Physique Des Étoiles Be - shelyak Lhires III Guide Utilisateur

Physique des étoiles Be
Des articles de Struve dans les années 1940's et 1950's ont permis de mieux comprendre la
physique des étoiles de type Be à coquille. L'enveloppe autour de l'étoile est semblable à
l'atmosphère des étoiles super géantes: plus froide et moins dense que celle de l'étoile B au centre.
Dans un article intitulé "analyse de spectres stellaires particuliers", Struve désigne en 1951 Pleione
(28 Tau) comme le prototype des étoiles Be à coquille; il en discute les changements dans le
spectre. Bien que Pleione ait montré des raies en émission avant 1905, elles ont disparues alors et
jusqu'à 1938 son spectre était similaire à celui dune étoile ordinaire, en rotation rapide de type B.
Comme le décrit Struve:
Soudainement, en Octobre 1938, l'émission de la raie d'hydrogène a refait son apparition tandis que
le spectre montra en même temps plusieurs fines et faibles raies d'absorption du FeII, CrII et autre
métaux ionisés... Ces raies fines n'indiquaient aucune rotation; mais au même moment la largeur
des raies d'hydrogène et d'hélium témoignait que l'étoile était toujours en rotation rapide. Un
anneau ou un nuage de gaz dense et sans mouvement de rotation angulaire apparent s'était formé
autour de l'étoile.
Les années suivantes, les raies fines devinrent très fortes. Les raies d'hydrogènes se modifièrent
entre 1938 et 1950 en montrant des formes en absorption. La pression du nuage ou de l'anneau
devint également plus faible que l'atmosphère des super géantes.
En 1951, la coquille avait pratiquement disparu (Merrill 1952). Le déplacement au départ lent de la
matière s'est accéléré pour devenir important. L'apport d'atome diminuant, la matière fût éjectée
dans l'espace. Pleione resta une étoile ordinaire jusqu'à 1972 à partir de quand elle a recommencé
une phase d'étoile "coquille" qui s'est terminée en 1987-1988 (Slettebak 1988).
Struve nota que le spectre de Pleione, durant sa phase "coquille", ressemblait à celui de l'étoile de
classe A super géante α Cygni. Toutefois, les raies MgII (λ4481) et SiII (λ4128-4131) étaient
anormalement plus faibles. Contrairement au raies du FeII, CrII, NiII, TiII, et autres métaux ionisés,
qui sont tous issues de niveau métastables, les raies MgII et SiII sont les seules dont les niveaux
bas ne sont pas métastables et sont connectées à des niveaux inférieurs par d'autres transitions
fortes. Le rayonnement qui atteint la coquille est plus dilué qu'au niveau de la photosphère de
l'étoile centrale (moins de quanta par centimètre cube); il produit donc moins d'absorption que les
raies venant de niveau métastables, provoquant des raies plus faibles. Une autre étoiles brillante à
coquille, similaire à Pleione, est 48 Libra qui a été étudiée par Struve (1943) et Merrill (1953).
Ces effets de dilution ont aussi été découvert par Struve et ses collègues et collaborateurs dans le
spectres d'étoiles à coquille de type spectral plus chaud ou moins chaud. Ainsi, le nuage de ζ Tauri,
de type spectral B1IVe, a été révélé par les raies de Balmer en émission, les raies d'absorption très
fines du FeII et autres métaux ionisés, mais aussi par la fine raie HeI (λ3965) – qui provient d'un
niveau métastable – alors que les autres raies HeI sont larges et diffuses du fait de la rotation rapide
de l'étoile centrale (Struve et Wurm 1938).
L'analyse des spectres d'étoiles de type Be à coquille ("Be-shell" en anglais) a montré un facteur de
dilution de 0.1 à 0.01 (Struve 1942) qui correspond à une distance de 2 à 5 rayons stellaires. Les
études de ionisation de certaines coquilles montrent une température inférieure à celle de la
photosphère de l'étoile centrale, avec des densités de l'ordre de 10 11 électrons/cm 3 . Une étude des
profiles des raies de Balmer dans plusieurs étoiles Be brillantes prédit un modèle lenticulaire pour les
régions émettrices avec une taille de plusieurs rayons stellaires, en accord avec les travaux
précédents (Burbidge et Burbidge 1953).
On peut modéliser la forme du nuage de gaz entourant les étoiles Be et expliquer simplement la
forme principale des raies de Balmer (Slettebak 1988).
Lhires III – Guide Utilisateur (Français) – DC0003A 61 / 66