4.3 Analyse et résultats préliminaires
4.3.2 Analyse des données de T Cha : contraintes sur le bord interne
Pour reproduire les observations de T Cha, nous nous sommes initialement basés sur le modèle présenté dans Brown et al. (2007), où le disque est composé de deux zones : un anneau interne et un anneau externe. Dans Brown et al. (2007), le disque interne se situe entre 0.08 et 0.2 UA et le disque externe est localisé à partir de 15 UA. A partir de ces valeurs j’ai exploré l’espace des paramètres pour au final obtenir un meilleur modèle compatible avec les observations, dont les principaux paramètres sont repris dans le Tableau 4.3. Pour arriver à ce meilleur modèle, nous avons taché de reproduire du mieux possible la SED et les visibilités AMBER simultanément. Les données photométriques permettant de reproduire la SED nous ont été fourni par Joanna Brown.
Par rapport à l’étude de Brown et al. (2007), nous avons placé le bord interne du disque interne à 0.1 UA plutôt qu’à 0.08 UA simplement pour des raisons de température. En le placant à 0.08 UA, la température de la poussière était supérieure
à 1700 K, ce qui est problématique au regard de la température de sublimation des poussières (typiquement 1500 K). Dans les deux zones que nous avons défini les distributions différentielles en tailles de grains ont toutes les deux une pente en−3.5
et une valeur de aminidentique de 0.1 µm, mais les tailles maximales sont différentes. Pour le disque interne nous avons pris amax = 10 µm contre 3 mm pour le disque externe. Cette valeur de 3 mm nous permet de reproduire le point millimétrique, pour une masse de 10−4M⊙, tout en maintenant un niveau de flux raisonnable autour de 30 µm. Pour les opacités des grains, nous avons utilisé, dans le disque interne un mélange de grains de silicates et de carbone (Mathis & Whiffen 1989) comme pour Brown et al. (2007). Pour le disque externe, nous avons utilisé les opacités des grains dits “silicates astronomiques” (Draine & Lee 1984). La Figure 4.11 présente les résultats que nous avons finalement obtenus. Le cadre supérieur montre les visibilités du modèle (en gris) et les visibilités observées, alors que le cadre inférieur montre la SED produite par MCFOST avec les paramètres décrits ci-dessus. La démarche pour arriver au résultat de la Figure 4.11 a été un aller-retour entre la SED et les visibilités synthétiques, en ne modifiant qu’un seul paramètre à la fois, et en observant son impact sur la SED et les visibilités de manière simultanée. À chaque itération, un nouveau modèle était calculé par MCFOST, dans le but de produire à la fois une SED et deux images, en bande H et K. À partir des images, des visibilitées théoriques ont été calculées, par transformée de Fourier, aux mêmes fréquences spatiales que les observations. Cela nous a donc permis de mesurer l’impact des différents paramètres du modèle, non seulement sur la SED, mais aussi sur les visibilités fournies par les observations AMBER.
Ayant obtenu un modèle satisfaisant pour T Cha, nous avons cherché à voir quelle est la composante du modèle que nous contraignons avec les visibilités. La réponse a été obtenu très rapidement : en enlevant le disque externe du modèle MCFOST, les visibilités restent en bon accord avec les observations. Cela signifie donc que les visibilités AMBER nous permettent de résoudre le disque interne de l’objet. Au contraire, en supprimant le disque interne, les visibilités carrées remontent vers des plus grandes valeurs (de l’ordre de 0.95 pour une ligne de base de 80 m) comparées aux observations, confirmant ainsi que c’est bien le disque interne qui est contraint par les observations. Cela est confirmé par le champ de vue d’un UT, qui est d’en-viron 60 mas, soit 6 UA pour un objet à 100 pc : le disque externe n’entre pas dans le champ de vue du télescope (sauf si l’on autorisait le disque à être très incliné sur la ligne de visée). De plus le disque externe contribue probablement peu à l’émis-sion en bande K ou H. La Figure 4.12 montre l’image synthétique monochromatique produite par le code MCFOST, à 2.2 µm obtenue pour une inclinaison de 60˚. Le disque interne apparaît clairement autour de l’étoile.
