Étoile Be

Uneétoile Beest uneétoiledetype spectralB et qui en plus montre desraies spectralesen émission. Les étoiles Be sont des étoiles qui ont une très grandevitesse de rotation(plusieurs centaines de kilomètres à la seconde à l'équateur), et qui ont un disque autour d'elles. C'est le disque qui est responsable des raies en émission.

Les étoiles Be sont ainsi désignées à la suited'un rapportque lapremière assemblée généralede l'Union astronomique internationale(UAI) a adopté àRomele10 mai 1922.

Des étoiles commeγ Cassiopeiae,λ Eridani,ouα Eridani(Achernar), sont des exemples d'étoiles Be.

Une étoile Be peut faire partie d'unebinaire X.Dans ce cas elle est considérée comme étant unebinaire X à forte masse.Sapériode orbitaleavec son compagnon compact est dans ce cas supérieure à 15 jours et sonexcentricité orbitaletrès faible (c'est-à-dire que sonorbiteest quasiment circulaire). Dans le cas où l'objet compactaccompagnant l'étoile Be est uneétoile à neutronsdétectée sous forme depulsar X,on observe empiriquement une relation de proportionnalité entre la période orbitale du système et lapériode de rotationdu pulsar.

Historique des étoiles Be: de leur découverte au premier modèle

Découverte des étoiles Be

Alors qu'il développe une classification des spectres d'étoiles (1863-1866), le pèreAngelo Secchi,directeur de l'Observatorio del Collegio Romano du Vatican, remarque que la raie H$\beta$de l'étoileγ Cassiopeiaeest en émission. Il publie alors cette découverte dans le journalAstronomische Narichtenen 1866 et qualifie cette émission de «particularité curieuse de l'étoile γ Cassiopeiae» (Secchi, 1866). Cette découverte marque le début de la recherche de nouvelles étoiles Be et des premiers modèles pour expliquer leurs particularités.

Premier modèle physique

Le premier modèle physique cohérent permettant d'expliquer ces raies en émission nous vient d'Otto Struve(Struve 1931); il s'appuie sur plusieurs résultats d'observation.

Dans un premier temps, Struve remarque que les étoiles B à émission se trouvent aux mêmes endroits sur laséquence principaledudiagramme HRque les étoiles B. Il reproduit avec succès les raies photosphériques présentes dans le spectre des étoiles B en émission en appliquant la théorie déjà utilisée pour les étoiles B. Par conséquent, l'origine desraies en émissionne peut être due à des changements dans les conditions d'excitation desniveaux atomiques,et donc de la formation des raies photosphériques, mais provient de différences dans les structures superficielles des étoiles. Ainsi, par analogie avec lesnébuleusesgazeuses, Struve suggère la présence d'une enveloppe gazeuse autour des étoiles B en émission.

Dans un second temps, il met en évidence le fait que les raies en émission apparaissent dans les étoiles enrotationtrès rapide pour lesquelles les raies se trouvent élargies pareffet Doppler.De plus, les résultats deSir James Jeans(Jeans 1928), démontrant qu'un corps gazeux en rotation rapide prend une forme aplatie et peut éjecter de la matière à son équateur, sont en adéquation avec l'hypothèse de la présence d'undisque circumstellairedans les étoiles Be. L'inclinaison du disque de l'étoile par rapport à la ligne de visée permet d'expliquer les diverses formes des raies en émission observées. En effet, si l'on observe le disque avec une inclinaison de 90°, on observe deux composantes en émission autour de la raie en absorption. Quant à la variation d'intensité observée dans les composantes des raies en émission, Struve suggère que le mouvement des atomes dans le disque n'est pas circulaire mais elliptique et que la rotation de la ligne desapsidesdes orbites elliptiques peut rendre compte d'une variation périodique de l'intensité des composantes.

Première définition d'une étoile Be

Jusque dans les années 1970, plusieurs classes d'objets ont été nommés Be (Bidelman & Weitenbeck 1976) sans qu'une véritable définition ait été mise en place. Ainsi, des étoiles à rotation rapide, des binaires en interactions, dessupergéantes,desétoiles de Herbig Ae/Be,de même que desnébuleuses quasi planétairesont pu être qualifiées occasionnellement de Be. Partant du constat que les spectre des étoiles Be dites « normales » ou « classiques » sont ceux des étoiles B declasse de luminositéallant deIIIàVet dont les raies de lasérie de Balmer(et parfois de FeII) présentent de l'émission, Slettebak (1979) conclut que seules des étoiles en rotation rapide ou quelques étoiles binaires en interaction peuvent correspondre à cette définition.

