Evelyne Alecian

2. Étude de l’évolution de la structure interne et du champ magnétique des étoiles pré-séquence principale de masse intermédiaire Evelyne Alecian Thèse effectuée au LESIA – Observatoire de Paris Sous la direction de Claude Catala et Marie-Jo Goupil 8 septembre 2006 Observatoire de Meudon

3. Plan • Introduction • Étude spectroscopique du système binaire RS Cha • Test des modèles d’évolution stellaire pendant la phase PMS • Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be • Conclusions et perspectives

4. Introduction

5. Objectif Comprendre l’évolution du moment cinétique des étoiles

6. Le moment cinétique (J) le long de l’évolution stellaire J dépend de la masse • Les étoiles de faible masse : M < 1.5 M • J dépend fortement de l’âge • Couplage magnétique entre l’étoile et le disque d’accrétion et Vents stellaires magnétisés Modèles de Bouvier et al. (1997) et Soderblom et al. (1993) • Modèle d’évolution et de structure interne PMS et MS Travaux de Maeder, Meynet, Palacios, Talon, Charbonnel Travaux de Iben (1965), Palla & Stahler (1999), d’Antona & Mazzitelli (1994,1997)… Bouvier et al. (1997) Bouvier et al. (1997)

7. Les étoiles chimiquement particulières • Am et Ap/Bp : 5-10% des étoiles A/B : étoiles MS de masse intermédiaire : 1.5 M < M < 15 M • Rotateurs lents Abt & Morell (1995) • Ap/Bp Étoiles magnétiques : 300G à 30kG, champ structuré à grande échelle, globalement dipolaire

8. Pourquoi ces étoiles tournent-elles si lentement ? • Am : supposé dû à la binarité : forces de marées • Ap/Bp : • Est-ce dû au champ magnétique ? • D’après Stepien (2000), la seule solution est : pendant la phase PMS : • couplage magnétique entre l’étoile et son disque d’accrétion • vents stellaires magnétisés

9. Objectifs • Comprendre l’évolution du moment cinétique total des étoiles • Comprendre le transport du moment cinétique à l’intérieur des étoiles Pour les étoiles PMS de masse intermédiaire

10. Pour atteindre ces objectifs • Contraintes extérieures : • vsini • B Modélisation Comparaison des modèles aux observations Diagramme HR Abondances Sismologie

11. Étoiles pré-séquence principale (PMS) Lignes de naissance Palla & Stahler 1993 • Contraction quasi-statique • Énergie gravitationnelle • Début : ligne de naissance • Fin : ZAMS 10-4 M/an 10-5 M/an • Faibles masses : M < 1.5 M phase convective puis radiative • Masses intermédiaires : 1.5 < M < 15 M phase convective petite ou inexistante • Grandes masses : M > 15 M pas de phase PMS ZAMS

12. Les étoiles de Herbig Ae/Be • PMS de masse intermédiaire A/B Supposées progéniteurs des étoiles A/B

13. Problématique : Origine du champ magnétique des étoiles Ap/Bp? • Hypothèse du champ fossile  Hypothèse favorite

14. Problématiques : conséquences d’une hypothèse du champ fossile • Étoiles de Herbig Ae/Be magnétiques? • ~5% étoiles A/B magnétiques • ~5% étoiles de Herbig Ae/Be magnétiques? • Intensité B des Herbig Ae/Be compatible avec l’intensité B des Ap/Bp ? • Structure B des Herbig Ae/Be = Structure B des Ap/Bp?

15. Problématiques : Origine de la faible rotation des étoiles Ap/Bp magnétiques • 1ère hypothèse : • freinage rotationnel par l’interaction entre le disque et le champ magnétique et entre le vent et le champ magnétique • 2ème hypothèse : • seuls les rotateurs lents peuvent conserver leur champ magnétique

16. Problématiques : l’évolution • Comment évolue le champ magnétique ? • Comment évoluent les vitesses de rotation • à la surface de l’étoile et • à l’intérieur de l’étoile ?

