Interf´erom´etrie visible sur VEGA/CHARA et potentiel de SPICA/CHARA

La premi`ere ´etude de C´eph´eide r´ealis´ee avec l’interf´erom`etre VEGA/CHARA a ´et´e r´ealis´ee par Nardetto et al. (2016) sur l’´etoile δ Cep. Ce travail a montr´e l’existence d’une structure r´esolue dans le domaine visible, tout particuli`erement au rayon minimum. Les interpr´etations de ce r´esultat peuvent ˆetre nombreuses. Cette structure visible pourrait par exemple provenir d’une ´emission

4500 4750 5000 5250 5500 5750 6000 6250 6500 6750 Te↵ (K) 3.00 3.25 3.50 3.75 4.00 4.25 4.50 4.75 5.00 log10( L/L ) blue edge red edge Y Sgr X Sgr U Aql ⌘ Aql Dor ⇣ Gem TT Aql Y Oph T Mon U Car

Figure 5.1 – Exc`es infrarouge des C´eph´eides dans le diagramme HR.

A gauche est repr´esent´e le flux des enveloppes dans l’infrarouge en fonction de la p´eriode de pul- sation. L’exc`es IR mesur´e semble ˆetre d’autant plus grand que la p´eriode est importante. `A droite les 10 C´eph´eides dans la bande d’instabilit´e qui seront observ´ees en Mode Service avec MATISSE. La taille des ronds est proportionnel `a la p´eriode de pulsation.

d’origine chromosph´erique, ou de la diffusion de la lumi`ere visible par une fine enveloppe de poussi`ere autour de l’´etoile situ´ee `<sub>a environ 6 R?. Il serait int´eressant d’utiliser mon mod`ele d’enveloppe de</sub> gaz ionis´e pour r´e-analyser ces donn´ees de δ Cep. Nicolas Nardetto dispose ´egalement de donn´ees de η Aql de CHARA/VEGA, PAVO et NPOI pr´esentant a priori le mˆeme type d’environnement. Mais ceci reste `a confirmer (N. Nardetto, communication priv´ee).

Le nouvel instrument SPICA (Stellar Parameters and Images with a Cophased Array) (Mourard et al., 2018), qui remplacera l’instrument VEGA au Mont Wilson, apportera de nouvelles contraintes sur les environnements dans le domaine visible. En effet cet instrument recombinera la lumi`ere de 6 t´elescopes, ce qui apportera une couverture compl`ete des diff´erents lobes de visibilit´e, comme on peut le voir par comparaison avec l’instrument VEGA sur la Figure 5.2. Cet instrument permettra donc de d´etecter des enveloppes autour de C´eph´eides encore plus petites angulairement, mais apportera aussi des informations pr´ecieuses sur le facteur de projection et sur l’assombrissement centre-bords de ces ´etoiles.

(a) VEGA en configuration 4T

(b) SPICA

Figure 5.2 – Simulation des visibilit´ees carr´ees calibr´ees de δ Cep avec VEGA et SPICA de CHARA.

5.3

Perspectives th´eoriques : Hypoth`ese de l’enveloppe constitu´ee

d’hydrog`ene n´egatif H

L’ion H− est aussi un candidat tr`es int´eressant pour expliquer le rayonnement libre-libre dans l’enveloppe des C´eph´eides. En effet, en dessous de 4000 K l’hydrog`ene est en principe tr`es peu ionis´e et se trouve essentiellement sous forme neutre. L’hydrog`ene neutre ´etant `a la fois alcalin et halog`ene, il est susceptible de c´eder son ´electron de valence ou d’en ajouter un pour devenir H−. Les m´etaux qui ont un faible premier niveau de potentiel d’ionisation seront les principaux fournisseurs d’´electrons libres dans le milieu. Pour une temp´erature d’environ 3000 K la plupart des ´electrons libres seraient ainsi fournis par le silicium, le fer et le magn´esium qui ont un premier potentiel d’ionisation moyen de 7.89 eV. Son existence a ´et´e th´eoriquement pr´evue et calcul´ee par les astrophysiciens Hans Bethe et Subrahmanyan Chandrasekhar (Bethe, 1929; Chandrasekhar, 1944). Ce m´ecanisme est important dans la photosph`ere des ´etoiles en particulier celle du Soleil o`u H− repr´esente la source d’opacit´e la plus importante (Wildt, 1939). Les temp´eratures permettent en effet la formation de l’hydrog`ene n´egatif qui a une opacit´e importante dans le domaine visible puisque que son potentiel de d´etachement1 est tr`es faible de seulement 0.754 eV ce qui correspond `

