WETAL Supernovae Ia. Etoiles cataclymiques. Novae. Photométrie et Spectroscopie. François Teyssier

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1 François Teyssier WETAL 2011 Photométrie et Spectroscopie Etoiles cataclymiques Novae Supernovae Ia

2 Systèmes binaires serrés en interaction Etoiles cataclysmiques Etoiles symbiotiques Naine blanche Ou Etoile de la série principale Etoile à neutrons Etoile rouge de la série principale Géante rouge Nova Supernova de type Ia

3 symbiotiques Systèmes binaires composés d étoiles dont les températures sont très différentes cataclysmiques

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5 Etoiles cataclysmiques Caractéristique (historique) : brusques sursauts de luminosité de 3 à 8 magnitudes, dénommés «OUTBURSTS» Outburst de SS Cygni (septembre 2009) Luminosité x 25 en 1 à 2 jours Courbe luminosité AAVSO (CCDV+Vis) Ce comportement a conduit à leur attribuer le nom de novae naines bien que les processus physiques soient différents. Remarque : la classe des étoiles cataclysmiques renferme également des étoiles qui ne présentent pas ce comportement : - Cataclysmiques magnétiques - Novae - like

6 Etoiles cataclysmiques Les outbursts apparaissent de façon semi-régulière. Pour SS Cygni, tous les 40 jours en moyenne (de 20 à 80 jours) Courbe de luminosité de SS Cyg sur une année

7 Etoiles cataclysmiques Courbe de luminosité SS Cygni depuis 1897 Une des pages les plus remarquables de l «Astronomie Populaire» écrite par des milliers d astronomes amateur depuis plus d un siècle. Ces dizaines de milliers d observations ont contribué à une meilleure connaissance des étoiles cataclysmiques et ont fait l objet de nombreuses publications

8 Etoiles cataclysmiques Composition du système Etoile compacte chaude naine blanche Masse = 0,5 à 0.9 M Rayon très faible : 0.01 R Densité très élevée : 1 tonne/cm 3 Gravité de surface très élevée Température initiale très élevée : K En refroidissement : T =10 à K Etoile froide étoile rouge de la série principale (exceptionnellement jaune) T = 3000 K Distance = environ 1 R Période orbitale très courte ~ 1-2 heures à quelques heures

9 Etoiles cataclysmiques Surface de Roche Lobe de Roche Etoile principale Point de Lagrange 1 Lobe de Roche Naine Blanche Etoile principale rouge Naine blanche Dans une étoile cataclysmique, l étoile rouge emplit son lobe de Roche 1 R

10 Etoiles cataclysmiques Principaux composants OUTBURST : accumulation de matière dans le disque. Augmentation des frottements, de la viscosité : brusque augmentation de la température qui passe, quelques heures de 3000 K à K entrainant une forte augmentation de la luminosité dans le visible : typiquement 2 à 5 mags ; exceptionnellement 8 (WZ) Lors de l outburst, le disque de vide partiellement de sa matière. Etoile principale rouge Naine blanche Disque d accrétion Point chaud, lumineux Flux de matière (H He) 1 R

11 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Les sous-classes de novae naines (= UG, de U Gem) caractérisées par l aspect de leurs outbursts Type UG SS Prototype : SS Cygni Outbursts relativement comparables en intensité et en durée, se produit de façon semi-règulière. Certains outbursts sont plus longs et de plus forte intensité. On considère que le sens dans le quel se propage l outburst (extérieur vers intérieur du disque ou inversement) détermine le type d outburst) Type UG SU Prototype : SU Uma Des super-outbursts de longue durée et de forte intensité s intercallent entre les outbursts classiques de type UGSS. Ces super-outbursts sont caractérisés par une modulation lumineuse appelée superhump, de période différente de la période orbitale, dont l origine est une déformation ellipsoïdale du disque. Type UG Z Prototype : Z Cam Alternance de périodes stables et de périodes d outbursts. Le taux de transfert de matière variable pourrait en être l explication

