Once again, asteroseismology - this art of sounding stellar interiors by studying their global oscillations - opens a completely new window on the physical processes that transport energy from the nuclear core of these stars to their luminous atmosphere. A continuous observation of the light oscillations of two late Be stars by the CoRoT satellite during 27 and 157 days has revealed the size of their convective core, which appears larger than the one predicted by static models of such stars, also known as standard models. Those extremely rapidly rotating stars (their angular velocity is 20 times larger than the solar one, i.e. one rotation in 1.5 day, and their surfacic equatorial velocity is 140 times the solar one) are about 4 times more massive and 7 times larger than the Sun. This result constitutes an important step for the understanding of the structure and evolution of massive stars, which are at the origin of the heavy elements in the Universe, and particularly for the physics of Be stars. It can be explained by the internal dynamics related to the convection in the stellar core and to flows generated by the rapid rotation in their external envelope. This dynamics has been simultaneously understood and constrained thanks ro a combination of CoRoT observations with a study of the magnetism of these stars with the 2-meter Bernard Lyot Telescope at the Pic du Midi (France) and the modelling of their oscillations and of their deep hydrodynamics.

Massive stars rotating at critical speed

Compared to the Sun, Be stars have an "inverted" internal structure with a boiling nuclear convective core and a large external radiative envelope where energy is transported through radiation. Moreover, these stars are so rapidly rotating, that they are at 90% of the critical velocity at which gravity is not sufficient to ensure the equilibrium of the star. This simultaneously induces a strong flattening of the star as well as large-scale flows and turbulence in the radiative envelope that drive an important mixing of chemicals, which in turn modifies their internal structure, particularly the size of the convective core.

Figure 1 : Vue d’artiste d’une étoile Be en rotation rapide. L’axe de rotation est représenté en rouge. Le coeur convectif a un rayon plus important (en noir) que la valeur prédite par les modèles statiques de ces étoiles ne prenant pas en compte la rotation de l’étoile (en pointillés verts). Ceci est dû à la pénétration des mouvements convectifs dans l’enveloppe externe du fait de leur inertie (flèches noires) ainsi qu’aux flots de grande échelle (boucles rouges) et aux turbulences induites par la rotation rapide dans cette dernière. Le disque de décrétion de ces étoiles est représenté dans le plan équatorial. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

The internal dynamics in action

Different types of oscillations are propagating in stellar interiors : acoustic waves due to compressibility and gravity waves due to Archimede’s force. In the case of the two late Be stars studied here, it is the gravity waves, which are strongly influenced by rapid rotation (they become gravito-inertial waves) that allow us to sound the internal structure down to the nuclear core. Surprise : comparing the oscillation spectrum observed with CoRoT with the computed theoretical one shows that the convective core is 1.25 times heavier and 1.2 times larger than predicted by standard static stellar models, which do not take into account the internal dynamics and in particular rotation. This means that the dynamical processes ignored in standard stellar models play a key role, especially at the border between the convective core and the radiative envelope. Using our knowledge about the internal hydrodynamics in massive stars and pulsation models that take into account their rapid rotation, scientists have been able to explain this disagreement between observations and static stellar models. First, they have shown that 2/3 of the observed non-standard extension is caused by the convective movements of the core that penetrate in the external radiative envelope because of their inertia. The remaining 1/3 is explained by the very slow internal flows and the turbulence sustained by the differential rotation in the external radiation zone. Moreover, thanks to complementary spectro-polarimetric observations with the Bernard Lyot Telescope at the Pic du Midi, they have shown that no magnetic field is detectable for these stars and constrained the maximum possible intensity of the undetected fossile magnetic field in the radiative envelope. They then concluded that the internal dynamics is dominated by rotation in the case of such rapidly rotating stars.

Figure 2 : Gauche : le satellite d’astérosismologie CoRoT ; Droite : le Télescope Bernard Lyot du Pic du Midi. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

These results show once again how powerful asteroseismology is and how it allows us, combined with other observational technics such as spectro-polarimetric studies of stellar magnetic fields and numerical simulations of stellar internal flows, to give sharp constraints on the structure and evolution of stars. They also show how rapidly-rotating massive stars constitute an excellent laboratory to understand the impact of rotation on stellar evolution in general.

