Les résultats présentés dans ce chapitre démontrent le potentiel de l’astérosismologie pour étudier les conditions de synchronisation dans les systèmes binaires. Au niveau de précision atteint par notre approche, la détermination du profil de rotation d’une étoile avait pu être obtenue seulement pour le cas particulier du Soleil. En ce sens, les démons-trations de rotation synchrone sur Feige 48 et PG 1336−018 constituent une avancée significative du domaine de l’astérosismologie, qui n’est plus un objectif en soi mais qui
devient un moyen pour fournir de nouveaux éléments à la question ouverte de l’action
des forces de marée dans les systèmes binaires.
Les résultats obtenus encouragent à la poursuite du développement des outils pour étudier la dynamique interne des étoiles sdB. Il pourrait être intéressant d’implémenter d’autres types de loi de rotation, comme la rotation cylindrique Ω(z) = c1z +c2 (avec
z =rcosθ etc1, c2 deux constantes), qui est stable d’un point de vue dynamique. L’idée de diviser l’étoile en un nombre de couches supérieur à 2 (et éventuellement en les faisant correspondre aux couches physiques) pourrait aussi être exploitée. Par ailleurs, l’approche perturbative au premier ordre utilisée n’est strictement valide que lorsque la rotation est suffisamment lente pour ne pas déformer la structure de l’étoile. Les termes d’ordre supérieur et les déformations liées aux forces de marée par la présence d’un compagnon proche peu massif n’influencent pas significativement la solution astérosismologique au niveau de précision actuel, ce qui a été démontré dans la publication sur PG 1336−018 (section 3.2). Ces effets seront à prendre en considération pour les rotateurs les plus rapides et/ou en cas de compagnons serrés massifs, et lorsque la qualité de nos ajustements entre périodes théoriques et observées sera améliorée. Le perfectionnement des modèles stellaires, en y incorporant par exemple les derniers progrès en physique constitutive, permettra également d’étudier le profil de rotation des étoiles tournant lentement sur elles-mêmes, notamment pour tester davantage l’idée de cœur rapide suggérée par Kawaler & Hostler (2005).
Enfin, la nature même des modes de pulsation dans les étoiles sdB à courtes périodes limite la profondeur atteinte dans la détermination du profil de rotation interne (depuis
la surface jusque ∼0.22 R∗ et∼ 0.55R∗ pour Feige 48 et PG 1336−018 respectivement).
Cet obstacle pourrait en principe être contourné par l’astérosismologie des sdB pulsantes à longues périodes, dont les modes g de pulsation se propagent dans des régions beaucoup plus profondes. Ceci constitue un prochain objectif avec l’arrivée des nouveaux modèles "de troisième génération", qui incluent une description détaillée du noyau convectif né-cessaire à l’évaluation précise des périodes de pulsation des modes g. Plusieurs de ces étoiles sdB pulsantes à longues périodes appartiennent à des couples serrés, ce qui de-vrait permettre d’apporter des contraintes supplémentaires pour l’étude des conditions de synchronisation par l’action des forces de marée dans les systèmes stellaires.
Etude astérosismologique de l’étoile
sdB pulsante PG 0911+456
Ce chapitre présente les résultats d’une étude complète de l’étoile PG 0911+456 par l’astérosismologie, depuis les observations au télescope de 1.6-m du Mont Bigelow (Ari-zona) et l’extraction des fréquences par analyse de Fourier jusqu’à la procédure d’optimi-sation pour isoler le meilleur modèle stellaire. Ce travail a donné lieu à une publication dans le journal Astronomy & Astrophysics, pilotée par Suzanna Randall et à laquelle j’ai contribué en effectuant l’analyse astérosismologique pour cette étoile. Il s’agit du premier résultat scientifique obtenu par le nouveau détecteur CCD LAPOUNE-II, financé par l’Université de Montréal et dont le développement et la construction ont été supervisés par Betsy Green, du Steward Observatory de l’Université d’Arizona. Contrairement à son prédécesseur LAPOUNE qui est un photomètre portatif, LAPOUNE-II est installé de façon permanente au télescope du Mont Bigelow, où notre groupe effectue désormais de longues campagnes d’observation d’étoiles sdB pulsantes auxquelles j’ai pu prendre part à trois reprises au cours de ma thèse de doctorat. La section 5.1 présente les propriétés générales de l’étoile PG 0911+456, tandis que la section 5.2 est consacrée à une discus-sion sur la visibilité des modes de pulsation dans les étoiles sdB. Enfin, la section 5.3 constitue une synthèse des résultats de l’étude astérosismologique, avant l’intégration de la publication parue en décembre 2007 dans Astronomy & Astrophysics.
5.1 Présentation générale de l’étoile PG 0911+456
PG 0911+456, cataloguée parmi les étoiles chaudes de l’échantillon Palomar-Green (Green et al. 1986), a été identifiée comme un membre de la classe des sdB pulsantes à courtes périodes par Koen et al. (1999). Avec trois modes de pulsation détectés dans
l’intervalle 155 − 165 s et des paramètres atmosphériques typiques des étoiles EC 14026
(Teff = 31 900±200 K et log g = 5.82 ±0.02 ; Koen et al. 1999), elle ne présente pas de caractéristiques particulières, tombant pendant quelques années dans un anonymat relatif. Sa position dans le ciel d’Arizona en a fait une cible idéale pour la première campagne
d’observation avec l’instrument LAPOUNE-II, et PG 0911+456 a ainsi été observée durant huit nuits entre le 20 décembre 2006 et le 25 février 2007, dont trois consécutives sous des conditions de très bonne transparence atmosphérique. Un exemple de la courbe de lumière de PG 0911+546 est montrée à la figure 5.1 pour la nuit du 16 janvier 2007. Le niveau de qualité atteint pour cette étoile relativement faible (V ∼ 14.6), avec un télescope de 1.6-m seulement et depuis un site distant d’une trentaine de kilomètres à peine de la ville de Tucson, est particulièrement impressionnant.
Fig.5.1: Courbe de lumière de l’étoile sdB pulsante PG 0911+456 de la nuit du 16 janvier 2007,
obtenue avec le détecteur CCD LAPOUNE-II installé au télescope 1.6-m Mont Bigelow.
L’analyse fréquentielle mène à l’identification de 7 périodes de pulsation fiables dans le spectre de PG 0911+456, dont les propriétés sont reprises au tableau 5.1 (voir détails dans la publication). Aucune structure fine n’est détectée dans ces données réparties sur une base de temps supérieure à deux mois, ce qui semblerait indiquer une étoile en rotation très lente dont les multiplets ne sont pas résolus. Par ailleurs, il n’existe aucun indice, photométrique ou spectroscopique, trahissant la présence d’un compagnon.
Rang Période Fréquence Amplitude fKoen AKoen
(s) (µHz) (%) (µHz) (%) 4 192.551 5193.42 0.082 6 168.784 5924.73 0.054 2 165.687 6035.49 0.223 6036.2 0.44 3 161.554 6189.89 0.098 6190.9 0.24 5 157.581 6345.92 0.080 1 155.767 6419.85 0.755 6419.3 0.61 7 149.027 6710.20 0.050
Tab. 5.1: Oscillations détectées dans la courbe de lumière de PG 0911+456. Les fréquences et