Thèmes de recherche

 Physique Stellaire

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Vue d’artiste d’une étoile Be
Crédit STScI/Bill Pounds

Étoiles chaudes et leur environnement

L’équipe s’intéresse à la formation, l’évolution et la structure interne des étoiles chaudes, en particulier celles en rotation très rapide, voire extrême. Nos travaux concernent notamment les étoiles chaudes dites « actives », aussi dénommées étoiles Be, qui éjectent des flots discontinus de matière à l’origine d’une enveloppe circumstellaire. Les processus essentiels en jeu dans ces objets incluent la rotation stellaire, fortement dépendante de la métallicité du milieu originel, les oscillations, le champ magnétique et l’émission liée aux différents types de rayonnement.

L’équipe utilise les données astérosismologiques de la mission spatiale CoRoT, de très grandes précision et résolution temporelle, ainsi que celles provenant des grands relevés photométriques visuels MACHO, OGLE et en infra-rouge Spitzer ; elle conduit des observations spectroscopiques, notamment sur de grands instruments au sol (VLT/FLAMES) et sur les spectropolarimètres de seconde génération (CFHT/Espadons et TBL/Narval, notamment dans le cadre du large programme MiMeS). Elle élabore des outils d’analyse et de modélisation numériques et participe à la préparation de missions spatiales telle que GAIA pour les étoiles chaudes dans le cadre du GHOST (GAIA Hot Stars Team) ainsi que KEPLER et PLATO.

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Representation 3D vitesse-position de l’enveloppe d’hydrogene neutre HI de l’etoile AGB RX Lep. La carte a ete faite au radiotelescope de Nancay. La fleche indique la position de l’etoile.

Étoiles froides et leur environnement

Les étoiles de la Branche Asymptotique des Géantes (Asymptotic Giant Branch) sont intéressantes à bien des égards : c’est la phase finale de l’évolution de la majorité des étoiles de l’univers qui ont quitté la séquence principale. Durant cette phase qui peut durer de 100,000 a 1 million d’années, les étoiles perdent de la masse à un taux très élevé via des vents stellaires qui ont une double fonction :

  • remplir le milieu interstellaire avec de la matière enrichie dans les interieurs stellaires
  • diminuer la masse initiale de l’étoile, typiquement comprise entre 1 et 10 masses solaires, pour lui éviter de terminer sa vie en supernova.

Comprendre la dynamique des vents stellaires et l’histoire de la perte de masse des étoiles AGB est donc un problème essentiel de la physique stellaire.L’étude radio de ces géantes en fin d’évolution, permet de caratériser leur enveloppe et leur perte de masse : l’enrichissement du milieu interstellaire par cette perte de mase (faible mais de longue durée) est un phénomène important dans l’évolution de notre Galaxie.

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amas des Hyades
Crédit SEDS /Till Credner

Structure interne des étoiles de petite masse et de masse intermédiaire

Dans une collaboration internationale, la comparaison des grands codes de structure interne a permis de préciser les prédictions des fréquences d’oscillations stellaires, qui sont maintenant confrontées aux observations du satellite européen CoRoT et le seront ultérieurement à celles du satellite Kepler de la NASA. Les codes, déjà validés de façon satisfaisante par l’amas des Hyades (grâce au satellite européen HIPPARCOS) ont été confrontés avec succès à diverses observations dont celles d’une binaire, cette dernière favorisant l’option basse dans la controverse actuelle sur les abondances solaires. Les objectifs sont à la fois d’améliorer la connaissance des processus physiques à l’œuvre dans l’intérieur des étoiles et d’aboutir à des estimations solides des âges des étoiles.

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granulation atmosphèrique simulée pour l’étoile Procyon. Crédit GEPI/CIFIST/Hans-G. Ludwig

Atmosphères stellaires : amélioration des modèles

Un effort particulier est fait pour définir avec précision la température effective des étoiles, et aussi la structure granulaire de leur photosphère grâce à des simulations hydrodynamiques sur une grappe d’ordinateurs au GEPI, et dans un grand centre de calcul italien (2 ou 3 équipes dans le monde travaillent sur ce problème). La prise en compte du champ de vitesse dans l’atmosphère d’une étoile extrêmement vieille (primitive) a résolu le problème de l’incompatibilité de l’isotope 6Li (lithium) avec le Big Bang standard. Les déterminations précises d’abondances d’éléments clés sont faites sans l’approximation d’Equilibre Thermodynamique Local (collab. Odessa).

