Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire

1. 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

2. 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, Perte de masse des étoiles chaudes

3. Perte de masse des étoiles chaudes Lamers et Cassinelli, 1999 Perte de masse des étoiles chaudes

4. Importance des étoiles chaudes - Flux ionisant: régions HII et chauffage des poussières, - Traceurs et catalyseurs de la formation stellaire - Objets les plus lumineux dans le visible (2/3 du flux galactique environ), - Signatures spectroscopiques caractéristiques jusqu'à de grands redshifts (mesure des distances). NGC 7635 NGC 3603 NGC 4314 Perte de masse des étoiles chaudes

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

6. 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

7. Langer et al, 1994 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. Perte de masse des étoiles chaudes

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

9. 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, Perte de masse des étoiles chaudes

10. 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 Perte de masse des étoiles chaudes

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

12. 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. Perte de masse des étoiles chaudes

13. 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

14.  Puppis Perte de masse des étoiles chaudes

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

16. Effet Zeeman Perte de masse des étoiles chaudes

17. 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 Perte de masse des étoiles chaudes

18. 9 Å 60 Å Perte de masse des étoiles chaudes

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

20. Contraindre le champ global - 3-5 raies utilisables par nuits, - Ecart-type de détection dominés par les résidus de redressement, Perte de masse des étoiles chaudes

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

22. 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 Perte de masse des étoiles chaudes

23. 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

24. HeII 6560 CIV 5801,5812 EZ CMa Perte de masse des étoiles chaudes

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

26. De Marco, 2000 Perte de masse des étoiles chaudes

27. 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, Perte de masse des étoiles chaudes

28. Le principe du GI2T Perte de masse des étoiles chaudes

29. Mode Polarimétrique Polarimètre Disperseur Mode X-l Perte de masse des étoiles chaudes

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

31. Applications en polarisation linéaires Rousselet-Perraut, 1997 Perte de masse des étoiles chaudes

32. 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, Perte de masse des étoiles chaudes

33. Vmax= 7.3% Vmin= -2.7% R=30000, i=60°, Bpol=4000G, <Bl>=500G R=60000, i=60°, Bpol=4000G, <Bl>=500G Vmax= 31% Vmin= -20% 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. Perte de masse des étoiles chaudes

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

35. 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. Perte de masse des étoiles chaudes

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

37. 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. Perte de masse des étoiles chaudes

38. 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 Perte de masse des étoiles chaudes