En effet, les supergéantes, bien qu'ayant parfois la raie Hα en émission, sont très différentes des étoiles Be dites « classiques ». De même, les étoiles Herbig Ae/Be sont des objets très jeunes, de lapré-séquence principale.Enfin, les nébuleuses quasi planétaires ont été souvent classifiées Bep mais sont très différentes des étoiles Be: elles ont une enveloppe circumstellaire très étendue et émettent dans ledomaine radio.

Définition actuelle d'une étoile Be

Collins (1987) reprend la terminologie de Jascheket al.(1981) pour définir les étoiles Be: «Une étoile Be est une étoile de type B non supergéante qui a été observée au moins une fois avec au moins une raie de Balmer en émission». Son argument est basé sur l'idée que la définition d'un étoile Be ne doit pas être utilisée pour distinguer entre des groupes d'étoiles ayant des propriétés physiques similaires, mais seulement pour caractériser les propriétés d'un spectre. Cependant, cette définition n'exclut pas certaines étoiles B en émission comme les Herbig Ae/Be ou lesAlgols(binaires à éclipses). Pour cela, la dénomination « Be classique » ne concerne que les étoiles Be sur la séquence principale ou légèrementévoluées.Certaines étoiles detype Otardifou Aprécocepeuvent également présenter le phénomène Be et être ainsi considérées comme une extension des étoiles « Be classiques ». Dans la suite de cet article, le terme « étoile Be » fera toujours référence à une étoile Be classique.

Étoiles Be

Caractéristiques générales

Diagramme HR. Les étoiles Be classiques sont des étoiles de la séquence principale ou légèrement évoluées qui recouvrent les zones d'instabilité des étoiles β Cep et SPB.

Les étoiles Be sont des étoiles de laséquence principaledudiagramme HRou légèrementévoluées.Elles sont plus particulièrement situées à cheval sur les zones où se situent les étoilesβ Cepheiet les étoilesSPB (Slowly Pulsating B stars).

Ces étoiles possèdent une température effective allant de10 000Kà30 000Kpour les sous-types B9 à B0 respectivement. Leurs masses vont de 3 à 20masses solaireset leur luminosité de100à50 000foiscelle du Soleil.Une de leurs caractéristiques importante est qu'elles sont des rotateurs très rapides; elles forment une classe d'objets qui tournent près de lavitesse critiqueà laquelle laforce centrifugecontrebalance la gravité.

Raies en émission

La principale caractéristique des étoiles Be classiques est de présenter au sein de leur spectre certainesraies en émissionsuperposées auxraies en absorptionqu'on s'attend à trouver dans une étoile B. On appelle cette caractéristique le phénomène Be. Dans le domaine visible, il s'agit principalement des raies de lasérie de Balmer:H$\alpha$(6 563Å), H$\beta$(4 861Å),.. ainsi que certaines raies d'éléments plus lourds comme le HeI (4 921Å,5 678Å,6 678Å), FeII (4 233Å,4 549Å,4 583Å) qui ne pourront apparaitre que si le disque est suffisamment dense, et plus rarement Si II (6 347Å) et Mg II (4 481Å).

Dans le domaineinfrarouge,on peut aussi observer lesraies de PaschenetBracketten émission, le triplet IR de Ca II, la raie de O I à 8 446Å,et ce, principalement dans les étoiles Be des premiers types (B0-2e). La figure de ce lienmontre la variété des profils de raies en émission que l'on peut rencontrer au sein des étoiles Be. En effet, certaines étoiles Be vont présenter des raies en émission à simple pic, à double pic, ou à double pic avec, au centre, une raie fine en absorption. Ces différences sont dues à l'inclinaison de l'étoile (et du disque) par rapport à l'observateur.Une étoile Be observée depuis le pôle ne présentera qu'un seul pic en émission, on appelle ces étoiles Be des étoiles «pole-on» (Slettebak 1949). Une étoile Be observée par l'équateur présentera une raie fine d'absorption au centre de la raie en émission, on l'appelle alors «Be-shell» selon la dénomination de Slettebak (1949). Entre ces deux inclinaisons, le profil de raie sera à double pic. Les composantes des doubles pics sont nommées V pour le pic décalé vers le violet et R pour le pic décalé vers le rouge.

Vents radiatifs

Les étoiles B étant des étoiles massives, elles sont sujettes à desvents radiatifs,au moins pour celles des premiers sous-types. Les grands relevés menés à l'aide du satellite IUE (International Ultraviolet Explorer) ont montré que les vents stellaires sont plus forts dans les étoiles Be que dans les étoiles B de type spectral similaire (Snow 1987).