Implication en structure stellaire : Les abondances détaillées des éléments légers (affectés par le cycle CNO) dans les géantes très pauvres en métaux, montrent qu’un mélange, non prévu par les modèles standard de structure interne, démarre après le « luminosity bump » (point d’accumulation en luminosité).

 Milieu interstellaire (MIS)

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Distribution 3D du MIS reconstruite à partir des rougissements des étoiles proches : on montre ici une coupe planaire dans la distribution tridimensionelle, coupe réalisée le long du plan galactique. Le soleil est eu centre (0,0) et le centre galactique vers la droite. Les concentrations de matière interstellaire sont représentées en bleu/violet. Les régions représentées en rouge correspondent aux cavités vides de matière, la plupart soufflées par les vents stellaires des étoile jeunes et les supernovae (extrait de Lallement et al, 2014, A&A 561, 91)

Les études des populations stellaires utilisant spectroscopie et/ou photométrie et celles du milieu interstellaire sont intimement liés car le rayonnement stellaire est affecté par la propagation des photons dans les nuages de gaz et poussière. D’une part, les grains de poussière absorbent de façon continue et plus fortement dans le bleu ce qui provoque le rougissement global de la lumière selon des lois spectrales qui dépendent de leur taille, forme et composition. D’autre part, les constituants du gaz interstellaire, atomes, ions, molécules absorbent sélectivement et impriment des raies ou bandes d’absorption caractéristiques de chaque espèce. On a donc un double diagnostic sur les poussières et le gaz. L’étude spectro-photométrique des étoiles dans leur ensemble, grâce à leur distribution partout dans l’espace, est le SEUL moyen de reconstruire la distribution en trois dimensions de la matière interstellaire Galactique, ceci en synthétisant toutes les informations sur les rougissements et les absorptions sélectives. Cette possibilité de reconstruction a été jusqu’ici freinée par trois obstacles :

  • l’absence de mesures de distances précises des étoiles ;
  • le faible nombre de spectres à moyenne-haute résolution pour les absorptions par les espèces gazeuses ;
  • la confusion entre raies stellaires et raies interstellaires pour les étoiles de type tardif, les plus nombreuses.
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    Évolution avec la distance à l’étoile cible d’une des bandes interstellaires diffuses extraites des observations du Gaia-ESO Spectroscopic Survey au VLT (bande a 6614 Å, direction (l,b=213°,-2°). Plus la ligne de visée est longue, plus l’absorption est forte. Le décalage Doppler reflète, lui, l’évolution des mouvements à grande échelle du gaz interstellaire dans les bras spiraux (tiré de Puspitarini et al, A&A, 2014).

Les travaux menés au GEPI sur le MIS utilisent les compétences de l’équipe stellaire et sa participation aux projets qui permettent de lever ces trois obstacles :

  • Les mesures précises de distances sont réalisées par les missions spatiales astrométriques, Hipparcos mais surtout maintenant Gaia.
  • Les grands relevés spectro-photométriques stellaires, comme par exemple le Gaia-ESO Spectroscopic Survey (GES) au VLT fournissent les données massives nécessaires.
  • La modélisation des spectres stellaires a progressé de façon considérable et permet une étude synthétique des raies stellaires et interstellaires.

 Physique galactique. Populations stellaires. Evolution galactique

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crab nebula : Pulsar et nuages d’éléments lourds. Credit : NASA/CXC/ASU/J. Hester et al.

Evolution chimique de la Galaxie

L’observation des abondances détaillées dans les vieilles étoiles montre l’enrichissement progressif de la Galaxie en éléments lourds et la signature des diverses étoiles (supernovae à effondrement de cœur, à explosion thermonucléaires, AGB) qui les ont produits. On arrive à construire des modèles de supernovae représentant assez bien les observations, quelques difficultés subsistent. Les premières étoiles fournissent des abondances d’azote extrêmement variées, peut-être un effet de rotation de la supernova qui a fourni les éléments.

