perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire
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Perte de masse des étoiles chaudes: 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. Perte de masse des étoiles chaudes: - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes
Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation
et haute-résolution angulaire
sous la direction de:
Farrokh Vakili, Observatoire de la Côte d'Azur
Anthony Moffat, Université de Montréal
Agnès Acker, Observatoire de Strasbourg
Olivier Chesneau
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
Structuration du vent
• Inhomogénéité du vent (clumping) et mesure de perte
de masse,
Moffat et Robert, 1994Babel et al, 1992 http://www.gong.noao.edu/helioseismology.html
• Influence de la rotation,• Phénomènes "initiateurs" ou "modulateurs" du vent
• Pulsations non-radiales,• Champs magnétiques,• Autres (instabilités radiatives,
effets d'opacité, ...)
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
P Cygni: Une LBV comme les autres?
15.
1
*
.10.3~
.200~
76
19000~
anMM
skmV
RR
KTeff
• 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
P Cyg 59 Cyg
Fréquence de coupure théorique du 1.52cm (OHP)
Limite théorique de résolution spatiale:110 mas en H
Observation par Optique Adaptative en H
6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes
Calibration de la PSF
Comparaison PSF/deconvolutionComparaison PSF/deconvolution
- Même normalisation,- Même normalisation,- même courbes de niveaux- même courbes de niveaux
Création de sous-images et sous-PSFCréation de sous-images et sous-PSF
Déconvolution indépendante en utilisant Déconvolution indépendante en utilisant plusieurs combinaisons,plusieurs combinaisons,
,,Comparaison des flux de photons Comparaison des flux de photons
Calculs des paramètres atmosphériques a-Calculs des paramètres atmosphériques a-posteriori et comparaison des paramètres posteriori et comparaison des paramètres de corrections de l'optique adaptativede corrections de l'optique adaptative
Nombreuses structures sans contrepartie Nombreuses structures sans contrepartie dans l'étoile de référencedans l'étoile de référenceCœur plus grand et plus complexeCœur plus grand et plus complexe
6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes
DéconvolutionNord
Est
• 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
N
E
5'
Meaburn et al, 2000
H
N
E
De Vos, 1994 0.2"
N
E
H
Chesneau et al, 2000
5"
N
E
Meaburn et al, 2000
ISO 60m
N
E
Smith et al, 2000
6 juin 2001 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-uniformenon-uniforme, suivant un axe définiun 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
Puppis
2.2
53~
.2250
18~
42000~
*
1
*
Vm
MM
skmV
RR
KTeff
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Cranmer et Owocki, 1994Massa et al, 1995
Vents structurés: conséquences d'un champ magnétique?
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Effet Zeeman
6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes
Spectropolarimétrie échelle
Champ plat du spectropolarimètreCASPEC (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
R
B
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60 Å
9 Å
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dvvIgc
dvvvV
GBl
)(1
)(
)10.14,2( 11
Vitesse radiale (en km/s)
V
I
Vitesse radiale (en km/s)
Contraindre le champ global
Puppis
6 juin 2001 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
HeI 5876
Comment contraindre les champs locaux?
Puppis
Application locale par Mathys et Smith, 1999
d
dIBgkV l...)( 2
0
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Résultats sur PuppisChamp 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 HeIISolutions 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,
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HeII 6560CIV 5801,5812 EZ CMa
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Système double O+WR 2 Velorum
0 km/s-920 km/s
HeI 5876 HeI 4026
De Marco, 2000
~3%
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De Marco, 2000
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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,
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Le principe du GI2T
6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes
Disperseur
Mode X-
Mode Polarimétrique
Polarimètre
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Interférométrie Différentielle
Inter-densité spectrale moyenne
)(S~
)(S~
)(O~
)(O~
)(I~
)(I~ *
λλ*21
*21 21
ffffff
1 2
Contraste des franges (visibilité): module de la visibilité
)(~
)(~
. *2121 fOfOVV
Position relative des franges: phase de la l'interdensité spectrale
)()(12 f
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Applications en polarisation linéaires
Rousselet-Perraut, 1997
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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
Vmax= 7.3%Vmin= -2.7%
Vmax= 31%Vmin= -20%
R=60000, i=60°, Bpol=4000G, <BR=60000, i=60°, Bpol=4000G, <Bll>=500G>=500G
Détection de l'effet Zeeman par la technique SPIN
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.
R=30000R=30000, i=60°, Bpol=4000G, <B, i=60°, Bpol=4000G, <Bll>=500G>=500G
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i = 0° i = 90°
Cartes d’intensité
Raie Polarisation circulaire +
Raie Polarisation circulaire -
6 juin 2001 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
Exemple
Dipôle Bpol=4000G, R=30000, =1mas, =6000Å
i=0°
10°
Base
6 juin 2001 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
PerspectivesLe travail initié au cours de cette thèse continue sur tous les plans:
A court terme: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:A moyen terme:Demande d'observation environnement P Cygni,Mise en place de l'instrument ESPADON,Exploitation du VLTI en lumière naturelle: AMBER, MIDICibles visées particulièrement: Bp, Be, LBV, O, WR
A long terme:A long terme:Exploitation de PRIMA,Etude d'un Spectropolarimètre dédié pour le VLTI