Club d’Astronomie de Lyon Ampère

β Lyrae

lundi 6 mars 2006 par Olivier Thizy

Lors de notre mission en Juillet 2005 au Pic de Château-Renard, nous avons eu la chance de pouvoir suivre l’étoile β Lyrae en spectroscopie haute-résolution, ce pendant 13 nuits. Après quelques rappels de spectroscopie et la présentation des étoiles Be, cet article présentera un cas particulier de Be binaire et les résultats obtenus lors de cette mission du Club d’Astronomie de Lyon-Ampère (CALA) associée avec une mission de la Société Astronomique de Rennes (SAR).

Le prisme de Newton

A la fin du XVIIème siècle, Issac Newton fut le prmier à montrer que la lumière blanche du Soleil est en fait un
mélange de toutes les couleurs de
l’arc-en-ciel. Il dévia la lumière
à l’aide d’un prisme ; les couleurs
apparaissent sur l’écran blanc dans
l’ordre suivant : violet, indigo,
bleu, vert, jaune, orange, et rouge.
Newton en tira la conclusion que les
couleurs sont toutes présentes dans
la lumière blanche du Soleil et que
le prisme a pour effet de les séparer,
en un « spectre ».

Mais la spectroscopie a réellement
débuté dans les laboratoires de
Bunsen et du physicien allemand
Gustav Kirchhoff à l’université
d’Heidelberg. A partir de ses
expériences, Kirchhoff a pu
formuler ses trois lois empiriques de
la spectroscopie.

  • un gaz à pression élevé, un liquide
    ou un solide, s’ils sont chauffés,
    émettent un rayonnement continu
    qui contient toutes les couleurs
    (spectre d’un “corps noir”).

Ex : une étoile émet un rayonnement
continu de corps noir.

  • un gaz, à basse pression et à
    basse température, s’il est situé
    entre un observateur et une source
    de rayonnement continu, absorbe
    certaines couleurs, produisant
    ainsi superposé au spectre
    continu des raies d’absorption.
    Ex : l’atmosphère d’une étoile
    absorbe certaines longueurs d’ondes
    en fonction de sa composition mais
    aussi des conditions de température
    et de pression qui y règnent.
  • un gaz chaud, à basse pression
    (bien moins que la pression
    atmosphérique), émet un
    rayonnement uniquement pour
    certaines couleurs bien spécifiques :
    le spectre de ce gaz présente des
    raies d’émission sur un fond noir.
    Ce gaz émet les même couleurs
    qu’il absorberait s’il était froid.

Ex : le gaz d’une nébuleuse planétaire
émet dans certaines longueurs
d’ondes uniquement.

Les ondes émises par la source
mobile sont comprimées en avant
et étirées en arrière. Ceci s’explique
par le fait que la source « rattrape » les
ondes devant alors qu’elle s’éloigne
des ondes derrière. Le physicien
autrichien Christian Doppler étudia
ce phénomène en 1842.

L’éffet Doppler
  • Dans le cas d’une étoile en
    mouvement, l’effet Doppler apparaît
    par un décalage des raies du spectre.
    Plus la source va vite par rapport
    à l’observateur, plus ce décalage
    sera important. Quand la source
    s’approche de l’observateur, les
    raies du spectre visible sont décalées
    vers le bleu ; quand la source s’en
    éloigne, elles sont décalées vers le
    rouge (illustration ci-dessous).
  • La rotation d’une étoile se traduit
    par un élargissement de ses raies
    spectrales. Plus l’étoile tourne vite
    (en projection vers nous) et plus ses
    raies spectrales sont larges.
  • • Un gaz en expansion produit un
    spectre en émission dont la largeur
    des raies spectrales traduit la vitesse
    d’expansion.
Angello Secchi

La première étoile à émission a été
découverte par le père Angelo Secchi
peu de temps après son analyse
systématique des classifications
des étoiles. Le 23 Août 1866,
Angelo Secchi, alors directeur de
l’observatoire du Collegio Romano,
écrivit une lettre à l’éditeur de
« Astronomische Nachrichten » pour
rapporter une particularité de l’étoile
γ Cassiopée. Au lieu d’une raie de
Balmer en absorption, comme pour
les autres étoiles, Secchi a observé
une raie lumineuse très belle et bien
plus brillante que tout le reste du
spectre. C’est la première détection
rapportée d’une étoile Be.

Une étoile de type Be est avant tout
une étoile chaude de type B (10 000K
à 30 000K) de classe lumineuse III à
V (non super géante). Il est à noter
que la présence de raies en émission
dans les super-géantes peuvent
s’expliquer par des phénomènes très
différents des étoiles Be. L’étoile
Be se caractérise par une rotation
très rapide sur elle-même, plutôt
supérieure à la moyenne, et pouvant
facilement dépasser les 200 km/s à
300 km/s à la périphérie, soit des
rotations en un jour environ. Ce sont
des étoiles d’environ 8 fois la masse
solaire, et 6 fois le rayon solaire,
perdant régulièrement de leur
masse (environ 10-8 masses solaire
par an) par des phénomènes encore
inconnus. Ce phénomène peut aussi
être observé dans certaines étoiles de
type O ou A, mais il est plutôt confiné
aux étoiles de type B. Environ 15%
des étoiles B sont des Be.

Les étoiles Be ont des variations
spectrales souvent cycliques,
voir périodiques. Les astronomes
professionnels 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 et sont encore
aujourd’hui des sujets d’études très
intéressants pour les astronomes
amateurs.

Nuage aplati en rotation

En 1931, Otto 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. Le profil de raie spectrale
dépend de la composition du nuage
et des conditions physiques en son
sein, mais aussi de la géométrie du
système étoile/nuage par rapport à
nous.

