Les étoiles Be classiques

Équipement recommandé : Lhires III, eShel, Lisa, Alpy
Durée : une soirée ou toute une vie !

Résumé

Les étoiles Be classiques sont des étoiles de type B non super-géantes qui ont, à un moment donné de leur existence, montré une raie en émission au dessus du spectre d’absorption de la photosphère. Cet article rappellera ce que sont les étoiles Be, donnera quelques résultats d’une étude sur l’étoile Be binaire b Lyr, montrera ce qu’il est possible de faire avec un spectrographe comme le Lhires III, et fera le point sur la collaboration pro/am et la base de donnée de spectres d’étoiles Be (BeSS). Cet article a été publié originellement dans la revue Astronomie de la SAF.

Introduction

Les étoiles Be sont des étoiles de type B – donc chaudes (température de 10 000 à 30 000 K) – de classe de luminosité III à V – donc non super-géantes – dont le spectre a au moins une fois montré une raie en émission, généralement une raie de Balmer. Parfois, d’autres émissions sont visibles comme l’hélium neutre. Même si le spectre redevient en absorption pure, l’étoile conserve sa classification de Be.

Certaines de ces étoiles sont variables avec des périodes de quelques heures à plusieurs jours. Des pulsations ont été observées à la photosphère de certaines étoiles Be et un champ magnétique a été observé dans un cas. Le phénomène à l’origine de ces raies en émission est encore activement étudié et les astronomes amateurs, notamment avec l’aide de spectrographes haute résolution comme le Lhires III, peuvent largement contribuer au suivi des étoiles Be.

Spectre autour de Ha de l’étoile delta Sco (C11 + Lhires III + ST7E : 3600 sec)

Historique

La première observation spectroscopique des étoiles Be a été fait en 1866 par le père Secchi avec son analyse systématique en vue d’une classification spectrale des étoiles. Il a d’abord découvert gamma Cas puis beta Lyr. Gamma Cas est le prototype même d’une étoile Be classique.

Le premier programme d’observation systématique de ces raies en émission a été faite en 1911 par Ralph Curtis à Ann Arbor aux Etats-Unis. Il publia sont article en 1916 avec des spectres de Gamma Cas. Plavec écrivait en introduction au symposium UAI N°70 : Curtis a sélectionné Gamma Cas car l’analyse de spectres simples permet d’étudier des spectres plus complexes ensuite.

Différents spectres autour de Ha de plusieurs étoiles Be

(spectrographe Lhires III, 2400tt/mm, C11/C14)

L’étude des étoiles Be a réellement commencé au début du XXème siècle avec le travail de Paul Willard Merrill à l’observatoire du Mount Wilson, Otto Struve à Yerkes, et Dean B. McLaughlin à l’université du Michigan. McLaughlin et Curtis publièrent des études sur les étoiles Be brillantes comme Gamma Cas, Beta Lyr, Phi Per, Psi Per, Pleione, Zeta Tau, Beta Mon, HR2142…

Merrill contribua dans plusieurs domaines de la spectroscopie stellaire mais il débuta avec des études sur les étoiles Be (Merrill 1913) et publia régulièrement sur le sujet pendant toute sa carrière.

Ses observations avec un prisme-objectif ont permis la découverte de centaines de nouvelles étoiles Be et la publication d’un catalogue avec Cora G. Burwell en 1933, 1943, 1949 et 1950. En 1949, Merrill identifia une sous-partie des étoiles Be: les étoiles à coque (“shell stars”). Gamma Cas, Phi Per, Ksi Per, Pleione (28 Tau), zeta Tau et 48 Lib sont des exemples d’étoiles Be à coque.

Spectre de zeta Tau, Lhires III & C11, exp. : 50min.

Otto Struve démontra que les raies de Balmer en émission sont visibles principalement pour les types spectral O5-O9 et B0-B5, moins pour les B8, B9, A0… Merrill suggéra en 1933 une forte proportion d’étoiles Be parmi les étoiles Be, entre 15% et 20%. Cela a été étudié dans plusieurs articles résumés par Briot & Zorec en 1981. Tomokazu Kogure et Ryuko Hirata étudièrent en 1982 les étoiles Be du “Bright Star Catalog” (Hoffleit 1964) : ils trouvèrent 20% des étoiles B2 reconnnues comme des étoiles Be. C’est la proportion maximale dans notre galaxie. Sachant que le tiers des étoiles visibles à l’oeil nu sont des étoiles Be, cela donne une idée du nombre d’étoiles Be brillantes. Non seulement les étoiles Be sont intéressantes, mais elles sont facilement accessibles aux astronomes amateurs !

