Environnements de poussi`ere ` a l’aide des couleurs IRAS et mod´elisation DUSTY

DUSTY

Le travail de th`ese pr´esent´e aux Chapitres 2 et 4 montre une absence de CSE de poussi`ere sur un ´echantillon d’´etoile donn´e. En revanche ces CSEs pourraient se former autour d’autres C´eph´eides, et des ´etudes compl´ementaires sont n´ecessaires afin de pouvoir conclure d´efinitivement sur l’absence de poussi`ere circumstellaire. Il pourrait ´egalement ˆetre int´eressant de distinguer les ´etoiles entour´ees de CSEs de poussi`ere, de celles entour´ees de gaz ionis´e ou bien d’un environnement interstellaire de poussi`ere. Dans cet objectif, Eric Lagadec m’a sugg´er´e d’´etudier l’environnement des C´eph´eides dans des diagrammes couleur-couleur comme dans le cas des ´etoiles AGBs. Cela permettra d’´etudier comment les C´eph´eides entour´ees d’enveloppes silicat´ees se distribuent dans ce diagramme couleur- couleur afin de pouvoir les identifier comme telles pour l’´echantillon observ´e. L’application de cette m´ethode aux enveloppes gazeuses ionis´ees est possible mais pourrait ˆetre rendue plus difficile car les filtres n´ecessaires `a l’observation de ces environnements plus chauds seront beaucoup plus affect´es par les changements de temp´erature des ´etoiles.

J’ai donc r´ealis´e un travail pr´eliminaire qui consiste `a ´etudier les couleurs obtenues par le t´elescope spatial IRAS (Infrared Astronomical Satellite) [12]-[25] `a 12 et 25 µm, et [25]-[60] `a 25 et 60 µm. En effet une C´eph´eide sera d’autant plus rouge sur l’axe [12]-[25] que son enveloppe est chaude et dense ou d’origine circumstellaire, tandis qu’elle sera froide et d’origine interstellaire si elle est rouge sur l’axe [25]-[60]. Cette m´ethode a notamment ´et´e utilis´ee pour ´etudier l’´evolution des environnements circumstellaires des ´etoiles tardives (van der Veen and Habing, 1988; Sjouwerman et al., 2009) comme illustr´e sur la Figure 5.5a. J’ai recueilli les donn´ees issues du Point Source Catalogue (PSC) (IRA, 1988). Cependant, un grand nombre de ces ´etoiles pr´esentent des incertitudes importantes que je n’ai pas report´ees dans le diagramme de la Figure 5.5b. Par ailleurs, ces donn´ees sont affect´ees

par un biais de s´election, c’est pourquoi seules les C´eph´eides brillantes dans l’infrarouge, telles que [25] - [60]>1.5, ont ´et´e observ´ees par IRAS, `a quelques exceptions pr`es.

Afin de mieux comprendre l’effet d’une enveloppe circumstellaire sur les couleurs observ´ees dans l’infrarouge, j’ai r´ealis´e une s´erie de 5 mod`eles d’enveloppes circumstellaires avec DUSTY, puis ap- pliqu´e les filtres IRAS pour calculer les couleurs obtenues par ces enveloppes (voir courbe verte sur la Figure 5.5b). Ces mod`eles simples sont tous constitu´es uniquement de silicates autour de la C´e- ph´eide η Aql, o`u je fais varier uniquement l’opacit´e de l’enveloppe. A partir de ces donn´ees, DUSTY calcule le taux de perte de masse caus´e par la pression de radiation de l’´etoile sur la poussi`ere. Le calcul effectu´e par DUSTY montre que pour des taux de perte de masse en g´en´eral estim´es pour les C´eph´eides autour de 10−8 `a 10−6 M/an, les couleurs mesur´ees sont comprises dans l’intervalle 0<[12]− [25]<0.5. En revanche les couleurs atteignent des valeurs ´elev´ees sur l’axe [25] − [60] seule- ment pour des taux de perte de masse sup´erieurs `a 10−5 M/an ce qui n’est pas attendu pour ces ´etoiles. Il semble donc que les enveloppes d’origine interstellaire, comme le reste de n´ebuleuse RS Pup ou l’amas ouvert de V Cen puissent aussi ˆetre suffisamment proches des ´etoiles pour avoir des temp´eratures ´elev´ees imitant une enveloppe circumstellaire sur l’axe [12]_{− [25]. Une ´etude est} n´ecessaire avec un plus grand ´echantillon d’´etoiles, sans biais de s´election et avec des incertitudes faibles, pour discriminer les types d’environnements circumstellaires autour des C´eph´eides avec un diagramme couleur-couleur, et ´egalement en lien avec la p´eriode de pulsation.

(a) −0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 [12] - [25] 0 1 2 3 4 5 6 [25 ] - [6 0]

10−8 ₁₀Theoretical Cepheid mass-loss −6 ₁₀−5 _2.5.10−5 (M⊙/yr_5.5.10) −5

ζ Gem

η Aql

RS Pup V Cen

(b)

Figure 5.5 – S´equence d’´evolution des enveloppes de poussi`ere.

(a) Figure de van der Veen and Habing (1988), s´equence d’´evolution des enveloppes autour des AGB. Chaque zone correspond `a une classification du type d’enveloppe rencontr´e. (b) Diagramme couleur- couleur d’un ´echantillon de C´eph´eides observ´ees avec IRAS. Les ronds noirs sont les C´eph´eides obtenues par IRAS, leur taille est fonction de la p´eriode de pulsation. La ligne verte est trac´ee `a partir des diff´erents mod`eles DUSTY (croix), la ligne bleue correspond `a cette mˆeme ligne plus un offset ad-hoc de [25]-[60]=3. La ligne rouge est la s´equence d’´evolution des enveloppes pr´esent´ee `a gauche par van der Veen and Habing (1988), montr´ee pour comapraison.

5.6

Effet des CSEs sur la relation PL `a l’`ere du JWST et de l’ELT

Les enveloppes sont susceptibles d’avoir trois effets sur la relation PL dans l’infrarouge : 1. Un effet sur la pente si le flux IR provenant de l’enveloppe est fonction de la p´eriode de

pulsation.

2. Un effet syst´ematique sur la pente et le point-z´ero si les enveloppes des C´eph´eides entre des galaxies ancres et hˆotes de SN Ia sont syst´ematiquement diff´erentes, par exemple `a cause d’un effet de m´etallicit´e, ou par la pr´esence d’une enveloppe circumstellaire.

3. Une dispersion statistique de la relation PL qui doit ˆetre corrig´ee pour am´eliorer la pr´ecision sur les estimations de distance.

Dans cette partie je discute plus en profondeur des effets des enveloppes, telles que seront observ´ees par les t´elescopes JWST et l’ELT, et par cons´equent des ´etudes `a mener pour l’´etude des enveloppes circumstellaires, qu’elles soient constitu´ees de gaz chaud ionis´e, de poussi`eres condens´ees autour de l’´etoile, ou du milieu froid interstellaire.