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 « Be-shell », ni si toutes
les étoiles B deviendront des Be un
jour. La formation du nuage est
une énigme que les professionnels
essayent de percer actuellement.

  • Les étoiles Be sont trop
    vieilles pour que le nuage soit protostellaire
  • La plupart des étoiles Be ne
    sont pas binaires
  • La rotation de l’étoile seule
    ne suffit pas à expliquer la présence
    d’un disque équatorial
  • Des pulsations internes
    (pulsations non radiales) pourraient
    aider
  • La présence de champs
    magnétiques pourrait apporter un
    moment angulaire supplémentaire
    pour éjecter la matière
    Mais il reste encore beaucoup à
    apprendre et les observations sont
    indispensables !
Localisation de Béta Lyre

β Lyrae est une des étoiles du trapèze
de la Lyre. On l’appelle Sheliak, ce
qui signifie « tortue ».
Selon la mythologie,
c’est dans une coque
de tortue que naquit
le premier instrument
de musique !
Mais β Lyrae est surtout une étoile
variable découverte en 1794 par
Goodricke. Visible à l’oeil nu, sa
luminosité varie en 12.9 jours
avec un minimum principal de
une magnitude et un minimum
secondaire d’une demie magnitude.
Elle est le prototype d’une classe de
binaires à éclipses dont la courbe de
lumière ne présente pas de palier
plat. Ceci parce qu’il s’agit d’un
couple d’étoiles très serré.

Couple d’étoiles très serré

En 1867, le père Secchi observe
son spectre qui sera calibré par
Bétopolsky en 1892. Il présente des
raies en émission liées au compagnon
qui est une étoile de type Be. L’étoile
principale est une étoile B plus
lumineuse (car non masquée par
un nuage comme son compagnon),
plus chaude, et 5 à 6 fois moins
massive que le compagnon ; elle
rempli son lobe de Roche de
matière. Le système est incliné à
80° environ (donc pratiquement vu
par la tranche). L’étoile principale
transfère de la matière vers le
disque à un rythme d’environ 20
millionième de masse solaire par
an. On notera particulièrement la
présence de jets polaires provenant
de l’étoile Be ; c’est l’objet d’étude
de notre mission.

L’équipe devant l’observatoire

Grâce à une météorologie
particulièrement favorable, notre
équipe a pu enregistrer le spectre de
β Lyrae pendant 13 nuits entre le 17
et le 30 juillet 2005. Cela fait quand
même plus de 130 spectres à traiter
et analyser !

MuSiCoS

Les spectres ont été obtenu au foyer
du T62 avec MuSiCoS. Un protocole
d’observation appuyé par des scripts
ont permi d’avoir les spectres et les
fichiers de calibration nécessaires.
Les images ont d’abord été prétraitées
dans le logiciel AudeLA puis
les spectres calibrés et extraits avec
le logiciel ESPRIT (traduit sous MSWindows).
Il reste encore à redresser
le continuum, à enlever les raies
atmosphériques, et à normaliser ces
spectres ; c’est l’objet de mon travail
actuel. Toutefois, il est déjà possible
de regarder comment se présentent
ces spectres et de voir certaines
particularités.

Fig. 1

L’analyse de l’évolution du profil
de la raie Hα en fonction de la
phase (fig 1) montre un maximum
d’intensité de la raie en émission à
la phase 0.0 et un second maximum
à la phase 0.5. Les mesures de
largeur à mi-hauteur de la raie
montrent aussi cette caractéristique.
On constate également que le pic
rouge est toujours plus intense que
le pic violet (rapport V/R toujours
inférieur à 1.0). On note aussi une
base large de la raie, à priori liée à la
forte vitesse d’expansion (>1000km/
sec) des jets bipolaires. Une fois
les spectres complètement traités,
nous essayerons de modéliser cette
partie du spectre et d’étudier son
évolution.

Fig. 2

On peut aussi regarder l’évolution
des autres raies du spectre comme
celle de l’hélium (fig 2) près du
fameux doublet du sodium (on note
également l’écart entre le doublet du
système de β Lyrae et le doublet lié
au sodium interstellaire, ainsi que
la différence de largeur liée à la
rotation de l’étoile produisant ces
raies). On a également des raies
d’hélium particulièrement bien
résolues à 5015 Å, 6678 Å et 7065
Å. Les raies Si II (6347 Å et 6371 Å)
proviendraient de l’étoile primaire
selon la littérature. Sans parler des
nombreuses raies du fer... bref, de
quoi nous occuper pendant des
mois !

Mais notre mission a aussi été un
succès car elle a déclenché une
campagne d’observations de β
Lyrae par d’autres observateurs
dont notamment une équipe au
T60 du Pic du Midi avec un
spectrographe Lhires III qui est
maintenant disponible sous forme
de kit (www.astrosurf.com/thizy/
lhires3/), Christian Buil
avec son C11, un groupe
italien sur un autre télescope
de 60 cm, François Cochard avec
son C8, et même un spectre obtenu
avec mon C11 pendant la mission.
Au total, une dizaine de spectres
additionnels qui viennent compléter
nos données.

Si ces résultats sont préliminaires,
ils montrent que la spectroscopie
amateur peut être passionnante. Avec
l’arrivée de spectrographe comme le
Lhires III et la mise à disposition
de MuSiCoS à l’observatoire du
Pic de Château Renard, la hauterésolution
est disponible et montre
des évolutions intéressantes dans le
spectre d’étoiles comme β Lyrae.
La coopération entre amateurs est
aussi une formidable expérience.
Bien d’autres projets sont possibles
et j’encourage le plus grand nombre
à poursuivre dans cette voie.


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