Ces derniers ont été découverts dans les années 1970 par Bohlin (1970) dans l'étoileγ Cas.L'origine de ces vents radiatifs s'explique par le fait que laforce radiativequi s'exerce sur diverses raies métalliques est responsable de l'accélération de la matière (Castoret al.1975). Les étoiles chaudes actives (dont les étoiles Be) ont la particularité de posséder des vents radiatifs particulièrement anisotropes — ils sont beaucoup plus rapides aux pôles qu'à l'équateur —. Les taux de perte de masse typiques pour les étoiles Be se situent entre Ṁ =$10^{-6}$et Ṁ =$10^{-11}$M$_{\odot }$par an; ces valeurs dépendent de la méthode utilisée pour la détermination de la perte de masse. Les taux de perte de masse déduits des raies UV sensibles au vent (Si IV, C IV, N V) sont en général plus faibles (Snow 1981; Gradyet al.1987) que ceux déduits des excès IR (Waters 1986, par ex.) et des mesures interférométriques dans le domaine de H$\alpha$(Stee 1996), ces derniers étant en général en bon accord.

Variabilités

Les étoiles Be sont sujettes à de nombreusesvariationssur différentes échelles de temps. Elles subissent, en effet, des variations périodiques à court terme dues à des pulsations et à la rotation, des variations à plus long terme qui sont reliées à la présence d'un vent et du disque, et des variations épisodiques associées à des éjections de matière de l'étoile vers son disque. Les principales origines de variabilités des étoiles Be sont exposées dans ce paragraphe. Plus de détails peuvent être trouvés dans Hubert (2007), Baade (2000) ou encore Baade & Balona (1994).

Variations d'intensité des doubles pics

L'intensité relative des deux composantes V et R des doubles pics en émission observés au sein des spectres des étoiles Be varie avec une échelle de temps allant de quelques années à plusieurs décennies. La moyenne statistique des périodes de variation du rapport V/R est de 7 ans (Hirata & Hubert-Delplace 1981).

Okazaki (1991) a expliqué la variation du rapport V/R par l'existence d'ondes de densité à un bras. Ces ondes de densité précessent dans le sens de la rotation du disque (prograde). En effet, bien qu'Okazaki (1991) ait proposé un sens de précession rétrograde, Papaloizouet al.(1992) et Teltinget al.(1994) ont démontré par leurs études que le sens de rotation de cette onde de densité est prograde.

La figure 1 de l'article de Teltinget al.(1994)montre comment une zone de surdensité en précession dans le sens de rotation du disque de l'étoile permet d'expliquer la variation à long terme du rapport V/R. La zone de surdensité effectue une rotation avec la période de variation de V/R. Lorsque la zone de surdensité se rapproche de l'observateur (Fig. 1-I de Teltinget al.1994), le pic V est plus important. Lorsqu'elle passe devant l'étoile, on observe une absorption plus importante au centre des composantes V et R (Fig. 1-II de Teltinget al.1994). Lorsque la zone de surdensité s'éloigne de l'observateur (Fig. 1-III de Teltinget al.1994), le pic R est plus important. Enfin, lorsqu'elle passe derrière l'étoile, on observe les deux composantes V et R comme s'il n'existait pas de surdensité (Fig. 1-IV de Teltinget al.1994).

Pulsations non radiales (NRP) et modulation rotationnelle

Des variations périodiques photométriques et des profils de raies avec des échelles de temps allant de quelques heures à quelques jours sont observées au sein des étoiles Be, avec une plus grande amplitude dans les étoiles les plus massives et plus chaudes (type précoce). Elles sont généralement attribuées à des pulsations non radiales et/ou à de la modulation rotationnelle. La figure 1 de l'article de Vogt & Penrod (1983)montre un exemple de variations dans les profils de raies pour l'étoileζ Ophiuchi.On voit clairement se déplacer une perturbation de la raie du bleu vers le rouge.

La modulation rotationnelle a aussi bien été attribuée à la présence d'inhomogénéités de la surface que l'on voit se déplacer avec la rotation de l'étoile (des régions de température plus basse/élevée que les zones environnantes de la photosphère) qu'à des nuages en corotation avec l'étoile et maintenus par un champ magnétique (Baade & Balona 1994).

Les pulsations non radiales permettent de mettre en mouvement la matière grâce aux oscillations de la photosphère. La figure 16 de l'article de Vogt & Penrod (1983) montre comment des pulsations non radiales peuvent créer les perturbations observées sur les profils de raies. Selon la période de rotation de l'étoile et selon que ce sont des modes progrades ou rétrogrades, ces perturbations se déplacent soient du bleu vers le rouge, soit dans l'autre sens.

Il est assez difficile de différencier les effets des pulsations non radiales des effets de la modulation rotationnelle. Seule la détection de multipériodicités au sein d'étoiles commeμ Centaurifavorisent les pulsations non radiales comme explication des variations des profils de raies dans ces étoiles.

