La chasse aux outbursts d’étoiles Be

Les étoiles Be sont des étoiles de type B, très chaudes et très lumineuses (exemple typique d’étoile B : Rigel dans Orion) mais qui ont la particularité de présenter des raies en émission. C’est le signe qu’elles sont entourées d’un disque de matière.

Qu’est ce qu’un outburst ?

La plupart des étoiles Be montrent au cours de leur vie des outbursts (sursauts), c’est à dire une éjection de masse d’hydrogène de l’étoile qui forme un disque d’accrétion autour de l’étoile. La raie H alpha passe ainsi d’un profil en absorption vers une émission, mais cela peut se voir également sur d’autres raies de la série de Balmer (H beta, H gamma etc…)

Outburst de l’étoile Be QT Ser

Les causes de ces sursauts ne sont pas encore bien connues et des observations régulières de ces étoiles permettent de suivre leur évolution et contribuent ainsi à mieux connaitre la physique particulière de ces étoiles.

Il existe dans la base Bess plus de 2300 étoiles Be dont 1100 n’ont pas encore de spectre.

Un des buts de la base de données spectrale Bess est de déterminer le plus précisément possible le début et la fin d’un outburst, ce qui peut donner des informations sur un éventuel cycle périodique. Certaines étoiles ont des outburst connus comme CX Dra ou QR vul par exemple, mais d’autres sont trop peu observées au cours du temps pour déterminer avec précision le début et la fin de cet évènement.

En février 2018, Olivier Thizy a pu découvrir un outburst sur V442 And qui a fait l’objet d’un Atel : http://www.astronomerstelegram.org/?read=11367

Chaque mois, la newsletter Bess est rédigée par Valérie Desnoux et relate les observations du mois. Elle indique les outburst en cours et les évolutions des profils de la raie H Alpha. Cette news letter est diffusée sur les listes spectro-l et astronomical_spectroscopy@yahoogroups.com

Un exemplaire est disponible ici :

https://www.aavso.org/sites/default/files/BeSS%20report_oct2017.pdf

Comment détecter un outburst ?

Vous pouvez vous aussi participer à “chasser” les outbursts d’étoiles Be que ce soit avec un spectrographe Alpy, Lisa, LHIRES III ou eShel II. Bien sûr la résolution et donc la détectivité ne seront pas les mêmes en fonction du type de spectro utilisé :

• Avec un Alpy ou un Lisa, vous pourrez mettre en évidence les gros outbursts et les suivre au cours du temps (passage d’une absorption à une émission) et grâce à leurs haute luminosité, ces 2 spectrographes pourront réaliser des spectres d’étoiles dont la magnitude est plus faible que 8-9 (limite des spectros haute résolution amateurs)

• Avec un LHIRES III ou un eShel II, vous pourrez détecter les tout débuts de ce genre d’évènement, et voir également leur évolution au cours du temps avec de grands détails dans la structure des raies de Balmer. On pourra également mettre en évidence des variations sensibles d’un jour à l’autre.

Outburst de V718 Sco

Comment procéder ?

Vu le grand nombre d’étoiles Be, il faut pouvoir mettre des priorités d’observation sur certaines d’entre elles et l’outil en ligne Arasbeam vous permet de sélectionner judicieusement vos cibles. Un code de couleur vous donne un état d’observation de ces cibles :

  • Vert : il n’y a aucune nécessité d’observer l’étoile
  • Jaune : il est temps de réaliser un spectre prochainement
  • Rouge : Il est nécessaire de l’observer sans délai

De plus dans arasbeam, un grand nombre d’étoiles n’ont pas encore de spectre dans la base de données spectrale, il s’agit essentiellement d’étoiles don’t la magnitude est plus faible que 8-9 et plus particulièrement accessible aux spectrographes LISA ou Alpy . En faisant leur premier spectre, vous allez découvrir l’état de l’étoile au moment de voir s’afficher le spectre sur votre écran : est ce que la raie est en émission ? Est ce qu’il y a une évolution par rapport au dernier spectre de la base de données ? Vous pourrez ainsi lever le doute sur leur état et contribuer à mieux connaitre l’étoile, voire à calculer un cycle périodique d’outburst. Vos spectres peuvent être déposés dans la base spectrale Bess.