Concordia, Astérosismologie et Variabilité

des Etoiles Australes.Astérosismologie de alpha Cen

Gérard Grec

Laboratoire CassiopéeObservatoire de la Côte d'Azur

A – L’astérosismologie

B - L'observation de α Cen

C - L'observation à Concordia

D - Les projets en cours

E - Les projets pour un observatoire à Concordia

A - L’astérosismologie : l’objectif ?Obtenir de nouvelles données pour le calcul de l’évolution stellaire, en complément

des déterminations classiques de masse et de luminosité.On mesure directement les frèquences des oscillations résonantes de la sphère

stellaire et après calcul du profil de la vitesse du son, on en déduit des contraintes sur les grandeurs physiques à l'intérieur de l'étoile (température, pression...), puis sur le modèle de l'évolution stellaire.

B - Les raisons d'observer α Cen : Le type spectral est très proche de celui du Soleil, ce qui est important pour le test des modèles de structure interne.

Des premiers résultats existent et les études théoriques sont déjà bien avancées.C'est une étoile brillante, MV=0, une pupille modeste suffit pour obtenir la

prècision statistique requise.La position dans le ciel est favorable pour des observations sur le site de

Concordia : l'étoile reste assez haute au dessus de l'horizon pendant les 24 h.C - Pourquoi observer à Concordia?

Un des points clé est la résolution en fréquence temporelle des spectres de Fourier des mesures. En pratique, on recherche une résolution meilleure que 1μHz (environ 250 h sans discontinuité), voire meilleure que 0,1μHz pour les mesures de rotation. A cette latitude, l'étoile ne se couche pas, la seule limitation de durée vient de la transparence du ciel.

Le niveau du bruit atmosphérique est le facteur le plus critique des observations photométriques dédiées à l'astérosismologie. Les perturbations venues de l'atmosphère terrestre sont particulièrement faibles sur ce site.

D – Projet immédiat : mesures photométriques

Un petit instrument sera installé pour le prochain hivernage, pour une mesure en continu de α Cen.

Le programme d'observation portera aussi sur d'autres domaines d'étude :- la qualification du site pour l'astronomie nocturne,

en complément des sondages ballons et des mesures optiques de la turbulence atmosphérique- l'observation avec une bonne résolution temporelle d'etoiles variables

“classiques” de courte période (quelques heures).

E - Projets dans le cadre d'un futur observatoire- Photométrie large bande- Mesures en vitesse radiale

Un télescope de 1 m permettra aussi un programme de photométrie plus étendu en magnitude, par exemple pour l'étude des naines blanches.

Etude de l'adaptation de l'instrumentation CORALIE (spectrographe échelle associé au télescope suisse de 1,2 m à l'observatoire de la Silla) dans le contexte d'observations à Concordia. (F. Bouchy, C. Catala, G. Grec, B. Mosser et autres...)

Le photomètre, optique Schmit-Cassegrain de 35 cm,(en cours de montage à l'Observatoire de Nice).

L’astérosismologie : Comment ça marche?

L'énergie d'une étoile est produite par fusion de l'hydrogène dans le noyau, traverse les couches supérieures plus froides et est rayonnée dans l'espace. Lorsque la matière de l'étoile est trop opaque (trop froide), le transfert d'énergie se fait par des mouvements convectifs de la matière. L'énergie mécanique ainsi produite peut exciter des oscillations globales de l'étoile.

Ces oscillations sont observables à la surface en vitesse radiale et en variations de température. Mathématiquement, elles s'identifient aux modes de vibration d'une sphère pleine. La mesure des fréquences temporelles des modes propres d'oscillation permet de déterminer les lois physiques qui décrivent la matière à l'intérieur de la sphère.

La force de rappel des oscillations stellaires a 2 origines : les différences de pression, pour les modes acoustiques, la poussée d'Archimède, on parle alors de modes de gravité. Les fréquences des modes acoustiques dépendent en grande part des propriétés des couches externes, celles des modes de gravité dépendent surtout des propriétés physiques du noyau.

Le spectre des modes acoustiques du Soleil est déjà bien connu, les modes de gravité du Soleil sont difficilement identifiables, s'ils sont détectables. Une ondes acoustique traverse le Soleil en quelques heures, on dispose donc d'un moyen pour étudier en « temps réel » la sphère entière.

Des résultats ont été obtenus pour les modes acoustiques de α Cen et Procyon, des modes de gravité sont connus pour des étoiles plus massives que le Soleil, ainsi que pour les naines blanches.

Propagation des ondes acoustiques :Les ondes sonores sont réfléchies à la surface et diffractées `par le gradient de température. Les différents trajets dépendent de lángle d'incidence à la surface. On observe un mode de résonance si la distance entre 2 points de réflexion est une fraction entière de la circonférence.

Représentation d'un mode propre acoustique à la surface : les zones colorées sont alternativement en expansion ou en récession, ou encore relativement chaudes ou froides (brillantes ou sombres), en fonction périodique du temps).

