Modélisation et observation en interférometrie stellaire

Contexte astrophysique : la vie des étoiles

Au cours de leur vie les étoiles passent par différentes phases évolutives, conditionnées par plusieurs paramètres fondamentaux : masse, abondance chimique, champ magnétique, moment angulaire. Les relations physiques entre ces paramètres et leurs rôles dans les phénomènes observables nous aident à mieux comprendre les étoiles et, par la suite, tout le cosmos. Ce qui rend cette tache difficile, et en même temps passionnante, est que les étoiles sont en permanente évolution, avec des variations à des échelles de temps qui vont de la fraction de la seconde jusqu’à l’âge de l’univers. La preuve la plus remarquable de ce que les étoiles ne sont pas des objets statiques est la pulsation stellaire, présente sur tout le diagramme de Hertzsprung-Russell . On trouve déjà plusieurs exemples d’étoiles variables, avec pulsations radiales (PR) et/ou non-radiales (PNR) dans la séquence principale (SP) comme par exemple les étoiles B pulsantes (Teff entre 10000 K et 30000 K) : les β Cephei, les étoiles B à raies en émission (Be) et les SPB (de l’anglais Slowly Pulsating B stars). Ces étoiles présentent des modes d’oscillation dont les périodes vont de quelques heures à quelques jours. De plus, pendant leur évolution certaines étoiles traversent une zone d’instabilité du diagramme HR , où des oscillations apparaissent à cause du mécanisme κ . Des étoiles variables connues comme les Céphéides, les RR Lyrae et les δ Scuti, se trouvent dans cette zone. Finalement, les naines blanches et les étoiles du type solaire présentent aussi des oscillations détectables. L’étude de la pulsation nous permet de sonder l’intérieur des étoiles par l’astrosismologie, mais aussi d’avoir des mesures de distance assez précises par la relation période-luminosité des Céphéides par exemple.

La physique stellaire vue par l’interférométrie

Historique

L’interférométrie stellaire est une technique à la fois ancienne et moderne. Ancienne puisque, à la suite des travaux de Th.Young au début du XIXème siècle, A. H. L. Fizeau suggéra en 1868 que les diamètres angulaires des étoiles pourraient être déduits des franges d’interférence. Au début du XXème siècle A. A. Michelson et F. G. Pease ont réussi à construire et utiliser le premier interféromètre stellaire avec une base plus grande que l’ouverture d’un télescope monolithique. Ils ont déterminé pour la première fois le diamètre angulaire d’une étoile autre que le Soleil, i.e. de Betelgeuse plus précisément (Michelson & Pease 1921). La base maximale atteinte était de 6 m, montée sur une poutre métallique attachée au télescope du Mont Wilson. Les efforts de Pease pour agrandir la base jusqu’à 15 m n’ont pas abouti à cause de problèmes mécaniques, qui d’ailleurs étaient déjà critiques avec la base de 6 m.

Dans les années 1950 et 1960 R. Hanbury Brown et ses collaborateurs ont mesuré le diamètre angulaire de plusieurs étoiles chaudes en utilisant l’interféromètre d’intensité de Narrabri en Australie (e.g. Hanbury Brown et al. 1974a et Hanbury Brown 1968 et 1974). Un interféromètre d’intensité mesure la corrélation entre les fluctuations des signaux électriques provenant de détecteurs photoélectriques situés sur chaque télescope. Ceci limite son utilisation combinée avec d’autres techniques d’observation puisqu’à l’inverse de l’expérience de Young, il n’y a pas de mesure directe du contraste des franges d’interférence formées à partir de la lumière des deux télescopes.

Ce n’est que depuis une trentaine d’années, à la suite des travaux de A. Labeyrie dans les années 1970, que l’OLBI a connu un fort développement. En 1974, A. Labeyrie a obtenu des franges d’interférence sur la brillante α Lyrae (Vega) en recombinant pour la première fois la lumière de deux télescopes indépendants, séparés par une distance de 12 m (Labeyrie 1975).

Modèles d’atmosphère plane-parallèle

Le calcul d’observables interférométriques en physique stellaire exige l’utilisation de modèles d’atmosphère. Avant de décrire les codes adoptés pour mes calculs je présente très brièvement et sans l’intention d’être exhaustif quelques notions de base sur la théorie du transfert radiatif et la modélisation d’atmosphères stellaires. Ce rappel est centré sur les hypothèses de travail adoptées, c’est à dire, atmosphère statique (~v = 0), stationnaire (∂/∂t = 0), plane parallèle et homogène horizontalement. Les quantités physiques sont donc fonctions d’une variable spatiale seulement (z par exemple). Toute force ou radiation externe, ainsi que des effets ondulatoires, de polarisation et de la relativité générale sont également négligés.

Rappel sur la théorie du transfert radiatif

La radiation électromagnétique qui arrive jusqu’à nous depuis les corps célestes est le principal de moyen de sonder ces mêmes objets. Mais la radiation est plus qu’une simple sonde, elle est aussi un constituant important des astres, avec une influence cruciale dans la définition de leurs conditions physiques. Ceci est particulièrement vrai dans les atmosphères d’étoiles chaudes, qui reçoivent une radiation intense et énergétique provenant de l’intérieur stellaire.

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Table des matières

1 Introduction
1.1 Contexte astrophysique : la vie des étoiles
1.2 La physique stellaire vue par l’interférométrie
1.2.1 Historique
1.2.2 OLBI : Principes et configurations instrumentales
1.2.3 Interférométrie différentielle
1.3 Cadre du travail de thèse
2 Modélisation d’observables interférométriques en physique stellaire
2.1 Modèles d’atmosphère plane-parallèle
2.1.1 Rappel sur la théorie du transfert radiatif
2.1.2 Rappel sur la modélisation d’atmosphères stellaires
2.1.3 Le code TLUSTY
2.1.4 Le code SYNSPEC
2.2 Caractéristiques physiques de l’étoile
2.2.1 Paramètres physiques
2.2.2 Grille numérique : le code BRUCE
2.3 Cartes d’intensité, spectres et photocentres
2.4 Interface de visualisation et de calcul de visibilités complexes
3 Rotation stellaire
3.1 Introduction
3.2 Rotation rapide
3.2.1 Signatures sur le module de la visibilité
3.3 Achernar : « L’étoile-toupie »
3.3.1 Observations d’Achernar avec VLTI-VINCI : premiers résultats
3.3.2 Complément à la lettre A&A
3.3.3 Scénarios possibles pour Achernar
3.4 Rotation différentielle et sont impact sur les photosphères stellaires
3.4.1 Introduction aux méthodes de détermination de la rotation différentielle
3.4.2 Détermination de la rotation différentielle et de l’inclinaison stellaire par la spectro-interférométrie
4 Perspectives
4.1 Exploitation plus approfondie de la phase
4.1.1 La référence et la clôture de phase
4.1.2 Détermination de l’effet von Zeipel à travers la phase
4.2 Imagerie Doppler interférométrique
4.2.1 Bases de l’IDI et son application aux pulsations stellaires
4.2.2 Application de l’IDI aux taches stellaires
4.3 Réseau de télescopes pour l’imagerie en HRA
5 Conclusions