12 Etoiles cataclysmiques Etoiles cataclysmiques magnétiques Etoile cataclysmique magnétique = «polar» Champ mgn = 10 à 100 MGauss AM Her, AR UMa Etoile cataclysmique Semi-magnétique = «polar intermédiaire» Champ mgn = 1 à 10 MGauss DQ Her Composée d un naine blanche à fort/très fort champ magnétique qui empêche - totalement ou partiellement - la formation du disque d accrétion Le flux de matière ionisé issu de l étoile principale suit les lignes de force du champ magnétique et arrive sur la naine blanche à proximité des pôles magnétiques. Etats haut et bas en fonction du débit de matière Flickering important

13 Pas de Disque Magnétiques Non-Magnétiques Disque partiel Disque d accrétion Etoiles cataclysmiques Type UG SS Outbursts «réguliers» SS Cygni U Gem IP Peg Novae naines Type UG SU Alternance outbursts «réguliers» et de super-outbursts Sous-type UG WZ : uniquement superoutbursts SU UMa WZ Sge Type UG Z Alternance de périodes outbursts et de périodes «stables» Z Cam Polars intermédiaires Type DQ Alternance d états hauts et bas, Flickering DQ Her Polars Type AM Alternance d états hauts et bas, Flickering AM Her

14 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Détection de nouvelles étoiles cataclysmiques Suivi des courbes de luminosité et détection des outbursts Time serie Série temporelle - Période photométrique - Cataclysmiques à éclipses - Superhumps

15 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Suivi des courbes de luminosité et détection des outbursts V = V = U Gem

16 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : éclipses IP Peg hump

17 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : éclipses IP Peg Eclipses Disque hump

18 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : éclipses IP Peg Eclipses Disque Naine blanche hump

19 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : éclipses IP Peg Eclipses hump Disque Naine blanche Point chaud

20 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : éclipses GY Cnc Période orbitale = 4,2 heures

21 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : superhumps (Super outbursts des cataclysmiques de type SU UMa T Leo = QZ Vir = modulations de luminosité de période légèrement différente de la période orbitale attribuée à une déformation ellipsoïdale du disque d accrétion durant les superoutbursts.

22 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : superhumps et éclipses HT Cas par Etienne Morelle

23 Etoiles cataclysmiques Etudes photométriques Time serie : Flickering AM Her = variations rapides et chaotiques de luminosité

24 Spectroscopie Evolution d un outburst SS Cygni 3 V = 8,6 2,5 03/09/2010 He II V = 8,5 2 02/09/2010 V = 8,75 1,5 01/09/2010 V = 10,3 1 30/08/2010 0,5 V = 11,9 25/08/2010 Hg Hb He I Ha SC 254mm LhiresIII 150 l/mm R : 700 SXV-H9

25 Spectroscopie Identification d une cataclysmique récemment découverte VSX J

26 Spectroscopie DQ Her : polar intermédiaire Série temporelle par C. Buil et O. Garde

27 Etoiles cataclysmiques

28 Etoiles cataclysmiques Un domaine Bien suivi par les amateurs en photométrie Limité en spectroscopie amateur du fait de la faible luminosité Suivi régulier des outbursts les plus brillants Identification des découvertes Télescopes 20 et plus France : Association française des Observateurs d Etoiles Variables USA (et monde) : AAVSO et CVNET Japon (et monde) : VSNET Spécialisé sur time series d objets choisis : Center for Backyard Astronomy

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30 Historiquement : «étoile nouvelle» Brusque phénomène lumineux se produisant à partir de la naine blanche d une étoile cataclysmique ou symbiotique Augmentation de luminosité : 8 à 16 magnitudes, généralement, en quelques dizaines d heures (luminosité : à x)

31 Novae Accumulation de matière (Hydrogène, Hélium, ) à la surface de la naine blanche d un système binaire Accrétion de matière (H, He) Disque accrétion (cataclysmiques) Vent stellaire (symbiotiques) Naine blanche O, C (Mg, Ne) Enveloppe H, He Augmentation progressive de la pression et de la température - Taux d accrétion - Masse de la naine blanche

32 Novae Température ~ K Déclanchement des réactions thermonucléaires (thermonuclear runaway TNR) Synthèse de nouveaux éléments

33 Novae Expulsion d une partie de l enveloppe Fort rayonnement UV Emission des raies «permises» H, He, N, Fe Expulsion d une coquille de matière dense (H, He, Fe, N, O, ) Phase des raies permises