Les étoiles extrêmement massives (140 masse solaire : .pair instability supernovae) n’ont guère laissé leur signature dans les abondances observées (leur fort l’effet pair-impair et leur déficit en zinc n’est pas observé) et il se peut qu’elles n’aient pas joué un grand rôle dans la réionisation de l’univers (il faut rechercher d’autres sources).

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NGC 4013 vue dans son plan.
Credit : NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Acknowledgment : J.C. Howk (Johns Hopkins University) and B.D. Savage (University of Wisconsin-Madison)

Transition disque épais et disque mince L’étude cinématique détaillée d’un échantillon stellaire montre qu’il y a bien continuité entre disque épais et mince, alors que des études précédentes suggéraient un hiatus.

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Structure galactique : bulbe, barre et bras spiraux
Crédit : Robert Hurt, IPAC ; Mark Reid, CfA, NRAO/AUI/NSF

Structure de la Galaxie

Des mesures d’abondance dans le bulbe montrent une évolution différente de celle du disque et du halo, des projets sont en cours pour étudier la barre et le disque interne. Les Céphéides (étalons de distance) fournissent le gradient de métallicité dans le disque galactique.

Préparation technique et scientifique de la mission Gaia

Comment notre Galaxie s’est-elle formée ? Combien a-t-elle de bras spiraux ? Quelle sera son évolution ? Quelles sont toutes les étoiles proches orbitées par des planètes de masse semblable à Jupiter ? Ce sont quelques-unes des questions auxquelles le satellite Gaia permettra de répondre.

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Gaia, charge utile, bouclier et module de service (©ESA).

Gaia est un ambitieux projet de l’Agence Spatiale Européenne (ESA), dont le lancement est prévu à l’équinoxe de printemps 2012 et les données définitives vers 2020. En combinant les données astrométriques, photométriques et spectroscopiques obtenues sur un milliard d’objets célestes plus brillants que la magnitude 20, Gaia permettra de déterminer sans biais la structure spatiale et cinématique ainsi que l’histoire de notre Galaxie.

Simulation

L’équipe poursuit depuis 2002 la mise au point du simulateur de l’instrument GIBIS, permettant de tester et de valider les algorithmes de traitement et d’analyse des données, notamment des données spectroscopiques, et le traitement des étoiles à bord du satellite.

Spectroscopie

Une autre partie de l’équipe travaille sur la conception et le développement du segment sol de réduction et d’analyse des données spectroscopiques de Gaia, et a la responsabilité européenne de ce traitement.

Traitement à bord

Le prototypage du logiciel de bord pendant la phase A/B du satellite a permis l’évaluation correcte des ressources nécessaires pour le calcul à bord, et conduit maintenant au développement d’un démonstrateur de 2e génération pour de futures missions.

Binaires

Dans le cadre des simulations de la mission, le GÉPI est chargé de gérer celui des binaires et systèmes multiples ainsi que le traitement final des données de ces systèmes.

Étoiles chaudes

Une partie de l’équipe se consacre enfin à l’étude des étoiles chaudes, au problème des raies d’émission, et est responsable de leur classification et de l’obtention de leurs paramètres astrophysiques.

Interaction Galaxie-Petits systèmes

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Simulation de l’accrétion de la galaxie naine du Sagittaire. Credits : David Law/University of Virginia

Les déterminations d’abondances dans des galaxies naines (galaxies résolues en étoiles) et amas globulaires ont été utilisées pour montrer que l’enrichissement en métaux dans ces systèmes était différent de celui (évolution chimique) de notre Galaxie. Notre Galaxie accrète et a accrété de tels systèmes mais sa formation ne peut s’expliquer pas par une accrétion pure et simple de ces petits systèmes.

Planètes extra-solaires

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Crédit Univ. Paris 7/LUCAS/ Petermann & Pouzenc

L’étude cinématique différentielle des étoiles avec et sans planètes montre que le paramètre fondamental n’est pas DIRECTEMENT la métallicité, mais un (ou plusieurs) paramètre(s) lié(s) à la distance au centre Galactique (environnement ?).

L’étude de la lumière solaire renvoyée par la Terre (reflet lunaire) montre une possibilité de détection d’une biosphère qui serait semblable à la biosphère terrestre. Des mesures plus étendues sont en cours (projet LUCAS).


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