1 tude de lvolution de la structure interne

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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 2

Plan 1. Introduction 2. Étude spectroscopique du système binaire RS Cha 3. Test des modèles d’évolution stellaire pendant la phase PMS 4. Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be 5. Conclusions et perspectives 3

Introduction 4

Objectif Comprendre l’évolution du moment cinétique des étoiles 5

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 Bouvier et al. (1997) 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 Bouvier et (1997) Travaux deal. Iben (1965), Palla & Stahler (1999), d’Antona & Mazzitelli (1994, 1997)… 6

Les étoiles chimiquement particulières • Am et Ap/Bp : 5 -10% des étoiles A/B : étoiles MS de masse intermédiaire : 1. 5 M < 15 M • Rotateurs lents Abt & Morell (1995) • Ap/Bp Étoiles magnétiques : 300 G à 30 k. G, champ structuré à grande échelle, globalement dipolaire 7

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 8

Objectifs 1. Comprendre l’évolution du moment cinétique total des étoiles 2. Comprendre le transport du moment cinétique à l’intérieur des étoiles Pour les étoiles PMS de masse intermédiaire 9

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

Étoiles pré-séquence principale (PMS) Lignes de • Contraction quasistatique • Énergie gravitationnelle • Début : ligne de naissance • Fin : ZAMS naissance Palla & Stahler 1993 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 ZAMS phase convective petite ou inexistante • Grandes masses : M > 15 M pas de phase PMS 11

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

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

Problématiques : conséquences d’une hypothèse du champ fossile • Étoiles de Herbig Ae/Be magnétiques? • ~5% étoiles A/B magnétiques Þ~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? 14

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 15

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 ? 16

Mes contributions pour atteindre les objectifs 1. 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 2. 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 17

Étude spectroscopique du système binaire RS Cha 18

RS Cha : un système idéal • Système binaire SB 2 à éclipse • Deux composantes PMS • Tous les paramètres fondamentaux sont connus sauf la métallicité P S M/M 1. 89 0. 01 1. 87 0. 01 R/R 2. 15 0. 06 2. 36 0. 06 Teff (K) 7638 76 7228 72 log(L/L ) 1. 15 0. 06 1. 13 0. 06 Observations : 174 spectres avec GIRAFFE au SAAO de 12/2002 à 01/2003 19

Mesure de la métallicité : méthode • Hypothèses : – Pas d’anomalies d’abondance – Rapports d’abondance : solaires • Spectre synthétique : ATLAS 9 de Kurucz + SYNTH de Piskunov + BINMAG 1 de Kochukhov • Comparaison des spectres observés au spectre synthétique dans chaque région spectrale 20

Mesure de la métallicité : méthode Fe. I 4957Å P S [Fe/H]=0. 15 21

Mesure de la métallicité : méthode • Hypothèses : – Pas d’anomalies d’abondance – Rapports d’abondance : solaires • Spectre synthétique : ATLAS 9 de Kurucz + SYNTH de Piskunov + BINMAG 1 de Kochukhov • Comparaison des spectres observés au spectre synthétique dans chaque région spectrale • Étude de plusieurs régions spectrales • Moyenne sur tous les spectres 22

Mesure de la métallicité : résultats 6 raies : Mg. II 4481 Å [Fe/H] = 0. 17 0. 04 Ca. I 4455 Å [Fe/H] = 0. 17 0. 05 Fe. I 4957 Å [Fe/H] = 0. 17 0. 04 Fe. I 5227 Å [Fe/H] = 0. 17 0. 05 Fe. II 5284 Å [Fe/H] = 0. 15 0. 04 Fe. II 5317 Å [Fe/H] = 0. 17 0. 05 En moyennant [Fe/H] = 0. 17 0. 01 Alecian et al. 2005 23

Test des modèles d’évolution pendant la phase PMS 24

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 (2 K) (Morel 1997), et l’aide d’Yveline Lebreton 25

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 26

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

Comparaison aux observations Trajets évolutifs Boites d’erreur en masses et rayons : (M, R)obs (Te, L)mod 1. 90 1. 86 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 28

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

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

Inversion du rapport des luminosités • Diminution du C et N Démarrage du cycle CNO retardé Diminution de LP retardée (LP/LS) > 1 • Y=0. 272 Alecian et al. et 2006, accepté Alecian al. , en prep. 1. 90 1. 86 Les boîtes sont sur les croix Théorie reproduit les observations en modifiant les rapports d’abondance solaires de Grevesse & Noels (1993) Théorie reproduit les observations avec les rapports d’abondance solaires d’Asplund et al. (2004) 31

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. 32

Le champ magnétique des étoiles de Herbig Ae/Be 33

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

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

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

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

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 38

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

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 40

Le spectropolarimètre ESPa. DOn. S • Instrument nouvelle génération au CFHT ouvert à la communauté depuis le 1 er 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 41

ESPa. DOn. S : 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 42

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

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

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 : V 380 Ori (Wade et al. 2005) – Mai 2005 : HD 190073 (Catala et al. 2006, soumis) 51 observées, 4 magnétiques ~8% magnétiques vsini = 8. 6 40 9. 8 km/s 28. 2 km/s 10 Man âge ~ 11. 5 0. 9 Man 45

Comment caractériser leur champ magnétique ? 1. Modéliser les variations de Bl en fonction du temps 2. Modéliser les variations des profils V au cours du temps 46

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

Modèle du rotateur oblique : Exemple 48

Variations du champ longitudinal de HD 200775 mai-août 2005 8 -15 juin 2006 P = 4. 37 0. 01 j P = 4. 47 0. 15 j 49

Caractérisation du champ magnétique de HD 200775 P = 4, 3 j 2 = 1. 1 = 90° Bp = 400 G Alecian et al. 2006, en prep. i = 17° 50

Caractérisation du champ magnétique de V 380 Ori P = 9, 8 j 2 = 1. 03 = 85° Bp = 1400 G Alecian et al. 2006, en prep. i = 47° 51

Caractérisation du champ magnétique de HD 190073 • 3 hypothèses différentes : 1. Etoile vue pole-on 2. = 0 3. Période très longue Catala et al. 2006, soumis 52

Conclusion sur le deuxième objectif • ~8% des étoiles de Herbig sont magnétiques NGC 6611 - W 601 • Structure de B globalement dipolaire ressemblant aux structures du B des Ap/Bp • Les intensités de B ont le même ordre de grandeur que les intensités du B des Ap/Bp 3 arguments forts en faveur de l’hypothèse du champ fossile • Tous les rotateurs lents observés sont magnétiques, le champ magnétique n’est observé que dans les rotateurs lents. surtout • Vrot très faible : les étoiles ont déjà fortement ralenti. août 2006 de freinage qui vsini ~ 200 km/sla phase Il existe un 9 mécanisme agit très tôt dans PMS 53

Conclusions et Perspectives 1 - Évolution du transport interne du moment cinétique : – Étude de RS Cha : totalement contraint – Les modèles actuels reproduisent les observations On veut contraindre d’avantage ces modèles Études sismologiques avec COROT : profils de rotation (r) – Inclure la rotation et le champ magnétique dans les modèles stellaires 54

Conclusions et Perspectives 2 - Évolution globale du moment cinétique : – Observations supplémentaires d’étoiles de champ Compléter notre catalogue Améliorer nos statistiques – Observer des amas jeunes Faire une étude statistique approfondie Étudier l’évolution du moment angulaire total et du champ magnétique en fonction du temps Étudier l’évolution du moment angulaire total et du champ magnétique en fonction de l’environnement 55

Merci de votre attention 56