Le disque externe de β Pic

8.2 Description des observations MIDI . . . 128

8.2.1 L’instrument MIDI . . . 130 8.2.2 Description des données obtenues sur β Pic . . . . 131

8.3 Réduction et calibration des données MIDI . . . 135

8.3.1 Le logiciel de réduction MIA . . . 135 8.3.2 Le logiciel de réduction EWS . . . 136 8.3.3 Influence du facteur de lissage dans EWS . . . 136 8.3.4 Moyennage des flux corrélés . . . 137 8.3.5 Calibration des flux corrélés . . . 138

8.4 Modélisation préliminaire avec GRaTeR . . . 142

Dans ce chapitre, je commence par fournir une vue multi-spectrale du disque de débris de β Pic. En effet, de nombreuses études ont déjà été réalisées à différentes longueurs d’onde permettant d’obtenir une idée de la structure du disque de β Pic. Ensuite, je détaille deux jeux de données MIDI mis à ma disposition, l’un de 2007 pris avec les UTs et l’autre de 2013 pris avec les ATs. Je détaille également les logiciels de traitement de données MIA et EWS et explique ensuite comment j’ai extrait des flux corrélés calibrés à utiliser afin de fournir un modèle de disque. Une fois les flux corrélés calibrés obtenus, je fournis un bref résumé du package IDL GRaTeR qui permet de fournir un modèle de transfert radiatif pour le disque et je présente un modèle préliminaire. Ce package nous permet de contraindre la position des grains émettant dans l’infrarouge moyen. Finalement, un scénario est proposé pour l’origine de la poussière exozodiacale de β Pic.

8.1

Une vue multi-spectrale du disque de débris de

β Pic

β Pic est une étoile de type A5 en séquence principale située à 19.44 ± 0.05 pc du

système solaire et âgée de 23 ± 3 Myr (van Leeuwen, 2007; Mamajek & Bell, 2014). Elle

présente une masse M? = 1.75 M, une température T? = 8200 K et une luminosité

L? = 8.7 L (Crifo et al., 1997).

β Pic fut une des cibles observée par IRAS (Aumann et al., 1984; Gillett, 1986) et

un excès froid fut détecté dans l’infrarouge lointain. Par la suite, un suivi de β Pic à l’aide d’imagerie directe par coronographie fut réalisé et les résultats montrant un disque résolu vu par la tranche, furent publiés par Smith & Terrile (1984). Très vite, β Pic devint le prototype des disques de débris optiquement fins autour d’étoiles en séquence principale (Backman & Paresce, 1993). À l’heure actuelle, de nombreuses observations de β Pic à des longueurs d’onde différentes ont été réalisées afin de mieux comprendre la structure du disque. Afin de modéliser complètement un disque et ainsi obtenir des informations sur les propriétés physiques des grains et sur leur localisation spatiale, il faut tenir compte de toutes les zones d’émission/de réflection. Ainsi, l’infrarouge proche et le domaine visible vont donner une idée de la lumière réfléchie par les grains, tandis que de l’infrarouge moyen aux ondes millimétriques, nous obtiendrons une information sur l’émission thermique des grains. Afin de modéliser correctement un disque, il faudra donc tenir compte des informations obtenues à l’aide d’images en réflexion, en émission mais aussi de la distribution spectrale d’énergie qui fournit une information sur la température des grains (Ballering et al., 2016). Le disque de β Pic présente en effet une structure multiple : au niveau de la partie externe du disque (voir Section 8.1.1), nous trouvons une ceinture de planéténismaux qui s’étend de ∼ 40 UA à ∼ 150 UA (Dent et al., 2014) ainsi qu’un nuage de poussières générées par la collision de ces planétésimaux et éjectées sur des orbites excentriques par la pression de radiation (Augereau et al., 2001). Ce nuage externe s’étend jusqu’à ∼ 1800 UA (Larwood & Kalas, 2001). La partie interne du disque est constituée d’une composante tiède détectée en infrarouge moyen (voir, par exemple, Chen et al. (2007); Li et al. (2012)) et en lumière réfléchie (Milli et al., 2014) ainsi qu’une composante chaude détectée en infrarouge proche (Defrère et al., 2012). Ces deux dernières composantes feront l’objet de la Section 8.1.2. En plus de la poussière, il existe également une composante gazeuse autour de β Pic qui suit la distribution spatiale de la poussière et provient probablement de la vaporisation de celle-ci lors de collision ou encore de photodésorption des grains (Dent et al., 2014).

8.1.1

Le disque externe de β Pic

β Pic possède un disque de débris brillant, s’étendant loin de l’étoile (≥ 1400 UA,

Smith & Terrile (1984)) et vu par la tranche (Ballering et al., 2016). Le disque de débris est asymétrique et présente de nombreuses sous-structures. Ballering et al. (2016) ont proposé un modèle pour le disque de débris de β Pic en utilisant des images de HST (Hubble Space Telescope) pour la lumière réfléchie par la poussière et des spectres de

Spitzer pour l’émission thermique de la poussière. La modélisation du disque réalisée par Ballering et al. (2016) s’est majoritairement concentrée sur la zone externe du disque : la ceinture de petits corps et le nuage de poussière. Ils sont arrivés à la conclusion que le disque externe de β Pic devait être composé en grande partie de silicates, mais que les silicates seuls ne suffisaient pas à expliquer l’émission du disque. Ils ont remarqué que lorsque le modèle correspondait bien à l’émission thermique pour des silicates purs, alors il était trop brillant pour l’émission liée à la lumière diffusée. Certains mélanges de composés peuvent fournir le même type d’émission que des silicates purs. En mélangeant différents matériaux, Ballering et al. (2016) arrivèrent à la conclusion qu’un mélange de silicates et de matériaux organiques permettait de modéliser au mieux le disque externe de β Pic. Par rapport au plan du ciel, ce disque est incliné de 29◦±0.2◦ _{(Lagrange et al.,}

2012; Apai et al., 2015).

Dans la partie externe du disque, en plus de la poussière, nous trouvons du gaz, ce qui a fait de β Pic une cible encore plus intriguante. Ce gaz semble être extrêmement riche en carbone (Matrà et al., 2017). L’analyse des raies d’absorption a montré deux composantes, l’une stable, à la vitesse radiale de l’étoile et l’autre variable (Kondo & Bruhweiler, 1985; Lagrange et al., 1987). La seconde composante est attribuée à l’évaporation de comètes approchant de l’étoile sur des orbites excentriques (Beust et al., 1990; Kiefer et al., 2014). Étant donné que l’analyse des raies en absoption est limitée à la colonne de gaz située dans la ligne de visée, des études ont également été réalisées en analysant les raies d’émis- sion. Ainsi, des observations en infrarouge lointain de l’émission du carbone ionisé et de l’oxygène ont permis de déterminer que la source principale du gaz n’est pas, comme ini- tialement pensé, les comètes sur des orbites excentriques s’approchant de l’étoile mais un disque en rotation Keplerienne à plusieurs dizaines d’UA de l’étoile (Cataldi et al., 2014; Kral et al., 2016). De récentes observations avec ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-

millimeter Array) ont également permis de caractériser la présence de CO au sein du gaz

entourant β Pic (Matrà et al., 2017) et de confirmer une zone de sur-densité dans le disque

de gaz, à 85 UA et inclinée de ±32◦, soit au même endroit qu’une zone de sur-densité

dans le disque de poussière observé dans l’infrarouge moyen (Telesco et al., 2005; Dent et al., 2014). Le scénario le plus probable pour expliquer cette zone de sur-densité est un mécanisme de piégeage résultant de la migration d’une planète externe.