Contexte astrophysique

Les raies en émission proviennent d’un disque équatorial dont l’émission s’ajoute au spectre d’absorption de la photosphère. L’étoile centrale de type B émet notamment dans l’Ultra-Violet (continuum de Lyman) et ionise ce disque qui remet l’énergie à de plus grandes longueurs d’onde comme dans le domaine visible.

Modèle d’une étoile Be classique (Kogure & Hirata, 1982)

La même étoile Be peut avoir un profil spectral variable selon l’angle d’observation de ce disque.

Exemple de spectres d’étoiles Be selon l’angle de vue (Slettebak 1988)

Les étoiles Be ont généralement une vitesse de rotation élevée. Bien que plus grosses que le Soleil, leur période de rotation est de l’ordre de la journée. Ces vitesses de rotation sont élevées, quelques centaine de km/sec, mais en dessous de la vitesse critique de brisure – la formation du disque par éjection de matière doit donc trouver une autre cause.

Les étoiles Be sont proches dans le diagramme HR des SPB (Slow Pulsating B stars) et des étoiles pulsantes b Cep. Des Pulsations Non Radiales (NRP en anglais) ont été observées dans des étoiles Be et pourraient expliquer l’éjection de matière pour former le disque (Rivinius et al. 1998). Un champ magnétique a aussi été découvert dans une étoile Be (Neiner et al. 2003), phénomène pouvant aussi expliquer ou aider l’éjection de matière.

D’autres paramètres peuvent intervenir comme la métallicité mais aussi la présence d’un compagnon. Si toutes les étoiles Be n’ont pas de compagnon, il semble que les Be binaires aient des raies en émissions plus fortes que les autres. A noter que la moitié des étoiles Be très brillantes sont des binaires.

Les raies à observer sur les étoiles Be sont d’abord les raies de Balmer de l’hydrogène: Ha 6562.8, Hb 4861.3, Hg 4340.5, Hd 4101.7, He 3970.1. Si l’étoile est dans sa phase Be, il y aura de l’émission Halpha. Selon la densité du disque, il y aura aussi des émission Hbeta, éventuellement Hgamma. Hdelta et Hepsilon ne sont généralement pas en émission.

L’hélium neutre HeI peut être visible par exemple à 4009.3, 4026.2, 4143.7, 4387.9, 4437.5, 4471.5, 4713.1, 4921.9, 5875.6, et 6678.2. Si le disque est dense, l’émission HeI sera visible dans le rouge et de plus en plus vers le bleu que le disque est dense.

D’autres raies peuvent être visibles dans les étoiles Be: CII (3920, 4267, 4738, 4745, 6578, 6583…), NII (3995, 4630…), OII (4119, 4367, 4415, 4642, 4649, 4662…), MgII (surtout 4481), SiIII (triplet 4552, 4568 & 4575; plusieurs raies autour de 3800; aussi à 3924, 4338, 4813, 4829 & 5740), SiII (3856, 3863, 4128, 4131, 5041, 5056, 6347, 6371), et parfois des raies du Fer…

Beta Lyrae

Beta Lyr (Shelyak !) est une étoile variable découverte par Goodricke en 1794. Avec une période de 12.9j, elle est le prototype des binaires à éclipses serrées. Le système est constitué d’une étoile principale de type B6-B8 à priori plus lumineuse que son compagnon de type B0-B2e dont la luminosité est cachée par un disque qui recouvre 25% du ciel vu depuis l’étoile. Des jets polaires ont été observés avec de très grandes vitesses (autour de 1000 km/s).

Profiles spectraux 3D de la raie Ha trié selon la phase de rotation de la binaire.

Spectrogramme de Beta Lyr (Halpha) à partir de 32 spectres (2h chacun)

soustrait de la moyenne de tous les spectres

Le suivi de beta Lyr fut quasiment continu sur 14 nuits avec 132 spectres obtenus.  En parallèle à ces deux missions AstroQueyras, une autre équipe (Christian Buil et al.) a observé l’étoile avec un Lhires III au T60 du Pic du Midi à la fois autour de Ha mais aussi du doublet du Sodium. Les pouvoirs de résolution spectrale étaient proches (R=17000 pour le Lhires III et R=25 000 pour le spectrographe à AstroQueyras).

Les spectres du doublet du sodium montrent aussi la matière interstellaire et le sodium provenant du disque environnant l’étoile Be.

Suivi du doublet du sodium avec un Lhires III (C. Buil et al.)