a des photons de 1.6421 µm. Il n’y a donc pas d’effet li´e-libre au del`a de cette longueur d’onde, o`u le rayonnement libre-libre domine. Ce m´ecanisme explique aussi l’exc`es infrarouge dans la chromo- sph`ere ´etendue des ´etoiles superg´eantes froides telles que B´etelgeuse (Humphreys, 1974; Lambert and Snell, 1975; Gilman, 1974; Hartmann and Avrett, 1984), et pourrait ˆetre la cl´e de l’enveloppe circumstellaire des C´eph´eides. L’am´elioration du mod`ele en prenant en compte diff´erent gradient de densit´e et de temp´erature, ainsi que l’influence de l’ion H− pourrait permettre de r´econcilier le mod`ele avec les observations interf´erom´etriques.

En effet, l’opacit´e des ions H− poss`ede une tr`es forte d´ependance `a la temp´erature :

κ_H−≈ 1.1 × 10−25Z0.5ρ0.5T7.7 (5.2)

et par cons´equent, la variation de la temp´erature de la C´eph´eide au cours d’un cycle, qui varie en moyenne de pr`es de 1000 K, implique que l’opacit´e des ions H- r´eagit fortement `a cette temp´erature. En dessous de 3000 K l’opacit´e g´en´er´ee par H− contribue probablement faiblement car les m´etaux sont trop peu ionis´es tandis qu’au dessus de 4000 K l’hydrog`ene neutre se r´e-ionise de fa¸con impor- tante. De fait, l’exc`es IR proviendrait donc d’une fine coquille comprise entre 3000 et 4000 K autour de l’´etoile, qui varie en taille en fonction de la temp´erature de l’´etoile. Au rayon minimum o`u l’´etoile est la plus chaude, la coquille se trouve alors l´eg`erement plus loin, tandis qu’elle est l´eg`erement plus proche lorsque l’´etoile est au rayon maximum. La stabilit´e de l’exc`es IR avec la phase de pulsation proviendrait du fait que l’´emission de la r´egion comprise entre 3000 et 4000 K va d´ependre de la quantit´e de mati`ere se trouvant dans cette r´egion qui d´epend donc de la quantit´e de m´etaux Z et de la densit´e ρ. Cette zone correspond `_{a une coquille comprise environ entre 1.5 et 3 R? pour une} C´eph´eide `a 5000 K, et repr´esenterait une r´egion d’environ 2.5 `<sub>a 4 R? `a 6000 K. Dans les deux cas,</sub> ces dimensions correspondent `a l’intervalle de d´etection des enveloppes par interf´erom´etrie (voir Table 1.1 en introduction).

Ainsi, j’envisage les pistes de recherche suivantes :

1. Mod´eliser la contribution en flux d’une enveloppe produisant des photons par le m´ecanisme H−. L’opacit´e du m´ecanisme est d´ecrit par un polynˆome pour chaque intervalle de longueur d’ondes. Les coefficients de ce polynˆome sont donn´es par Gingerich (1961).

2. Prendre en compte la distribution de densit´e de m´etaux et d’hydrog`ene autour de l’´etoile en fonction de la perte de masse.

3. ´Etudier le comportement du mod`ele au cours du cycle de pulsation, et v´erifier notamment la stabilit´e de l’exc`es IR au cours du cycle.

5.4

Impl´ementation du mod`ele de coquille dans la m´ethode de la

parallaxe et d´etermination des distances

L’impl´ementation du mod`ele de coquille de gaz ionis´e dans la m´ethode SPIPS permet de prendre en compte cet exc`es IR dans la m´ethode de parallaxe de pulsation. Une hypoth`ese forte de SPIPS est l’absence d’effet circumstellaire dans le domaine visible, or une enveloppe de gaz ionis´e, H+ ou H−, poss`ede des opacit´es li´es-libres importantes qui sont susceptibles de biaiser significativement la distance mesur´ee. Ces d´eficits, estim´es dans la publication pr´esent´ee au Chapitre 2 par le mod`ele de coquille de gaz ionis´e, sont de l’ordre de 0.05 `a 0.1 mag. Dans ce cas, la distance d´etermin´ee par SPIPS pourrait ˆetre trop large de quelques pourcents, d’un facteur 10∆m/2.5. La prise en compte de la coquille ionis´ee est donc importante pour le calcul de la distance des C´eph´eides individuelles. A l’aide de l’ajustement r´ealis´e par SPIPS, le mod`ele de coquille peut aussi permettre d’´etudier l’exc`es IR en fonction de la localisation des C´eph´eides dans la bande d’instabilit´e.