Comme AMBER utilise trois télescopes simultanément, nous avons aussi accès aux clôtures de phase (voir Figure 4.11 en bas à droite), qui pour cet objet sont compatibles avec zéro, aux incertitudes près. Les clôtures de phase en bande K sont situées pour des petites valeurs de B/λ alors que les clôtures de phase en bande H sont situées pour des plus grandes valeurs de B/λ sur la Figure 4.11. Nous avons calculé les clôtures de phase synthétiques à partir des images monochromatiques de
Figure 4.11 – Figure du haut : le trait plein représente la SED modelisée avec MCFOST, les points sont la photométrie. Le spectre IRS est visible entre 5 et 35 µm. Figure du bas à gauche : superposition des visibilités obtenues d’après le modèle (en gris clair) sur les visibilités observées (en noir, bandes H & K). Figure
du bas à droite : superposition des clôtures de phase obtenues d’après le modèle (en
gris clair) sur les clôtures de phase observées (en noir, en bande K pour les petites valeurs de B/λ et en bande H pour les plus grandes valeurs de B/λ).
Figure 4.12 – Figure de gauche : image synthétique provenant de MCFOST à 2.2 µm du meilleur modèle obtenu pour T Cha. L’inclinaison est de 60˚ et le disque externe apparaît en avant-plan. Le champ de vue de l’image entière représente 14
UA × 14 UA. Figure de droite : zoom sur le disque interne, pour le même modèle.
Le champ de vue de l’image entière représente 1.75 UA × 1.75 UA.
MCFOST et nous obtenons, pour tous les triplets de ligne de base, des clôtures nulles (à 10−3 près). Cela se comprend en sachant que c’est le disque interne qui est résolu par nos observations : étant donné qu’il est faiblement résolu (les visibilités carrées valent 0.6 pour une ligne de base de 120 m en bande K avec une décroissance sem-blant être progressive), l’anneau interne devient artificiellement centro-symmétrique. Dans le sens où l’on ne mesure l’écart à la centro-symmétrie qu’à la résolution an-gulaire fournie par les observations. Il se peut que nous n’ayons pas la résolution nécessaire pour distinguer une éventuelle assymmétrie.
Il semble intéressant de se pencher un peu plus en détails sur deux des paramètres de notre modèle : l’inclinaison et la distance. Nous avons choisi une inclinaison de 60˚ pour l’objet alors que la valeur qui se retrouve souvent dans la littérature est plutôt de 75˚. Cette dernière valeur provient en fait de mesures de vsin(i), obtenues par Alcala et al. (1993). Les auteurs ont obtenu une vitesse de 54 km/s, ce qui traduit une forte inclinaison de l’objet. Néanmoins, étant donné que c’est le disque interne qui nous permet de reproduire les visibilités, nous ne pouvons que faiblement contraindre l’inclinaison. Toutefois, pour une inclinaison de 75˚ il y avait dans nos modèles un effet de masquage de l’anneau interne par le disque externe qui dégrade la qualité de nos résultats et faisait chuter dramatiquement les visibilités carrées qui deviennent alors plus petites que 0.3. Néanmoins, il est nécessaire de noter que cette valeur de 75˚ est dégénérée avec l’allure verticale que nous avons adopté pour l’anneau externe. Concernant la distance de l’objet, elle a souvent était prise a 66 pc dans la litérature. Toujours est-il que des mesures de mouvements propres par
Frink et al. (1998) et Terranegra et al. (1999) semble montrer que cette distance est sous-estimée. Les barres d’erreur fournies par les mesures Hipparcos sont larges (66+19−12pc) et T Cha semblerait plutôt appartenir à une association d’étoiles située à 100 pc. Concrètement, cela influencera les résultats sur les paramètres de l’étoile ainsi que sur ceux du disque (comme sa masse principalement) pour réussir à reproduire correctement la SED.
Au final, ces observations AMBER de T Cha permettent en premier lieu de confirmer la présence du disque interne proche de l’étoile. Ce disque était initial-lement nécessaire pour pouvoir reproduire la SED de l’objet, comme pour SR 21, étoile pour laquelle l’existence de ce disque est maintenant sujette à controverse. En explorant d’une manière systématique l’espace des paramètres (voir Sec. 4.4.1) pour le modèle de T Cha, je serais prochainement en mesure de quantifier les contraintes apportées par les observations AMBER sur les paramètres du disque interne (comme les rayons interne et externe, ou la population de grains de poussières).
4.3.3 Analyse des données de IM Lup : de l’importance de la