Club d’Astronomie de Lyon Ampère

Les étoiles Be

mercredi 10 janvier 2007 par Olivier Thizy

Propriétés

Des raies en émission

Les étoiles "Be" sont des étoiles chaudes de type B (10 000K à 30 000K) de classes lumineuses III à V (non super géantes) qui ont montré au moins une raie de Balmer en émission à au moins une occasion. Si la raie redevient "normale" après un temps, l’étoile conserve la classification de Be.
Parfois, les raies de l’hélium et du fer sont également en émission.

spectre de l’étoile Be 28 Tau (Ha)

Plusieurs étoiles Be étaient connues dès le catalogue HD, mais elles étaient classées Bp. Les deux
premières étoiles à émission ont été découvertes par Angelo Secchi peu de temps après son analyse
systématique des classifications des étoiles. En 1866, Secchi nota les raies Hb en émission de g Cas
et b Lyr. g Cas est le prototype même d’une étoile Be.

Le premier programme d’observation systématique des raies en émission fut mené en 1911 par Ralph Curtis à Ann Arbor aux Etats-Unis. Il publia le premier article sur ce sujet en 1916, à partir
d’observations de g Cas. Comme Plavec le note dans son introduction au symposium No 70 de
l’Union Astronomique Internationale sur les étoiles Be en 1976, Curtis avait choisi l’étude de g Cas
car "il espérait que l’analyse d’un spectre simple aiderait à l’étude de spectres plus compliqués" !

L’étude des étoiles de type Be commença sérieusement au début du XXème siècle par les travaux de Paul Willard Merrill à l’Observatoire du Mont Wilson, Otto Struve à l’Observatoire de Yerkes, et Dean B. McLaughlin de l’Université du Michigan. Ce dernier publia avec Curtis une étude des étoiles Be les plus brillantes ; on y trouve pas mal de cas intéressants comme g Cas, b Lyr, f Per, y
Per, Pleione, z Tau, b Mon, HR2142...

Bien que Merrill ait apporté d’importantes contributions dans plusieurs domaines de la spectroscopie stellaire, il débuta sa carrière astronomique avec l’étude des étoiles Be à l’Observatoire Lick (Merrill 1913) et continua à publier sur ce sujet pendant toute sa vie. Ses observations autour de Ha avec un prisme objectif ont permis la découverte de centaines de nouvelles étoiles Be et ont conduit à la publication du catalogue d’étoile Be du Mont Wilson en collaboration avec Cora G. Burwell en 1933, 1943, 1949, puis 1950. Dans un republication de son
article, Merrill tourne son attention sur une sous classe des étoiles Be connues sous le nom d’étoiles à coquille ("shell stars"). Il en publie une liste assez complète dans le catalogue de 1949. Sont définies comme des étoiles à coquille des étoiles brillantes comme g Cas, f Per, y Per, Pleione (28 Tau), z Tau, et 48 Lib.

Otto Struve expliqua dans un article clef de 1930 l’élargissement des raies d’un spectre stellaire par
la rotation de l’étoile sur elle-même. Il le démontra notamment par la relation entre la largeur de la
raie et sa longueur d’onde pour une même étoile - comme prévu par l’effet Doppler ; un projet pédagogique intéressant à refaire. Il montra même une certaine similitude entre une double spectroscopique serrée comme a Vir avec l’étoile principale en rotation très rapide et une étoile seule en rotation également très rapide comme h UMa. A cette époque, une théorie de fission des
étoiles était discutée, pouvant expliquer la formation d’une double très serrée par la fission d’une
étoile en rotation trop rapide.

Répartition des étoiles à émission

Struve montra que les raies de Balmer en émission sont particulièrement importantes dans les étoiles de type O5-O9 et B0-B5, et moins à mesure que l’on va vers les B8, B9, et A0... C’est particulièrement visible dans le tableau reproduit ci-joint, publié à l’origine par Ralph Curtis en 1923 :

Classe # d’étoiles du catalogue HD # d’étoiles avec raie en émission Ratio
O5-O9 55 7 13%
B0-B5 1996 136 7%
B8 1604 13 1%
B9 2752 3 0.1%
A0 6320 1 0.015%

Merrill suggéra en 1933 une grand proportion de Be parmi les étoiles B, de l’ordre de 15% à 20%.
Ce pourcentage a été étudié dans divers articles et les résultats sont résumé par Briot & Zorec dans une publication de 1981. Tomokazu Kogure et Ryuko Hirata étudièrent en 1982 la répartition des étoiles Be parmi les étoiles de type B à partir du "Brught Star Catalog" (Hoffleit 1964). Ils estimèrent que toutes les étoiles de type Be de magnitude inférieure à 6.5 étaient bien connues à l’époque, rendant l’étude statistique assez complète. Le schéma suivant montre la comparaison entre plusieurs études.