Passage de la phase Be à la phase B normale

Dans les étoiles Be, la force des raies en émission peut varier fortement, jusqu'à la disparition complète de celles-ci, passant ainsi à une phase d'étoile B normale. Les raies en émission peuvent éventuellement revenir bien plus tard (jusqu'à plusieurs décennies).

La figure 20 de l'article de Koubskýet al.(2000)représente l'évolution de la raie Hα pour l'étoile Be60 Cygnisur une période d'environ six ans ainsi qu'un spectre synthétique de cette étoile. On peut voir que la raie Hα passe d'une phase en absorption (étoile B normale) à une phase en émission à double pic (étoile Be classique). Ces variations sont dues à l'apparition du disque de l'étoile Be.

Une fois la période d'éjection de matière terminée, le disque entre dans une phase d'évolution au cours de laquelle les parties internes du disque vont devenir de plus en plus fines (du fait de la pression de rayonnement de l'étoile), transformant ainsi le disque en anneau dont le rayon interne grandit. Si de nouveaux épisodes d'éjection n'interviennent pas dans ce processus, le disque va finir par se dissiper entièrement, laissant ainsi les raies de Balmer apparaître en absorption, comme au sein d'une étoile B normale (Meillandet al.2006).

Une seconde hypothèse permettant d'expliquer la dissipation du disque circumstellaire est également possible. La perte de masse de l'étoile pourrait décroître lentement du fait, par exemple, de la diminution de la force radiative liée à un changement de l'opacité à la base de la photosphère. Cette diminution de la perte de masse permettrait ainsi la disparition du disque circumstellaire (Meillandet al.2006).

Variabilités photométriques

Les étoiles Be sont également sujettes à de nombreuses variabilités photométriques. Les variabilités à court terme (≤ 3,5 jours) sont présentes dans la quasi-totalité des étoiles Be précoces (86 %), dans 40 % des étoiles Be de sous-types intermédiaires (B4 - B5e) et dans seulement 18 % des étoiles tardives (Hubert & Floquet 1998).

Une des caractéristiques photométriques des étoiles Be est l'existence de sursauts de lumière, appelés «outbursts» (litt.éruptions), liés à une éjection discrète de matière depuis la surface de l'étoile. Ils ont été plus fréquemment observés dans les étoiles Be des premiers sous-types. Ce phénomène apparaît de manière aléatoire, avec des forces et des durées variables. Trois classes d'outburstspeuvent être distinguées (Hubert & Floquet 1998):

1. Lesoutburstsà courte durée de vie et récurrents (les plus faibles; observés, par exemple, dans les étoilesHD 67888etμ Centauri);
2. Lesoutburstssuivis d'une lente décroissance de la luminosité (les plus forts; observés, par exemple, dansν Cygni)
3. Lesoutburstsassociés à des variations de l'émission de la raie Hα (observés par exemple dansλ Eridani).

Forme de l'étoile et du disque de matière

Les observations interférométriques des environnements circumstellaires des étoiles Be ont permis de se rendre compte de la forme des étoiles Be et de leur disque.

On peut citer Quirrenbachet al.(1997) qui ont effectué ce type d'observations interférométriques afin de mieux connaître la géométrie des disques des étoiles Be. Ils ont pu conclure que les disques des étoiles Be ne pouvaient pas être épais et que leur angle d'ouverture possède une valeur maximale de 20°. Ils ont également remarqué que les enveloppes de certaines des étoiles observées ne sont pas symétriques puisque leurs observations montrent qu'elles ont une élongation.

Meillandet al.(2007) ont étudié grâce à l'interférométrie la géométrie et la cinématique du disque des étoiles Be. Grâce à leurs observations de l'étoileα Araeeffectuées avec l'interféromètre duVery Large Telescope (VLTI, Chili),ils ont pu montrer pour la première fois que le disque de l'étoile est en rotation képlérienne et que la géométrie de celui-ci correspond à un disque fin additionné de forts vents polaires. La figure 8de l'article de Meillandet al.(2007)montre le résultat du meilleur modèle obtenu pour cette étoile. On peut voir clairement une zone au centre plus lumineuse correspondant au disque et une zone de part et d'autre des pôles plus diffuse correspondant à la présence d'un vent polaire assez étendu.

Domiciano de Souzaet al.(2003) ont observé l'étoile α Eridani (Achernar) grâce auVLTIet ont mesuré le rapport entre les diamètres angulaires dans la direction équatoriale et polaire: 2a/2b = 1,56 ± 0,005. Étant donné que les raies Hα d'Achernar n'étaient quasiment pas en émission lors des observations, et donc que le disque était très peu dense à cette période, ce rapport correspond à l'étoile elle-même et indique que l'étoile α Eridani est fortement déformée par la rotation rapide.