17. Mes contributions pour atteindre les objectifs • Comprendre l’évolution du moment cinétique global des étoiles de masses intermédiaire • Détecter, mesurer et caractériser le champ magnétique dans les étoiles de Herbig Ae/Be • Comprendre le transport de moment cinétique à l’intérieur des étoiles de masse intermédiaire Modéliser l’évolution et la structure interne des étoiles PMS avec la rotation et le champ magnétique • Tester les modèles actuels des étoiles PMS avant d’inclure la rotation et le champ magnétique

18. Étude spectroscopique du système binaire RS Cha

19. RS Cha : un système idéal • Système binaire SB2 à éclipse • Deux composantes PMS • Tous les paramètres fondamentaux sont connus sauf la métallicité Observations : 174 spectres avec GIRAFFE au SAAO de 12/2002 à 01/2003

20. Mesure de la métallicité : méthode • Hypothèses : • Pas d’anomalies d’abondance • Rapports d’abondance : solaires • Spectre synthétique : ATLAS9 de Kurucz + SYNTH de Piskunov + BINMAG1 de Kochukhov • Comparaison des spectres observés au spectre synthétique dans chaque région spectrale

21. Mesure de la métallicité : méthode FeI 4957Å P S [Fe/H]=0.15

22. Mesure de la métallicité : méthode • Hypothèses : • Pas d’anomalies d’abondance • Rapports d’abondance : solaires • Spectre synthétique : ATLAS9 de Kurucz + SYNTH de Piskunov + BINMAG1 de Kochukhov • Comparaison des spectres observés au spectre synthétique dans chaque région spectrale • Étude de plusieurs régions spectrales • Moyenne sur tous les spectres

23. Mesure de la métallicité : résultats 6 raies : MgII 4481 Å  [Fe/H] = 0.17  0.04 CaI 4455 Å  [Fe/H] = 0.17  0.05 FeI 4957 Å  [Fe/H] = 0.17  0.04 FeI 5227 Å  [Fe/H] = 0.17  0.05 FeII 5284 Å  [Fe/H] = 0.15  0.04 FeII 5317 Å  [Fe/H] = 0.17  0.05 En moyennant [Fe/H] = 0.17  0.01 Alecian et al. 2005

24. Test des modèles d’évolution pendant la phase PMS

25. Modèle standard • Hypothèses : • origine commune pour les deux composantes : même âge, même Y, même métallicité • masse constante • pas de diffusion, ni de rotation, ni de champ magnétique • Outil : code d’évolution stellaire CESAM (2K) (Morel 1997), et l’aide d’Yveline Lebreton

26. Modèle standard • Ingrédients et paramètres physiques • Equation d’état : OPAL • Opacités : OPAL + Alexander & Ferguson (1994) (T<104 K) •  = 1.62, pas d’overshooting • [Fe/H]=0.17, Y=0.267, rapports d’abondance solaires de Grevesse & Noels (1993) • Loi T() : Eddington • Taux des réactions nucléaire : NACRE

27. Stade d’évolution et structure interne des deux étoiles Apparition du cœur radiatif Apparition du cœur convectif • Enveloppe radiative • Cycle CNO a commencé : • cœur convectif • P plus massive que S :  stade plus avancé • la luminosité décroît Disparition de l’enveloppe convective

28. Comparaison aux observations Trajets évolutifs Boites d’erreur en masses et rayons : (M,R)obs (Te,L)mod 1.90 Barres d’erreur en luminosité et température (observationnelles) • Modèle standard ne reproduit pas les observations • (LP/LS)calc < 1 alors que (LP/LS)obs = 1.1  0.1 1.86

29. Ingrédients et paramètres physiques modifiés sans résultat satisfaisant • Paramètre de mélange  • Overshooting • Loi T() • Équation d’état • Combustion de 2H, 7Li, 7Be • Perte de masse  Aucun effet sur les boîtes

30. Paramètres agissant sur les tracés • Opacité globale • Y et [Fe/H]  Paramètres agissant sur le transfert de luminosité inefficaces