Selon un article plus récent de C. Buil sur le web, environ 10% des étoiles de type spectral B et non super géantes seraient des Be. La majorité est de type spectral B0-B7. On recense environ 5% des étoiles Be du type spectral O8-O9.5 et un très faible pourcentage (1%) appartient à la classe spectrale A0 ou A1.

Hypothèse 1 : un anneau en rotation

Un an après son article de référence sur les rotations d’étoiles, Struve publia un excellent article sur
les étoiles de type B à émission. Il résuma bien les connaissances de l’époque et surtout expliqua les
raies par la présence d’un nuage aplati en rotation autour de l’étoile. Il divisa les étoiles de type Be
en deux catégories : (a) une raie en émission centrée et superposée sur une raie d’absorption
classique ; (b) deux raies symétriquement placées sur les bords d’une raie d’absorption standard. On
pense maintenant que la plupart des étoiles Be présenteront une telle raie à un moment de leur vie.
La largeur des raies uniques tout comme la distance entre les raies doubles ne sont pas les mêmes
pour toutes les étoiles. Dans la raie Hb (plus étudiée à l’époque car les plaques photographiques
étaient plus sensibles dans ce domaine que les détecteurs CCD actuels), on mesurait de 1A à plus de
10A !

Curtis nota en 1923 que la "largeur" des raies en émission de l’hydrogène est liée linéairement à leur
longueur d’onde :

Delta lambda =6.28.10^-4 (lambda-3270)(W-2.61)+2.61 // W : largeur mesurée de Hb

Une caractéristique des étoiles Be est la variabilité de l’aspect des raies de l’hydrogène. Pour
certaines étoiles (Pleione, k Dra), l’énergie total de la raie d’émission varie ; pour d’autres (p Aqr),
l’énergie totale reste à peu près constante. Sur des cycles de plusieurs années, les raies peuvent être
fortement en émission, complètement absentes, voir en absorption comme une étoile normale. Mais
les cycles peuvent être aussi très courts, de quelques heures ou même minutes ! Ces étoiles
particulières à variation rapide (b Lyr, f Per) sont souvent des binaires spectroscopiques. Ils se
passent aussi parfois de nombreuses années avant de revoir un changement dans les raies en
émission... Et les cycles peuvent être à périodes multiples.

Selon B. P. Gerasimovic et R. H. Curtis, les étoiles de type Be sont plus lumineuses que les étoiles
de type B normales. Une forte luminosité implique certainement également une plus grande masse.
Comme le souligne Struve dans son article de 1931, il est en tout cas très intéressant de constater
que les étoiles à émission forme un groupe aligné parallèlement à la séquence principale du
diagramme HR, environ d’une magnitude plus brillant.

Dans le même article, Otto Struve avance l’hypothèse que
l’origine de l’émission de ces raies serait liée à la présence d’un anneau ou d’une fine enveloppe de matière, en rotation rapide. Il montre en fait, par l’analyse de la forme des raies, que les étoiles de type Be sont en rotation très rapide. Sir James Jeans a par ailleurs montré en 1928 que sous certaines conditions, un corps
gazeux en rotation rapide pouvait prendre la forme d’une lentille et rejeter de la matière le long de son équateur. Struve émet donc l’hypothèse que les étoiles Be rejètent de la matière dans un disque très plat, un peu comme les anneaux de Saturne.

Tomakazu Kogure et Ryuko Hirata ont classé en 1982 les étoiles Be en trois catégories selon l’angle de vue : les étoiles "Be-shell" quand l’anneau est vu de profile ; les étoiles "Be-pole on" quand l’anneau est vu du pôle ; et les "Be" simples dans les cas intermédiaires. Les schémas suivants montrent les différentes géométries, le découpage de l’anneau en plusieurs zones, et les formes des raies de la série de Balmer selon le type de Be.

