Figure 1 : Champs observés avec le VLT GIRAFFE. A gauche : Dans le Grand Nuage de Magellan. A droite : Dans le Petit Nuage de Magellan. Le nord est en haut et l’ouest à droite. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Par ajustements de spectres théoriques aux spectres observés, les astronomes ont déterminé les paramètres fondamentaux (température effective, gravité de surface, vitesse de rotation projetée, et vitesse radiale) pour l’ensemble de ces étoiles. Les effets de la rotation rapide (exemple : aplatissement de l’étoile dû à la force centrifuge) ont été pris en compte dans la détermination des paramètres des étoiles Be. Ensuite, à l’aide d’outils statistiques et de sélections adéquates d’échantillons, ils ont mis en évidence (figure 2) que :

- Plus la métallicité de la galaxie est faible, plus les étoiles B et Be tournent vite. Ainsi elles tournent plus vite dans le Petit Nuage de Magellan (faible métallicité), que dans le Grand Nuage de Magellan (métallicité moyenne) et dans la Voie Lactée (forte métallicité). Ce résultat apporte une première validation observationnelle de précédents travaux théoriques, par une équipe genevoise, concernant l’impact de la métallicité sur la rotation. - Dans une galaxie de métallicité donnée, les progéniteurs des étoiles démarrent leur vie avec des vitesses différentes de rotation. Ainsi ceux des étoiles Be ont une vitesse de rotation plus grande que ceux des étoiles B. En conséquence, seules les étoiles B avec une vitesse de rotation suffisante au début de leur vie (>300 km/s) pourront devenir des étoiles Be. Par contre, celles dont la vitesse de rotation initiale est comprise entre 50 et 300 km/s, selon la métallicité, resteront des étoiles B.

Figure 2 : Comparaisons des vitesses moyennes de rotation des échantillons en masses d’étoiles B et Be du Petit Nuage de Magellan (SMC), du Grand Nuage de Magellan (LMC) et de la Voie Lactée (MW). Les courbes théoriques de l’évolution de la vitesse de rotation au cours du temps pour des étoiles de masses différentes et pour des vitesses de rotation différentes au début de la séquence principale (ou ZAMS) sont aussi tracées. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Les astronomes ont également obtenu les premières estimations des distributions des vitesses de rotation des étoiles Be au début de leur vie sur la séquence principale (ZAMS, figure 3) et ont montré que ces distributions dépendent de la masse de ces étoiles et de la métallicité du milieu. Plus une future étoile Be est massive et formée dans un milieu peu métallique, plus elle tourne vite ; au point que les étoiles Be les plus massives du Petit Nuage de Magellan seraient des rotateurs critiques, c’est à dire à la limite de la stabilité. On peut donc supposer que la rotation critique aurait pu être couramment atteinte par les étoiles massives de 1ères générations, que l’on pense extrêmement déficientes en métaux.

Figure 3 : Distributions, en fonction de la masse des étoiles, des vitesses de rotation des étoiles Be, des Petit (SMC) et Grand (LMC) Nuages de Magellan et de la Voie Lactée (MW), au début de leur vie sur la séquence principale (ZAMS). Le nombre d’étoiles par échantillons est inscrit à côté de chaque point. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Enfin, l’étude du statut évolutif des étoiles Be dans ces trois galaxies de différentes métallicités nous indique que les étoiles Be massives des Nuages de Magellan apparaissent dans la deuxième partie de la séquence principale contrairement à celles de la Voie Lactée. En conclusion, si la rotation rapide joue un rôle fondamental dans la genèse des étoiles Be, rôle d’autant plus marqué que la métallicité du milieu est faible, elle n’est pas toujours suffisante pour permettre l’éjection de matière. D’autres phénomènes combinés à la rotation, tel que la présence de champ magnétique, pourraient alors favoriser la création de l’enveloppe circumstellaire des étoiles Be. ----
Références : Effects of metallicity, star-formation conditions, and evolution in B and Be stars. I : Large Magellanic Cloud, field of NGC2004. A&A, 2006, 452, 273

Effects of metallicity, star-formation conditions, and evolution in B and Be stars. II : Small Magellanic Cloud, field of NGC330

2006, A&A in press Contact Christophe Martayan (Observatoire de Paris, GEPI, UMR 8111)

Dernière modification le 22 février 2013

Figure 1 : Champs observés avec le VLT GIRAFFE. A gauche : Dans le Grand Nuage de Magellan. A droite : Dans le Petit Nuage de Magellan. Le nord est en haut et l’ouest à droite. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

First of all, by fitting observed spectra with theoretical spectra, astronomers obtained the fundamental parameters (effective temperature, surface gravity, projected rotational velocity, and radial velocity) of each star. The effects of fast rotation (e.g. : flattening due to the centrifugal force) have been taken into account in the fundamental parameters determination of Be stars. Second, with statistical tools and adequate samples selections, they highlighted (figure 2) that : - B and Be stars rotate faster in low metallicity environment such as the Small Magellanic Cloud than in higher metallicity environment such as the Large Magellanic Cloud (medium metallicity) and the Milky Way (high metallicity). This result confirms observationally for the first time previous theoretical results, by a team of Geneva, about the effect of metallicity on stellar rotation. - In a galaxy with a given metallicity, the progenitors of stars begin their life on the main sequence (ZAMS) with different rotational velocities. Moreover, the progenitors of Be stars have higher rotational velocities than the ones of B stars. Consequently, only B stars with a sufficient rotational velocity at the beginning of their life (>300 km/s) will become Be stars, whereas those with initial rotational velocities between 50 and 300 km/s, depending on metallicity, will remain B stars.

Figure 2 : Comparaisons des vitesses moyennes de rotation des échantillons en masses d’étoiles B et Be du Petit Nuage de Magellan (SMC), du Grand Nuage de Magellan (LMC) et de la Voie Lactée (MW). Les courbes théoriques de l’évolution de la vitesse de rotation au cours du temps pour des étoiles de masses différentes et pour des vitesses de rotation différentes au début de la séquence principale (ou ZAMS) sont aussi tracées. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Third, astronomers also obtained the first estimate of the distributions of Be stars rotational velocities at the beginning of the main sequence (figure 3) and they showed that those distributions are mass- and metallicity-dependent. The more massive a future Be star and the lowest the metallicity, the faster it rotates, to such an extent that massive Be stars in the Small Magellanic Cloud could be critical rotators, i.e. at the limit of stability. We can then suppose that critical rotation was frequently reached among massive stars of the first generation, which were extremely metal-poor.

Finally, the study of the evolutionary status of Be stars in these 3 galaxies with different metallicities shows that massive Be stars in the Magellanic Clouds appear in the second part of the main sequence in contrast with the Milky Way where they only exist in the first part. In conclusion, while fast rotation plays a fundamental role in the appearance of Be stars, role even more important in low metallicity environments, it is not always sufficient to allow matter ejections. Other phenomena combined with rotation, such as the presence of a magnetic field, could favour the creation of the circumstellar envelope of Be stars.

References : Effects of metallicity, star-formation conditions, and evolution in B and Be stars. I : Large Magellanic Cloud, field of NGC2004. A&A, 2006, 452, 273

Effects of metallicity, star-formation conditions, and evolution in B and Be stars. II : Small Magellanic Cloud, field of NGC330

2006, A&A in press Contact Christophe Martayan (Observatoire de Paris, GEPI, UMR 8111)

Dernière modification le 4 mars 2013