Proportions d'étoiles Be par rapport aux étoiles B

Martayanet al.(2009) ont effectué des études statistiques sur les amas ouverts dans les nuages de Magellan. Dans lesamasdesnuages de Magellan(plus particulièrement leSMC), les étoiles B et Be ont une vitesse de rotation plus élevée que dans laVoie lactéedu fait de lamétallicitéplus faible.Ceci peut s'expliquer par le fait qu'à faible métallicité, les vents radiatifs sont moins puissants induisant ainsi des pertes de moment angulaire plus faibles.On s'attend donc à observer une quantité d'étoiles Be plus importante dans les nuages de Magellan que dans la Voie lactée.

En comparant avec les travaux de McScain & Gies (2005) et de Zorec et Frémat (2005), Martayanet al.(2009) trouvent qu'effectivement le nombre d'étoiles Be croît lorsque la métallicité diminue. Selon leur type spectral, les étoiles Be dans les nuages de Magellan sont deux à quatre fois plus abondantes que dans la Voie Lactée. Les études statistiques montrent en effet qu'au sein de la Voie Lactée, selon le type spectral, on observe qu'entre 10 % et 25 % des étoiles de type B sont des étoiles Be et qu'au sein des nuages de Magellan ce taux monte jusqu'à environ 35 %. Cependant, on retrouve la même distribution des étoiles Be en fonction de leur type spectral dans les nuages de Magellan et dans la Voile Lactée, avec un maximum pour les étoiles de type B2.Les travaux de Matthewet al.(2008) sur les amas jeunes de notre Galaxie confirment la statistique obtenue pour les proportions d'étoiles Be au sein de notre Galaxie.

Il faut cependant garder à l'esprit que ces statistiques ne peuvent être que des limites inférieures. En effet, les étoiles Be n'étant pas toujours au cours d'une phase où elle possèdent un disque lors des observations, les détections sont donc moins nombreuses que le taux réel d'étoiles Be.

Le phénomène Be: problématiques actuelles

Bien que les étoiles Be aient été découvertes il y a 150 ans, beaucoup de questions les concernant restent encore sans réponse. Ce paragraphe a pour objectif de passer en revue les différents axes de recherche concernant les étoiles Be. Des détails seront donnés dans la section suivante.

Les étoiles Be possèdent un disque de matière éjectée. De ce constat, plusieurs questions sont naturellement soulevées: Comment la matière est-elle éjectée de l'étoile Be? Quelles sont les propriétés du disque? La rotation rapide ne suffisant pas à expliquer l'éjection de matière dans la plupart des cas, quels sont les phénomènes permettant d'obtenir un supplément de moment angulaire pour rendre possible l'éjection de matière? Pourquoi les étoiles Be sont-elles des rotateurs rapides?

De ces questions sont nées plusieurs théories que différentes équipes de recherche tentent d'approfondir: lechamp magnétiquepeut-il permettre d'éjecter la matière? Les oscillations stellaires pourraient-elles permettre cette éjection de matière? D'autres mécanismes peuvent-ils fonctionner?

La plupart des axes de recherche concernant les étoiles Be dont concentrés sur les mécanismes d'éjection de la matière en sus de la rotation rapide. Néanmoins, les étoiles Be sont des laboratoires uniques mettant en avant de nombreuses branches de la physique stellaire: les processus de perte de masse, les processus d'évolution du moment angulaire, l'astérosismologie, les champs magnétiques, etc. Par conséquent, les études sur les étoiles Be nous apprennent également beaucoup sur les étoiles massives en général.

Origine du disque des étoiles Be

Il est admis que les étoiles Be présentent undisquede manière récurrente, néanmoins les mécanismes donnant lieu à sa formation restent encore à définir. Deux principaux phénomènes permettent actuellement d'expliquer en partie l'origine du disque: larotationrapide (sous-critique) des étoiles Be et les vents radiatifs importants dans les étoiles chaudes. De plus, d'autres mécanismes, tels que lespulsations non radialesou lechamp magnétiquepourraient jouer un rôle important pour augmenter le moment angulaire jusqu'à permettre l'éjection de matière. Les travaux actuels tentent de déterminer quelles instabilités jouent un rôle dans l'éjection de matière et donc dans la création d'un disque circumstellaire. Ainsi, plusieurs modèles ont été proposés pour expliquer l'origine du disque et sa forme. Une présentation sommaire en est faite ci-dessous.

Rotation

Rotation rapide et vitesse critique

Une des principales caractéristiques des étoiles Be est d'avoir une rotation rapide proche de la vitesse critique. La vitesse critique est définie de la manière suivante:

$v_{crit}={\sqrt {GM_{*} \over R_{eq}}}$

où R_eqest le rayon à l'équateur, M_*la masse de l'étoile (Smith 1987). L'étoile, déformée par la rotation, n'est plus sphérique. On a ainsi R_eq≠ R_*.Le tableau ci-après fait la synthèse des paramètres rencontrés pour chaque sous-type d'étoiles B: la masse, le rayon et la vitesse critique (Porter 1996) en supposant R_eq= 2/3 R_*.