Hypothèse 2 : un anneau elliptique

Curtis et McLaughlin découvrirent rapidement que les étoiles Be ont des variations spectrales souvent cycliques, voir périodiques. Ils introduisirent les notions de E/C (intensité relative au continuum) et V/R (intensité, dans le cas d’une double raie, de la raie décalée vers le Violet par rapport à l’intensité de la raie décalée vers le Rouge). Ces paramètres furent suivi avec intérêt. Dans un article de référence de 1961, McLaughlin proposa un modèle d’anneau elliptique. Ce modèle fût revisité par Su-Shu Huang en 1973 et fit l’objet d’un article dans le numéro de Juin 1975 de Sky & Telescope.

Les variations périodiques mesurées du rapport V/R de certaines étoiles pourraient être expliqués par la présence d’un anneau elliptique dont la ligne des apsides (la ligne reliant le périhélie et l’aphélie) est en mouvement (précession). En fonction de la géométrie de l’ensemble par rapport à l’observateur, on observe une variation relative de l’intensité de l’aile Rouge par rapport à l’aile Violette de la raie.

Physique des étoiles Be

Des articles de Struve dans les années 1940’s et 1950’s ont permis de mieux comprendre la physique des étoiles de type Be à coquille. L’enveloppe autour de l’étoile est semblable à l’atmosphère des étoiles super géantes : plus froide et moins dense que celle de l’étoile B au centre. Dans un article intitulé "analyse de spectres stellaires particuliers", Struve désigne en 1951 Pleione (28 Tau) comme le prototype des étoiles Be à coquille ; il en discute les changements dans le spectre.

Bien que Pleione ait montré des raies en émission avant 1905, elles ont disparues alors et jusqu’à 1938 son spectre était similaire à celui dune étoile ordinaire, en rotation rapide de type B. Comme le décrit Struve :

Soudainement, en Octobre 1938, l’émission de la raie d’hydrogène a refait son apparition tandis que le spectre montra en même temps plusieurs fines et faibles raies d’absorption du FeII, CrII et
autre métaux ionisés... Ces raies fines n’indiquaient aucune rotation ; mais au même moment la
largeur des raies d’hydrogène et d’hélium témoignait que l’étoile était toujours en rotation rapide.
Un anneau ou un nuage de gaz dense et sans mouvement de rotation angulaire apparent s’était
formé autour de l’étoile.
Les années suivantes, les raies fines devinrent très fortes. Les raies d’hydrogènes se modifièrent
entre 1938 et 1950 en montrant des formes en absorption. La pression du nuage ou de l’anneau
devint également plus faible que l’atmosphère des super géantes.

En 1951, la coquille avait pratiquement disparu (Merrill 1952). Le déplacement au départ lent de la matière s’est accéléré pour devenir important. L’apport d’atome diminuant, la matière fût éjectée dans l’espace. Pleione resta une étoile ordinaire jusqu’à 1972 à partir de quand elle a recommencé une phase d’étoile "coquille" qui s’est terminée en 1987-1988 (Slettebak 1988).

Struve nota que le spectre de Pleione, durant sa phase "coquille", ressemblait à celui de l’étoile de classe A super géante a Cygni. Toutefois, les raies MgII (l4481) et SiII (l4128-4131) étaient anormalement plus faibles. Contrairement au raies du FeII, CrII, NiII, TiII, et autres métaux ionisés, qui sont tous issues de niveau métastables, les raies MgII et SiII sont les seules dont les niveaux bas ne sont pas métastables et sont connectées à des niveaux inférieurs par d’autres transitions fortes. Le rayonnement qui atteint la coquille est plus dilué qu’au niveau de la photosphère de l’étoile centrale
(moins de quanta par centimètre cube) ; il produit donc moins d’absorption que les raies venant de niveau métastables, provoquant des raies plus faibles. Une autre étoiles brillante à coquille, similaire à Pleione, est 48 Libra qui a été étudiée par Struve (1943) et Merrill (1953).

Ces effets de dilution ont aussi été découvert par Struve et ses collègues et collaborateurs dans le spectres d’étoiles à coquille de type spectral plus chaud ou moins chaud. Ainsi, le nuage de z Tauri, de type spectral B1IVe, a été révélé par les raies de Balmer en émission, les raies d’absorption très fines du FeII et autres métaux ionisés, mais aussi par la fine raie HeI (l3965) - qui provient d’un niveau métastable - alors que les autres raies HeI sont larges et diffuses du fait de la rotation rapide de l’étoile centrale (Struve et Wurm 1938).