Plusieurs paramètres peuvent être mesurés sur les profiles spectraux des étoiles Be: intensité, ratio V/R quand les raies sont doubles, Largeur Equivalente (“EW” en anglais)…

Exemple de mesures sur un profile de raie en émission

En combinant sur un graphe les mesures de V/R d’AstroQueyras (CALA/SAR, MuSiCoS, T62), Christian Buil (Lhires III, T60 and C11), François Cochard (Lhires III, C8), on constate que les données obtenues avec un Lhires III sont compatibles avec un spectrographe professionnel, même avec des télescopes de petite taille.

V/R de Beta Lyr (H-alpha)

Cette campagne d’observation a livré de nombreux spectres et il reste encore d’autres analyses à faire. Surtout, cette étude a montré qu’un système Be binaire était complexe à observer. Beta Lyr est une binaire à éclipse avec un disque d’accrétion, un champ magnétique, des structures de jets polaires, un transfert de masse entre les deux étoiles… Bref, un spectre très (trop ?) compliqué à analyser et interpréter. La prochaine fois, les conseils des professionnels seront plus écoutés et des étoiles Be plus simples seront étudiées – comme Ralph Curtis le faisait il y a un siècle !

A noter que quand François Cochard et Olivier Thizy ont industrialisé le Lhires III et créé la structure pour fabriquer et diffuser ce spectrographe, ils ont naturellement appelé l’entreprise Shelyak Instruments, Shelyak étant le nom arabe de Beta Lyr !

Collaboration pro/am

En 2006-2007, l’équipe du GEPI de l’observatoire de Paris-Meudon a conçu et mis en place une base de spectre d’étoiles Be (BeSS : Be Star Spectra) avec l’aide de plusieurs astronomes amateurs  (François Cochard, Valérie Desnoux, Christian Buil, Olivier Thizy). La base est ainsi conçue dès le départ pour la collaboration pro/am avec un accès multi-langue.

URL BeSS: http://basebe.obspm.fr

Une retombée inattendue de ce travail a été la définition d’un format FITS pour les spectres permettant ainsi un échange plus simple entre amateurs et professionnels. Ce format se révèle également idéal pour l’archivage de ses propres spectres, même d’objets autres que les étoiles Be.

De plus, le fait de suivre le processus complet d’acquisition, de traitement, et la comparaison de ses spectres a permis à des douzaines d’astronomes amateurs de valider leurs procédures. Je recommande fortement à tout spectroscopiste de tenter l’expérience au moins une fois de mettre en ligne un de ses spectres d’étoiles Be dans la base BeSS.

En 2009, un accès à BeSS a été développé – ARASBeAM (http://arasbeam.free.fr) pour permettre aux amateurs de voir, en un clic, la liste des étoiles Be pour lesquelles la communauté a besoin d’observation. Un excellent outil de collaboration professionnel/amateur !

Liste d’étoiles Be dans ARASBeAm

A la fin 2009, plus de 3 000 spectres provenant de plus de 25 astronomes amateurs différents étaient dans la base, provenant de lunettes ou télescopes de 120 mm à 620 mm de diamètre. Le nombre de spectres en ligne augmente sensiblement depuis.

Instruments utilisés dans BeSS

BeSS est une vraie mine d’or qui n’attend qu’à être exploitée. Certaines étoiles Be ont déjà de nombreux spectres : Gamma Cas, Zeta Tau, Delta Sco… dont certaines avec des demandes spécifiques de professionnels : Upsilon Sgr, cibles COROT…

Parfois, de plus en plus même, un observateur note une évolution dans le spectre d’une étoile Be. Un sursaut détecté est rapidement annoncé sur la liste Spectro-L pour avoir plus d’observations.

Détection du sursaut de Lambda Eri dans ARASBeAm : sursaut de QR Vul

Il y a des centaines d’étoiles Be facilement accessibles depuis votre jardin avec un spectrographe comme le Lhires III. Au début, faites vous la main sur des cibles faciles mais intéressantes scientifiquement comme Gamma Cas, Zeta Tau, Delta Sco, Beta Lyr… Puis allez à la recherche d’autres cibles avec la fonction recherche dans le catalogue de BeSS.

Conclusions

Les étoiles Be sont idéales pour les amateurs: brillantes, profils de raies variés, variables dans le temps, d’un intérêt scientifique évident… Le suivi des étoiles Be sur une longue période de temps permettra par exemple de mieux comprendre les mécanismes d’éjection de matière.

La collaboration pro/am et les échanges via la base BeSS permettront aussi de faire des études statistiques sur ces objets. Grace à la large diffusion du Lhires III, les amateurs de par le monde contribuent à ce projet depuis leur jardin.

Spectre de l’étoile 28 Tau