Sous-type de la classe B	M*(Mʘ)	R*(Rʘ)	Vcrit(km/s)
0	17.5	7.7	538
0.5	14.6	6.9	519
1	12.5	6.3	503
1.5	10.8	5.7	489
2	9.6	5.4	477
2.5	8.6	5.0	467
3	7.7	4.7	458
4	6.4	4.2	441
5	5.5	3.8	428
6	4.8	3.5	416
7	4.2	3.2	406
8	3.8	3.0	397
9	3.4	2.8	389

Les étoiles Be ne tournent pas toutes juste sous la vitesse critique. Certes, les étoiles Be de type tardif atteignent plus facilement des vitesses proches de la vitesse critique mais selon Cranmer (2005), les étoiles de type précoce ne pourraient tourner qu'à seulement 40 % de la vitesse critique.

Porter (1996) s'est penché sur le problème de la détermination du rapport de la vitesse de rotation à la vitesse critique afin de permettre aux modèles d'utiliser non plus la quantitév sin imais la quantitéw = v_eq/ v_crit.En effet, la quantitév sin ine rend pas compte de la valeur vraie de la vitesse de l'étoile et deux valeurs égales peuvent être dues à une inclinaison différente de l'étoile sur notre ligne de visée. Pour cela, il s'est basé sur l'étude de la vitesse de rotation desétoiles Be-Shell.Ces étoiles ont la particularité d'avoir une inclinaison proche de π/2 permettant ainsi de considérer quev sin i = v.La distribution observée est piquée autour dew= 70 %.

Il existe cependant une incertitude sur la détermination de la vitesse de rotation. En effet, pour les étoiles en rotation rapide, il existe une distribution en température à leur surface due à la loi d'assombrissement gravitationnel(von Zeipel 1924); la majeure partie du flux radiatif provient des régions polaires. Ces régions, de rotation plus lente, contribuent donc plus majoritairement au spectre contrairement aux régions équatoriales plus rapides.Cela implique donc que la vitesse de rotation soit constamment sous-estimée (Townsendet al.2004). De plus, la rotation de l'étoile joue sur les régions de formation desraies:certaines raies, selon la vitesse de rotation, ne vont se former qu'autour de l'équateur ou des pôles, faussant ainsi les mesures si l'on ne tient pas compte de cet effet.

Une étude plus récente menée par Frématet al.(2005) prenant en compte l'effet de l'assombrissement gravitationnel dans leurs calculs place désormais la valeur dewà 88 %. De plus, les observations interférométriques de l'étoile α Eridani (Achernar)montrent que la rotation de cette étoile doit être très rapide et certainement plus proche de la vitesse critique que ce que les statistiques ont pu montrer jusqu'à aujourd'hui. De même, les observations interférométriques de l'étoileα Araeont permis d'estimer le rapport entre la vitesse de rotation et la vitesse critique àV_rot/V_crit= 91%(Meillandet al.2007).

Cependant, cette rotation rapide, bien que proche de la vitesse critique n'est pas suffisante pour éjecter de la matière. On pense qu'elle représente néanmoins le facteur clé nécessaire auxoutburstsdes étoiles Be. En effet, associée à d'autres facteurs qui augmentent localement la vitesse, on peut parvenir à éjecter de la matière. A titre d'exemple, à une vitesse de rotation à l'équateur égale à 0,95 fois la vitesse critique, de la matière peut être éjectée de l'étoile en ajoutant une vitesse du même ordre de grandeur que la vitesse du son.Ainsi, dès que l'étoile est relativement proche de sa vitesse critique, beaucoup d'instabilités jouent un rôle important sur l'éjection de matière, par exemple, les effets d'un champ magnétique ou d'oscillations internes de l'étoile.

Origine de la rotation rapide

Aujourd'hui, on peut considérer que les étoiles Be typiques tournent à une vitesse proche de la vitesse de rotation critique. Nous vient alors la question de l'origine de cette rotation rapide.

Plusieurs théories ont été proposées afin d'expliquer l'origine de cette rotation rapide:

• l'étoile a pu naître rotateur rapide
• l'étoile a pu être accélérée au cours de laséquence principale
• l'étoile a pu être accélérée au sein d'unsystème binaire.

Des analyses statistiques des étoiles Be permettent de déterminer dans quelles circonstances et à quel stade d'évolution le phénomène Be intervient le plus souvent et ainsi d'appuyer l'une ou l'autre de ces théories.