L’analyse des spectres d’étoiles de type Be à coquille ("Be-shell" en anglais) a montré un facteur de dilution de 0.1 à 0.01 (Struve 1942) qui correspond à une distance de 2 à 5 rayons stellaires. Les études de ionisation de certaines coquilles montrent une température inférieure à celle de la photosphère de l’étoile centrale, avec des densités de l’ordre de 1011 électrons/cm3. Une étude des
profiles des raies de Balmer dans plusieurs étoiles Be brillantes prédit un modèle lenticulaire pour les régions émettrices avec une taille de plusieurs rayons stellaires, en accord avec les travaux précédents (Burbidge et Burbidge 1953).

On peut modéliser la forme du nuage de gaz entourant les étoiles Be et expliquer simplement la forme principale des raies de Balmer (Slettebak 1988).

La vitesse linéaire de la matière en rotation autour des étoiles Be peut atteindre les 300Km/s, ce qui explique l’élargissement des raies d’émission par l’effet Doppler. Comme nous ne voyons pas toujours le disque de profil, mais de trois quarts voir de face, la vitesse radiale que nous pouvons mesurer peut bien entendu être inférieure. La vitesse de rotation dans notre ligne de visée est noté
"v.sin(i)", "i" étant l’inclinaison de l’axe de rotation. Elle ne varie pas dans le temps ; c’est une constante pour une étoile donnée et l’effet de précession par rapport à un référentiel stellaire est négligeable. Ce n’est pas une mesure très facile ; on étudie pour cela le profil des raies d’absorption dites photosphériques (produites à la surface de l’étoile) en opposition aux raies d’émission qui elles naissent dans le disque tournant autour de l’étoile. Stoeckley en 1968 puis Massa en 1975 étudièrent
la distribution des "v.sin(i)" au sein des étoiles Be.

Si la matière de cet anneau ou de cette enveloppe est suffisamment épaisse, nous pouvons observer les raies fines d’absorption de la lumière de l’étoile par cette matière (son mouvement étant orthogonale à la ligne de visée, l’effet Doppler est minime vu de l’observateur). Ce phénomène explique la classe des Be à coquille ("Be-shell" en anglais). Selon Percy et a. (1996), les variations
spectroscopiques et photométriques sur plusieurs semaines ou années seraient dues à la formation puis la dispersion de tels anneaux.

Hypothèse 3 : un système binaire

Dans son introduction du symposium 70 de l’UAI en 1976, Miroslav Plavec montre la forte ressemblance entre certaines étoiles binaires et les étoiles Be. Une étoile froide dans un système binaire est instable et transfère de la matière vers l’étoile plus chaude et plus brillante. Les jets de gaz ont un excès de moment angulaire et forme alors un disque de matière autour de l’étoile chaude.
C’est de ce disque que viendraient la plupart des photons en émission ainsi que certains phénomènes d’absorption.

Une partie seulement du gaz transféré serait absorbé par l’étoile chaude et accélèrerait la rotation de son atmosphère. Le résultat serait assez similaire aux observations faites des étoiles Be. L’anneau de matière ne serait pas la conséquence de la rotation rapide d’une étoile comme Otto Struve en fit l’hypothèse. En fait, la rotation rapide de l’étoile serait une conséquence du disque de matière.

Les variations observée du V/R pourrait être lié à des inhomogénéités de matière dans le disque entourant l’étoile chaude dont l’angle de vue changerait avec la rotation du système binaire. Cette théorie a été étudiée plus en détail par Harmanec, Polidan, Peters, et Pravec. KX And et CX Dra sont des exemples de tels systèmes.

Des étoiles encore bien mystérieuses

Trois modèles sont considérés pour expliquer les variations spectrales des étoiles Be.
- une étoile en rotation rapide éjectant régulièrement de la matière
- un anneau d’émission elliptique en précession autour de l’étoile
- un système binaire avec transfert de masse

Il n’y a toutefois pas encore d’explication complète sur l’origine des variations des caractéristiques spectrales des étoiles Be (Buil web). Les changements brutaux, sur quelques heures ou quelques jours, pourraient être due à des éruptions comme les protubérances solaires (un effet dynamo serait à l’origine de puissants champs magnétiques), à des vents stellaires violents, des vibrations non radiales, ou des taches à la surface des étoiles.

