β Lyrae

Le prisme de Newton

A la fin du XVII^e 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.