34 Novae Poursuite des réactions thermonucléaires Expansion de l éjecta = diminution de la densité Emission des raies permises H, He, Fe Emission des raies interdites [NII], [OIII], [Fe II] Phases aurorale, coronale, nébulaire

35 Novae Courbe schématique de luminosité t 2 Allure générale de la courbe de luminosité semblable pour toutes les novae Classes de rapidité (t 2 ) t 2 = durée correspondant à un déclin de 2 magnitudes par rapport au maximum Très rapide Rapide Modérément rapide Lente Très lente < 10 jours j j j j

36 Novae Des variations importantes de comportement durant la période transitoire

37 Novae 2 types de novae Nova Fe 1. Raies intenses : Fe II (Fe + ) 2. Raies étroites (Ve < 2500 km.s -1 ) 3. Profils P Cygni (souvent) Ex : V 496 Sct Novembre 2009 Nova He/N Raies intenses : He N Raies larges (Ve > 2500 km.s -1 ) Ex : KT Eri Novembre 2009

38 Novae Évolution des novae température P (Permitted Phase): l'ejecta est épais (thick) : seules les raies permises apparaissent (FeII, MgII, NII, OII). Elles sont produites par des radiations UV ionisantes. Des raies d'atomes neutres (OI, NI) peuvent être produites dans la région neutre neutre entourant la région inonisée. A (Auroral Phase) : la densité diminue. Dans la phase Aurorale apparaissent les premières raies interdites. Les raies caractéristiques dites "aurorales" sont [OIII] 4363, [OII] Des raies permises persistent. Cette phase apparait à la fin du premier déclin (Delta Mag ~ 3) Lorsque la densité diminue encore, les raies d'émission entrent dans zones C (Coronale) ou N (Nébulaire) en fonction de la température de radiation (radiative temperature). La surface de la naine blanche est fortement chauffée par la matière en accrétion et émet des UV capables former des raies de forte excitation : C : phase coronale (Coronal Phase), caractérisée par les raies coronales [FeX] 6375, [FeVII] 6078 à une température radiative supérieure à 105 K N : phase nébulaire (Nebular Phase), pour une température inférieure à 10 5 K caractérisée par la prédominance des raies nébulaires [OIII] 5007, 4958, [OII] 3727 densité Formation et évolution du spectre des novae : Williams 1991, 1992, 1994

39 Novae Identification Nova Nova Sct 2009 Spectre 9 novembre :30 TU H et Fe II étroites en émission Profils P Cygni

40 Novae Mesures : identification des raies Ex : V496 Sct -6 déc au début de l apparition des raies interdites

41 Novae Mesures : vitesses Utilisation de l effet Doppler La longueur d onde d un rayonnement émis par un atome en mouvement varie avec la vitesse relative de l atome par rapport à l observateur. Longueur d onde décalée vers le bleu pour un atome se dirigeant vers l observateur (diminution de l) vers le rouge dans le cas contraire (augmentation l) Mesure sur Ha KT Eri Vexp ~ 3200 km.s Elargissement de la raie due à l expansion («Profil P Cygni») d une raie l [Angströms] V [km/s]

42 Novae Mesures : vitesses Mesure moyenne sur 5 raies de V694 Sct V = 760 km/s (valeurs publiées : 700 à 800 km/s) 2. Ecart entre l émission et l absorption («Profil P Cygni») d une raie

43 Novae Mesures : évolution Evolution KT Eri

44 Novae Mesures : évolution Novembre 2009 : Apparition des raies interdites Septembre 2010 Phase nébulaire

45 Novae Un travail collectif Exemple : suivi de la nova V407 Cyg (étoile symbiotique) Contributeurs Christian Buil James Edlin Thierry Garrel José Ribeiro François Teyssier 66 spectres haute et basse résolution sur une période 6 mois

46 Novae Nova V407 Cyg Photo Christian Buil

47 Novae Identification raies V407 Cyg

48 Novae Mesures : évolution Ha [NII] l [OIII] l V 407 Cyg Mesures d intensité (EW) de quelques raies En fonction du temps ( t0 = V max)

49 Novae Mesures : évolution Evolution profil raie Ha par Christian Buil (eshel) mars avril juin 2010 Composants en absorption = les parties les plus éloignées de la nébuleuse ne sont pas excitées par le flash de la nova Composant étroit = excitation de la nébuleuse du système symbiotique par le flash de la nova Composant large = éjecta de la nova km/s km/s