Vents radiatifs comprimés ou confinés

Dans toutes les étoiles massives (y compris les étoiles Be), le vent produit uneperte de massequi est plus importante lorsque l'étoile est plus chaude. Certains modèles expliquent comment confiner ou comprimer le vent afin de former un disque autour de l'étoile. Un récapitulatif des principaux modèles et présenté ci-dessous.

Wind Compressed Disks (WCD: Disques issus de vents comprimés)

Ce modèle introduit par Bjorkman & Cassinelli (1993) fut le premier à avoir convaincu nombre de chercheurs. Il a depuis été démontré qu'il ne pouvait fonctionner. Le principe de ce modèle se base sur le fait que les vents radiatifs provenant des pôles convergeraient vers l'équateur du fait de la rotation rapide de l'étoile. Les hypothèses de ce modèle sont que le flux polaire est contant, axi-symétrique et isotherme et que sa vitesse estsupersonique.

La figure 10 de l'article de Bjorkman & Cassinelli (1993)illustre la convergence des vents radiatifs polaires sous l'effet de la rotation rapide de l'étoile. Une zone de forte densité apparaît ainsi à l'équateur. Cependant, des travaux ultérieurs (Owockiet al.1996) ont montré que les composantes non-radiales du vent peuvent inhiber la convergence du vent et donc la formation du disque. De plus, la rotation étant assez sous-critique, le manque de moment angulaire ne permet pas au disque d'être assez dense et donc de reproduire l'intensité des raies de Balmer en émission observées. De plus, ce modèle ne permet pas à la matière de rester autour de l'étoile plus de quelques jours, ce qui est en contradiction avec les observations.

Magnetically Wind Compressed Disks (MWCD: Disques issus de vents comprimés par le champ magnétique)

Ce modèle établi par Cassinelliet al.(2002) se base sur le modèle du WCD et fait entrer en jeu un champ magnétique axi-symétrique et dont l'axe est aligné avec celui de la rotation. Dans les régions où le champ magnétique est important, les lignes de flux du vent suivent les lignes de champ magnétique; Près de l'équateur, les lignes de champ magnétique forment des boucles. De ce fait, les flux provenant de part et d'autre de l'équateur entrent en collision à l'équateur.Ces régions de chocs produisent ainsi le disque. Des tests de ce modèle pour des étoiles sans rotation montrent qu'effectivement un disque peut être créé par la compression du champ magnétique. En revanche, des tests effectués avec des étoiles en rotation ne permettent pas de créer le type de disque qui correspond aux observations.

Rapidly Rotating Magnetosphere (RRM: Magnétosphère en rotation rapide)

Townsend & Owocki (2005) ont établi une approche hydrodynamique dans le cas où le champ magnétique est fort. Dans ce modèle, la principale hypothèse est que le champ magnétique est suffisamment fort pour pouvoir considérer que les lignes de champ sont rigides (c'est-à-dire que les lignes de champ ne sont pas affectées par le plasma qui se déplace le long de ces lignes de champ). Les vents provenant des deux hémisphères magnétiques entrent en collision au sommet des boucles magnétiques, créant ainsi un choc puissant chauffant la matière. Le plasma se refroidit ensuite en émettant des rayons X puis, soit il retombe sur l'étoile si la rotation n'est pas suffisante, soit il va s'accumuler dans un disque en corotation avec l'étoile. Lorsque le dipôle magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation, la distribution de densité est plus importante sur un plan situé entre les équateurs magnétique et de rotation.

Champ magnétique

Détection

Comme il a été présenté dans la section précédente, le champ magnétique peut être un des facteurs permettant de favoriser la formation d'un disque de matière autour des étoiles Be.

Sa détection peut être soit directe, soit indirecte. Lorsqu'une étoile abrite un champ magnétique sous la forme d'un dipôle, la rotation stellaire va modifier l'angle de vue sous lequel on observe ce dipôle magnétique. Cela produit des modulations rotationnelles des profils de raies dans le visible ou de raies sensibles au vent dans l'UV que l'on peut ainsi observer (détection indirecte).

Pour détecter directement le champ magnétique d'une étoile, il faut observer enspectropolarimétriela signature de l'effet Zeemandû à ce champ magnétique via le paramètre de Stokes V (polarisation circulaire de la lumière). Cependant, la détection directe du champ magnétique n'est pas aisée à obtenir. Dans un premier temps, la détection est difficile parce que les étoiles Be ont peu de raies photosphériques à partir desquelles les mesures du paramètre de Stokes V sont possibles. Les étoiles Be, de plus, sont des étoiles pulsantes et les pulsations distordent les raies. Et enfin, la rotation rapide des étoiles Be élargit fortement les raies, noyant ainsi la signature Zeeman.

Un exemple illustrant la difficulté de détection est l'étoile Beω Orionis.Du champ magnétique avait été détecté indirectement pour cette étoilemais les récents résultats obtenus avec MiMeS n'ont pas pu apporter de détection directe pour cette étoile.