31. Inversion du rapport des luminosités Alecian et al. 2006, accepté Alecian et al., en prep. • Diminution du C et N • Démarrage du cycle CNO retardé • Diminution de LP retardée • (LP/LS) > 1 • Y=0.272 • Les boîtes sont sur les croix 1.90 1.86 • Théorie reproduit les observations en modifiant les rapports d’abondance solaires de Grevesse & Noels (1993) • Théorie reproduit les observationsavec les rapports d’abondance solaires d’Asplund et al. (2004)

32. Pour aller plus loin • Métallicité de RS Cha en utilisant les rapports abondances solaires d’Asplund et al. (2004) ? • Contraindre d’avantage la physique incluse dans les modèles actuels : • Utiliser le rapport des températures • Utiliser la sismologie • Prochaine étape : inclure la rotation et le champ magnétique.

33. Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be

34. Comment détecte-t-on le champ magnétique dans les étoiles? • Grâce à la polarisation de la lumière et • Grâce à l’effet Zeeman

35. La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique :

36. La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique : Polarisation linéaire ou

37. La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique : Polarisation circulaire et ou

38. La polarisation de la lumière Description classique de la lumière: Le champ électrique : Le tenseur de polarisation : Les quatre paramètres de Stokes : Intensité Polarisation linéaire Polarisation circulaire

39. Effet Zeeman En champ faible : au premier ordre : Bl : Champ magnétique longitudinal intégré sur la surface de l’étoile

40. Historique des recherches de champ magnétique dans les étoiles de Herbig • AB Aur : Catala et al. (1993), Catala et al. (1999) • Aucune détection • HD 100546 : Donati et al. (1997) • Aucune détection • HD 104237 : Donati et al. (1997) • Première détection directe • HD 139614 : Hubrig et al. (2004) • Détection non confirmée

41. Le spectropolarimètre ESPaDOnS • Instrument nouvelle génération au CFHT ouvert à la communauté depuis le 1er semestre 2005 • Spectre optique (370 – 1050 nm) en une seule pose • 3 modes : • Mode Spectropolarimètre : R = 68000 • Mode Spectroscopique « objet + sky » : R = 68000 • Mode Spectroscopique « object only » : R = 81000

42. ESPaDOnS : les observables • En mode spectropolarimétrique, on mesure l’intensité I et un des trois autres paramètres de Stokes : • Q : polarisation linéaire • U : polarisation linéaire sur un axe à 45° par rapport à Q • V : polarisation circulaire (droite  ou gauche ) • Effet Zeeman : V est plus intense que Q et U

43. Méthode LSD « Least Square Deconvolution » Donati et al. (1997) Spectre = * Profil I Masque

44. Méthode LSD pour V Spectre = * Profil V B0 B non détecté Masque

45. Découverte de champs magnétiques dans des étoiles de Herbig • Etoiles de champ : • Sept. 2004 : HD 200775 (Alecian et al. 2006, en prep.) • Fev. 2005 : HD 72106 (Wade et al. 2005) • Fev. 2005 : V380 Ori (Wade et al. 2005) • Mai 2005 : HD 190073 (Catala et al. 2006, soumis) • 51 observées, 4 magnétiques  ~8% magnétiques vsini = 40 km/s vsini = 9.8 km/s vsini  8.6 km/s vsini = 28.2 km/s âge ~ 10 Man âge ~ 1.5 Man âge ~ 0.9 Man âge ~ 1 Man

46. Comment caractériser leur champ magnétique ? • Modéliser les variations de Bl en fonction du temps • Modéliser les variations des profils V au cours du temps

47. Axe magnétique   i Modèle du rotateur oblique : Schéma y • Calcul de bl(r,) en chaque point P de la surface • Calcul de v(,r,) en chaque point de la surface • Intégration sur la surface de l’étoile : • Bl et V() P r x O z observateur (Stift 1975)

48. Modèle du rotateur oblique : Exemple

49. Variations du champ longitudinal de HD 200775 8-15 juin 2006 mai-août 2005 P = 4.370.01 j P = 4.470.15 j

50. Caractérisation du champ magnétique de HD 200775 P = 4,3 j  = 90° Bp = 400 G i = 17° Alecian et al. 2006, en prep. 2 = 1.1