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\ 3. Courbes de visibilité |V|²=f(B) pour deux étoiles de diamètres différents |V|² en fonction de l’angle de la base

6. I. Interférométrie 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 4. Reconstruction d’images 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

7. 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=8.2mfixes (aussi VLT) • 4 AT (Télescopes auxiliaires) • D=1.8m mobiles (30 positions) Base pouvant dépasser les 200m

8. I. Interférométrie 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) 6. AMBER ( Astronomical Multi-BEan Recombiner ) 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

9. I. Interférométrie 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 7. ASPRO (Astronomical Software to PRepare Observations )

10. II. Etoiles Be 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 ) 1. Classification des étoiles • 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 )

11. II. Etoiles Be • 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 1. Classification des étoiles (suite) Diagramme HR

12. II. Etoiles 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 ? 2. Présentation des étoiles Be Spectre d’une étoile Be

13. II. Etoiles Be 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 3. Les différentes méthodes d’observations Possibilité de développer un modèle cohérent pour l’objet étudié

14. II. Etoiles Be 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 4. Modélisation du phénomène H 6562 Å H 4861 Å Etoile ( continu 0.4m 0.6 m )

15. II. Etoiles Be 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 . 5. Le code SIMECA ( SIMulation Etoiles Chaudes Actives)

16. II. Etoiles Be 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 5. Le code SIMECA(SIMulation Etoiles Chaudes Actives) (suite)

17. II. Etoiles Be 5. Le code SIMECA : Exemple H212571 Brackett 21656 Å H 4861 Å H 6562Å Continu 21600 Å Continu 6500Å Continu 4800 Å

18. III. Préparation des observations • 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 1. Détermination des paramètres stellaires

19. III. Préparation des observations 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 ) 2. Test du VLTI avec MIDI Image générée par SIMECA pour l’étoile  Ara  = 10.4 m => Enveloppe partiellement résolue !

20. III. Préparation des observations 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 3. Résolution de l’enveloppe avec AMBER

21. III. Préparation des observations 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 3. Résolution de l’enveloppe avec AMBER(suite) m1 = 0.01 m1 = 2 m1 = 500

22. III. Préparation des observations Résultats : 3. Résolution de l’enveloppe avec AMBER(suite) • 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

23. III. Préparation des observations • 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 . 4. Etude différentielle

24. III. Préparation des observations • 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 4. Etude différentielle (suite)

25. 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)