Actuellement, du champ magnétique a pu être détecté (et confirmé) dans seulement cinq étoiles de type B pulsantes:

• β Cephei(prototype desétoiles variables de type β Cep)
• V2052 Ophiuchi(type β Cep)
• ζ Cassiopeiae(typeSPB)
• 16 Pegasi(type SPB)
• ξ Cassiopeiae(type β Cep)

Dans les cinq cas, le champ magnétique détecté présente des similitudes. L'axe magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation et l'amplitude du champ magnétique longitudinal est d'environ 100 Gauss, ce qui implique des champs aux pôles de quelques centaines de Gauss. Aucune détection directe de champ magnétique n'a pu être obtenue pour une étoile Be.

Origine du champ magnétique

Le mécanisme qui génère le champ magnétique dans ces étoiles massives est encore non identifié. En effet, les étoiles comme leSoleilpossèdent une enveloppe convective au sein de laquelle le champ magnétique est créé par effet dynamo. Cet effet permet à un champ magnétique très faible de se renforcer grâce à la distorsion des lignes de champ (sous l'effet de la rotation différentielle). Cependant, les étoiles massives telles que les étoiles Be ne possèdent qu'une fine couche convective sur leur enveloppe radiative (en plus de leur cœur convectif) ne permettant pas aux mécanismes à l'origine de l'effet dynamo d'entrer en jeu. Plusieurs hypothèses ont été émises concernant l'origine du champ magnétique dans les étoiles massives:

• Elles pourraient créer leur champ magnétique dans le cœur convectif mais il n'existe à l'heure actuelle aucun mécanisme connu de transport jusqu'à la surface qui soit assez rapide.
• Le champ détecté pourrait être un champ magnétique fossile, présent depuis la formation de l'étoile. Cette théorie permet également d'expliquer la présence du champ magnétique à des stades d'évolutionplus précoces que celui des étoiles Be (c'est-à-dire par exemple lesétoiles Herbig Ae/Be). Braithwaite & Spruit (2004) ont découvert qu'un champ fossile relaxe quasi immédiatement sur une configuration stable qui peut survivre durant la vie d'une étoile. Cette configuration pourrait expliquer les champs fossiles observés à la surface des étoiles massives.

Pulsations non radiales

En mettant en mouvement la photosphère, les oscillations sont l'un des candidats complémentaires de la rotation rapide pour expliquer les éjections de matière. Parmi les oscillations, les oscillations non radiales permettent de favoriser bien plus les éjections de matière puisqu'elles concentrent l'énergie cinétique dans des zones beaucoup plus réduites que pour les oscillations radiales qui mettent en mouvement l'étoile tout en conservant sa symétrie sphérique.

De plus, Lee & Saio (1993) ont pu montrer que les pulsations non-radiales des étoiles massives de la séquence principale peuvent transporter du moment angulaire du cœur de l'étoile jusqu'à son enveloppe.

Riviniuset al.(1998) ont pu montrer que les pulsations non radiales observées dans l'étoileμ Centauriprésentent des battements dont la périodicité est reliée auxoutburstsvisibles dans les profils de raies. De ce fait, on pense que les battements entre plusieurs modes de pulsation de fréquences proches pourraient aider l'éjection de matière.

Enfin, Huatet al.(2009) ont pu établir pour la première fois en photométrie qu'il existe un lien clair entre les pulsations de l'étoileHD 49330et une éjection de matière observée par le satelliteCoRoT.En effet, lors de l'observation de l'étoile HD 49330, une éjection de matière a eu lieu entre le80^ejour et la fin de l'observation. Cette éjection de matière se traduit par une augmentation brutale de la luminosité de l'étoile (voir figure ci-dessous).

Évolution de la luminosité de l'étoileHD 49330observée par le satelliteCoRoT.On distingue une éjection de matière caractérisée par la montée brutale de la luminosité de l'étoile.

L'analyse de Fourierde la courbe de lumière a mis en avant une évolution des fréquences de pulsation de l'étoile durant l'évolution de la luminosité de cette dernière. Ainsi, lors de la phase calme de l'étoile et lors de la phase d'éjection de matière, les groupes d'oscillations sont complètement différents. Ce résultat démontre qu'il existe un lien clair entre les pulsations de l'étoile et l'éjection de matière.

Spectre de Fourier de la courbe de lumière de l'étoile HD 49330. On distingue que les groupes de fréquence diffèrent selon la phase de l'éjection de matière.

Voir aussi

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Articles connexes

• Binaire X à forte masse
• Étoile à enveloppe
• Étoile B[e]

Lien externe

• Philippe Stee's homepage:Hot and Active Stars Research