Une fonction harmonique sphérique s'écrit analytiquement avec 3 paramètres : - le degré l, qui est le nombre de lignes nodales à la surface - l'ordre radial n qui est le nombre de surfaces nodales dans la sphère - le degré tesseral m, qui décrit la répartition des lignes nodales entre parallèles et méridiens; pour m=0 toutes ces lignes sont des parallèles

Les symétries existantes limitent la visibilité des modes lorsqu'on mesure l'intégrale sur le disque. Pour le Soleil, on observe dans le plan de l'équateur et une oscillation associée à un mode propre est non nulle seulement si m+l est pair. Plus généralement la visibilité pour une étoile dépend de l'orientation de l'axe polaire.

Une étoile particulière : L'oscillation de « 5 minutes » du Soleil.

On observe les modes de bas degré, c'est à dire les modes radiaux l = 0 et les modes de degré l = 1, 2 et 3, mesurables en valeur moyenne sur le disque. Ce sont aussi ceux qui pénètrent le plus profondément à l'intérieur.

Ce sont les seuls modes observables sur les étoiles.

l=3 m=0les lignes neutres sont des parallèles

Exemples de modes de bas degré :

l=3 m=0les lignes neutres sont des méridiens

Soleil,Rotation interne

T. Corbard

Il est possible de déterminer la rotation interne, dans et sous la zone convective :Pour une étoile en rotation, la mesure des différences de fréquence des modes progrades (m < 0) et des modes rétrogrades (m > 0) permet de mesurer la rotation interne et sa variation avec la profondeur (les modes progrades se propagent dans le sens de la rotation) .

A - Le champ de vitesse du Soleil :

- image du champ de vitesse solaire- le premier résultat de l'analyse du champ de vitesse, obtenu en 1967.- un résultat des mesures récentes(ces mesures ne seront pas transposables aux étoiles, une image du disque est indispensable.

Il existe 2 techniques d'étude de ces mesures :- l'analyse spectrale spatio-temporelle, qui permet de séparer les modes par leur fréquence temporelle et leur périodicité spatiale : 2 exemples de résultat, de la découverte vers 1965 à aujoud'hui...- l'analyse des temps de transit, analogue à la sismologie de la Terre.

B - Le Soleil observé comme une étoile :

A - mesures Doppler- 7 jours au pôle sud, mesure du déplacement Doppler de la raie D photosphèrique.- depuis 1995 à bord de SoHO, l'ínstrument GOLF est une adaptation à l'espace de notre instrument au pôpe sud de 1980.

B - mesures d'irradiance à bord de SoHO.(SoHO est un observatoire solaire dû à une collaboration ESA – Nasa, en orbite de halo au voisinage de L1. Les observations ont commencé en 95 et pourront durer encore plusieurs années).

.

Image des ondes sonores observées par effet Doppler à la surface du Soleil, les périodes des oscillations observées sont voisines de 5 minutes. On voit en réalité la figure d'interférence d'un très grand nombre d'harmoniques sphériques.(instrument MDI à bord de la sonde SoHO).

Premiers résultats de F. Deubner, comparé au modèle de Ando et Osaki

Ce diagramme de l'énergie en fonction de la fréquence temporelle et de l'échelle spatiale permet d'ajuster le modèle solaire pour que les observations (couleurs) coïncident avec les résultats numériques (traits noirs).Par exemple la valeur maintenant retenue pour la profondeur de la zone convective vient de ce type de mesure.

La mesure des fréquences des modes, connaissant leur géométrie, permet de connaître la vitesse du son en fonction du rayon.

On détermine ainsi le profil de température de l’étoile, que l’on compare avec le profil prévu pour un modèle d’évolution de l’étoile.

Différence relative duprofil de vitesse du son observé et du profilcalculé, en fonction de la profondeur.

1980 : spectre des oscillations du Soleil (7 jours au Pôle Sud).

Spectre des variations de vitesse radiale du Soleil, 2 ans de mesures, instrument GOLF de SoHO

Oscillations solaires observées en intensitéInstrument Virgo de SoHO

A retenir...

La meilleure sensibilité aux oscillations acoustiques est obtenue lors des mesures Doppler de la vitesse radiale.

Dans le cas des observations photométriques, ou d'irradiance, la photosphère produit une importante composante aléatoire dans le domaine de fréquence des modes propres. Ce bruit est gênant pour la détection des modes de basse fréquence qui permettent aux techniques d'inversion d'approcher du cœur solaire, mais nous informe sur les processus d'excitation des modes et l'activité solaire.

Les bandes passantes optiques et les modulations mesurées sont différentes :

Pour les mesures d'irradiance :La photométrie se fait à bande large, ou sans filtre.Le signal relatif est de quelques ppm. Pour les mesures Doppler : La bande passante doit coïncider avec les flancs d'une raie d'absorption photosphèrique de Fraunhofer. La modulation relative est de quelques dix-millièmes.Dans le cas d'une étoile, le flux optique est évidemment plus faible, le flux doit être optimisé pour réduire lérreur statistique (le bruit de photon). On est conduit à utiliser un spectromètre multi bandes, limité aux raies d'absorption et accordé sur la vitesse radiale de l'étoile.