Les Be sont maintenant classées comme des étoiles chaudes actives. Mais les phénomènes exacts expliquant leur variation à court, moyen, et long terme restent encore un mystère pour la science moderne. Nous ne savons pas comment les étoiles de type spectral B deviennent des Be ou des "Beshell", ni si toutes les étoiles B deviendront des Be un jour.

Les étoiles Be sont aussi souvent des étoiles variables, avec des variations de faible amplitude (0.01 à 0.1 magnitudes). Dans un article récent de 1998 (Astronomy & Astrophysics 335, 565-572), A.M.Hubert & M.Floquet, de l’observatoire de Meudon, indiquent que "les liens entre les variabilités photométriques et spectroscopiques, cruciaux pour tester les modèles dynamiques de matière annulaire autour d’étoiles, souffrent cruellement du manque de données et d’observations ces dernières années sur les étoiles Be".

Ressources & Bibliographie

Andrillat, Y. & Houziaux, L. 1975 cited by J. P. Swings (1976) IAU Symp. No 70, p 219

Balona, L. A., Henrichs, H. F., et Le Contel, J. M. (eds) 1994, Pulsation, Rotation and Mass Loss in
Early-Type Stars. Kluwer : Dordrecht, Germany.

Briot, D. & Zorec, J. 1981, Proc. Workshop on Pulsating B Stars, Nice Observatory, p. 109

[***] Buil, C. web site. L’indispensable site web sur la spectroscopie, et le logiciel IRIS à télécharger gratuitement. Des liens sur l’astronomie en général, etla spectroscopie en particulier. Excellent "bookmark" par ailleurs...

Burbidge, G. R., et Burbidge, E. M. 1953, the Astrophysical Journal (ApJ), 117, 407

Collins, G. W. II 1987, IAU Colloquium 92, Physics of Be Stars, ed. A. Slettebak and T. P. Snow
(Cambridge : Cambridge University Press), p. 3.

Curtis, R. H. 1923, Publications of the Observatory of the University of Michigan, 3, 1

Gerasimovic, B. P., et Curtis, R. H. 1926, Journal of the Royal Society of Canada, 20, 35

Henize, K. G. 1976, Ap. J. Suppl. 30, 491

Hirata, R., et Kogure, T. 1984, Bull. Astr. Soc. India (BASI), 12, 109

Jeans, J. 1928, Astronomy and Cosmogony, p. 257.

Kaler, J. B. 2002, Stars and their spectra, Cambridge University Press (reprint)

Kitchin, C. R. 1995, Optical Astronomical Spectroscopy, Institute of Physics Publishing

Kogure, T., et Hirata, R. 1982, Bull. Astr. Soc. India (BASI), 10, 281

Massa, D. 1975, Publication of the Astronomical Society of the Pacific (PASP), 87, 777

Meadows, A. J. 1960, Astronomical Journal, 65, 335

Merrill, P. W. 1913, Lick Observatory Bulletin, 7, 162

Merril, P. W. 1933, Publication of the Astronomical Society of the Pacific (PASP), 45, 198

Merrill, P. W. 1952, the Astrophysical Journal (ApJ), 115, 145. Etude de 28 Tauri (Pleione).

Merrill, P. W. 1953, the Astrophysical Journal (ApJ), 117, 7. Etude de 48 Libra.

Merrill, P. W., et Burwell, C. G. 1933, the Astrophysical Journal (ApJ), 78, 87

"". 1943, the Astrophysical Journal (ApJ), 98, 153

"". 1949, the Astrophysical Journal (ApJ), 110, 387

"". 1950, the Astrophysical Journal (ApJ), 112, 72

[*] Percy et al. 1996, Journal of American Association of Variable Star Observers (JAAVSO), 25, 14

Slettebak, A. 1979, Space Science Review (SSRv), 23, 541

[***] Slettebak, A. 1988, Publication of the Astronomical Society of the Pacific (PASP), 100, 770-784. The Be Stars. Excellent historique sur les étoiles Be et l’état des connaissance en 1988.

[***] Struve, O. 1930, the Astrophysical Journal (ApJ), 72, 1-18. On the Axial Rotation of Stars.


Accueil | Contact | Plan du site | | Statistiques du site | Visiteurs : 3057 / 967293

Suivre la vie du site fr  Suivre la vie du site De la technique  Suivre la vie du site De la théorie  Suivre la vie du site De la spectroscopie   ?    |    titre sites syndiques OPML   ?

Site réalisé avec SPIP 3.1.4 + AHUNTSIC

Creative Commons License