50 Novae V407 Cygni Le dernier spectre 24 août jours après le maximum SC 254 mm LHIRES III 150 t/mm SXV-H9 Mag V = 14,5!

51 Novae V407 Cygni Des résultats utilisés dans les publications professionnelles Profil Ha par Christian Buil (spectres marqués d un *)

52 Novae V407 Cygni Mesure EW ([OI)] F. Teyssier Des mesures en bon accord avec les résultats publiés

53 Novae Spectro4 Novae.html [1] The formation of novae spectra R.E. Williams A.J., Vol. 104, Number 2, 1992 [2] The evolution and classification of postoutburst novae spectra R.E. Williams & al. A.J., 376: , 1991 [3] The Tololo nova survey : spectra of recent novae R.E. Williams, M.M. Phillips, M. Hamuy A.J. supp. ser., 90: , 1994 [4] Classical Novae, second edition Bode & Evens Cambridge University Press, 2008

54 Novae Un domaine bien suivi par les amateurs en photométrie, à poursuivre déjà exploré par les amateurs en spectroscopie, à poursuivre en fonction des (rares) opportunités France : Association française des Observateurs d Etoiles Variables USA (et monde) : AAVSO ARAS Forum ARAS

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56 Aspect des spectres de supernovae Raies très larges «Blends» Difficulté à discerner les absorptions (profils P Cygni) des émissions 2 types spectraux Type I Type II 5 4,5 4 3,5 3 2,5 2 1,5 Absence raies Hydrogène Si II 1 0, Type Ia 1,4 1,2 Raies Hydrogène Ha 1 0,8 0,6 0,4 0, Type IIb

57 Supernovae 2 types processus physiques différents Supernovae gravitationnelles Supernovae thermonucléaires M > 8 M M < 8 M Effondrement du cœur de Fer d une étoile massive Création d une étoile à neutrons Explosion thermonucléaire d une naine blanche dans un système binaire Dépassement de la masse limite de Chandrasekhar M > 1.4 M Types Spectraux II, Ib, Ic Type Spectral Ia

58 Supernova Type Ia up to km.s to km.s -1 5 to km.s -1 C/O 0.1 M Si/S/Ca 0.5M White dwarf C/O M ~ 1.4 M 56 Ni 56 Co 56 Fe T 1/2 = 6d T 1/2 = 77d 0.8 M photosphère

59 SN 2011fe Identification des raies Near max 4 3,5 3 2,5 2 Fe II FeIII + Mg II Fe II FeIII S II 5445l 5640 Si II ll Si II "6150" ll ,5 1 0, Nebular Phase 4 3,5 3 2,5 Fe II «6500" 3 2,5 2 2 Si II "6150" 1,5 1,5 1 0,5 1 0,

60 SN 2011fe : le premier suivi amateur de longue durée d une supernova 40 spectres du au Contributeurs P. Berardi C. Buil J. Edlin V. Desnoux O. Garde T. Garrel F. Teyssier P. Thierry O.Thizy SN2011fe par Romain Montaigut (CALA)

61 Spectre nébulaire Apparition émission Fer Fe II «6500» Disparition brutale du soufre SII Fort continuum bleu Affaiblissement et diminution vitesse du Silicium SiII

62 Evolution SN2011fe par Christian Buil Longueur d onde (3800 Å 7200 Å) temps LISA + Saint-Caprais 94 cm telescope

63 Evolution SN2011fe Vitesse d expansion Mesures publiées (#ATEL 3260 ) Mesures sur spectres ARAS Principe : mesure du décalage du minimum d absorption par rapport à la longueur d onde au repos - Après correction du redshift de la galaxie (M101 : z = ~ 267 km.s -1 ) - Formule Doppler relativiste (correction ~ -2 %)

64 Etoiles «nouvelles» Nova naine Type UG WZ Nova Supernova Outburst thermique du disque accrétion Explosion thermonucléaire À la surface d une naine blanche Effondrement d une naine blanche ou d une étoile massive Type Fe 4 3 Type Ia Type He/N HeI ,5 Type II 1 0,

65 photométrie CBA spectroscopie Un site Un forum Une base de spectres prochainement Merci pour votre attention