α Cen :

Ascension droite 14h 39mn 36sDéclinaison -60 deg 50' 07" Système binaire,2 étoiles brillantes voisinesdu Soleil pour leur masse etleur évolution (G2V et K1V).La séparation angulaire estactuellement 12 arc sec.L'ensemble est une des étoilesles plus brillantes du cielaustral (magnitudes visuelles -0,01 et 1,33)

Cette image est obtenue en infra-rouge avec un grand télescope.Pour éviter la saturation du capteur, l’obturateur est partiellement fermé, ce qui produit ces étranges tâches de diffraction étendues.

Diagramme HR

La classification des étoiles est fondée sur des paramètres globaux: température de surface et luminosité.

Des modèles numériques permettent de déterminer la structure interne et l’évolution temporelle des étoiles.

Spécifications des mesures :Oscillations de α Cen : amplitude de Modulation rms de l'intensité : quelques ppmrapport calculé signal/bruit de photons de 10Guidage par une caméra CCD sur la lunette auxiliaireMesure de l'intensité par un photomultiplicateurHorloge synchronisée GPSCircuit de gestion précise du temps de pose (10 s±0,01μs)

Le télescope la monture et la caméra de guidage sont des produits destinés aux astronomes « amateurs ».diamètre du télescope 35 cm.

10 ppm2 Hz−1

104104

4

Montage du télescope à l'observatoire de Nice

Contraintes climatiques au dôme C : La température peut descendre à -80 C vent modéré, altitude équivalente à 3600 m.

Précipitations très faibles. La lubrification et les câbles doivent 6etre compatibles. Minimiser les tâches à l’extérieur de la station avec un télescope automatisé et

télécommandé.Mesures sans interruption hormi les conditions météo.

Possibilités de télémétrie au dôme C :Fenêtres Inmarsat (visibilité limitée) et réseau Iridium, on note que la station US du

pôle est présente sur le net...

La mise en œuvre du projet photomètre α Cen :- scenario et mise en scène : G. Grec- informatique : C. Renaud (IR2), C. Parisel (étudiante stagiaire IUT)- adaptations mécaniques : G. Pen (IE2)- analyse du guidage par caméra CCD : C. Grec (stage étudiante maîtrise)- accessoiriste : G. Grec- mise en station : G. Grec (sous reserve). - mise en station, observations : E. Aristidi, hivernant 2006 (sous reserve)- support théorique pour l'interprètation des mesures : G. Berthomieu, J. Provost, F. Thevenin...- financement : IPEV, Cassiopée

Le point des observations actuelles et les travaux théoriques qui ont suivi

A- spectre de alpha-Cen A observé en vitesse radiale ( Bouchy et al., spectrographie à l’ESO).

B - Ecarts dans le spectre de α Cen, comparaison observations et modèles, la précision des observations doit encore progresser pour contraindre les modèles (Bouchy et al., 2002, F.Thévenin et al., 2002)

ALes perspectives de l'astérosismologie : A : sur les sites astronomiques classiques

Contexte des observations :- les alternances jour-nuit limitent la résolution temporelle- le bruit atmosphérique ne permet que des mesures en vitesse radiale : mesure du décalage Doppler du spectre optique - variation zénithale à corriger.

Instrumentation requise :- spectro-photomètre à très haute résolution et grande étendue spectrale (mesure simultanée de léffetr Doppler sur de nombreuses raies stellaires).- télescope 1,50 m pour une précision statistique suffisante de la mesure des étoiles très brillantes- un réseau mondial permettrait de s'affranchir des effets d'échantillonnage (6 sites pour le réseau solaire GONG)Astéroséismologie pendant un hivernage à Concordia.

B : Les observations à ConcordiaCaractéristiques du site :

- bruit atmosphérique réduit, déjà mesuré pendant le jour, météo plus favorable qu'au pôle sud.- longues séquences d'observations- la masse d'air traversée varie peu (latitude 15 degrés)

Options d'observation : - mesures photométriques : une petite pupille suffit pour la précision statistique, un diamètre de 35 cm est probablement un optimum pour réduire les perturbations atmosphériques - mesures en vitesse radiale : l'instrumentation requise est celle d'un observatoire classique

Illustrations :

- carte de l'Antarctique- un convoi de matériel arrive à Concordia- Concordia en février 2003- Concordia en février 2004- le site d'observation, études de site

En résumé...

Un petit instrument photométrique sera installé pour le prochain hivernage, pour une mesure en continu de α Cen. Il sera également utile pour d'autres domaines d'étude :

- la qualification du site pour l'astronomie nocturne, en complément des sondages ballons et des mesures optiques de la turbulence atmosphérique

- l'observation avec une bonne résolution temporelle d'étoiles variables « classiques » de courte période (quelques heures).

... l'installation d'un observatoire permettra des projets plus ambitieux.