Reference Seismic modelling of the late Be stars HD181231 and HD175869 observed with CoRoT : a laboratory for mixing processes, Neiner C., Mathis S., Saio H., Lovekin C., Eggenberger P., Lee U. A&A 2012, in presse Contact Coralie Neiner (Observatoire de Paris-LESIA, CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

Une fois de plus, l’astérosismologie —cet art de sonder le coeur interne des étoiles en étudiant leurs vibrations globales — ouvre une fenêtre entièrement nouvelle sur les processus physiques qui transportent l’énergie du foyer nucléaire de ces astres vers leur lumineuse atmosphère. Une longue observation des vibrations lumineuses de deux étoiles Be tardives par le satellite CoRoT durant plus de cent jours consécutifs vient de révéler la taille de leurs noyaux convectifs qui s’avère plus importante que celle prédite par les modèles statiques des étoiles, aussi appelés modèles standards. Ces deux étoiles qui tournent extrêmement rapidement (environ 20 fois la vitesse de rotation du Soleil, soit un tour en 1,5 jour, et 140 fois sa vitesse équatoriale de surface) sont environ 4 fois plus massives que ce dernier et ont un rayon équatorial environ 7 fois plus grand. C’est un résultat important pour l’étude de la structure et de l’évolution des étoiles massives, berceau des éléments lourds de l’Univers, et plus particulièrement pour la physique des étoiles Be. Il s’explique par la dynamique interne liée à la convection du coeur de ces étoiles et aux mouvements dans leur enveloppe externe dus à la rotation rapide. Cette dynamique a été simultanément comprise et contrainte grâce à la combinaison de CoRoT, d’une étude du magnétisme de ces étoiles au Télescope Bernard Lyot de 2 mètres du Pic du Midi et à la modélisation de leurs oscillations et de leur hydrodynamique profonde.

Des étoiles massives tournant àdes vitesses critiques

Comparées au Soleil, les étoiles de type Be montrent une structure interne "inversée" avec un coeur nucléaire convectif qui bouillonne et une large enveloppe radiative externe où le transport de l’énergie est assuré par le rayonnement. D’autre part, ces étoiles tournent si rapidement sur elles-mêmes qu’elles sont à 90 % de la limite théorique au-delà de laquelle la gravitation n’assure plus l’équilibre de l’étoile. Ceci induit simultanément un fort aplatissement de l’étoile ainsi que des mouvements à grande échelle et de la turbulence dans l’enveloppe radiative qui vont induire un mélange important des éléments chimiques qui modifie leur structure interne, et en particulier la taille du coeur convectif.

Figure 1 : Vue d’artiste d’une étoile Be en rotation rapide. L’axe de rotation est représenté en rouge. Le coeur convectif a un rayon plus important (en noir) que la valeur prédite par les modèles statiques de ces étoiles ne prenant pas en compte la rotation de l’étoile (en pointillés verts). Ceci est dû à la pénétration des mouvements convectifs dans l’enveloppe externe du fait de leur inertie (flèches noires) ainsi qu’aux flots de grande échelle (boucles rouges) et aux turbulences induites par la rotation rapide dans cette dernière. Le disque de décrétion de ces étoiles est représenté dans le plan équatorial. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

La dynamique interne àl’oeuvre

Différents types d’oscillations se propagent dans les intérieurs stellaires : les ondes acoustiques dues à la compressibilité du milieu et les ondes de gravité dues à la force d’Archimède. Dans le cas des deux étoiles Be tardives étudiées ici, ce sont les ondes de gravité, fortement influencées par la rotation rapide (on les appelle alors ondes gravito-inertielles) qui permettent de sonder la structure interne jusqu’au coeur nucléaire. C’est alors que la surprise intervient : en comparant le spectre des oscillations observé par le satellite CoRoT au calcul théorique des fréquences, on comprend que ce coeur convectif est 1,25 plus lourd et 1,2 fois plus étendu que ce qui est prédit par les modèles statiques dits standards des étoiles où la dynamique interne, en particulier la rotation, n’est pas prise en compte. Ceci indique que les processus dynamiques ignorés dans le modèle statique des étoiles sont à l’oeuvre, notamment au niveau de la frontière entre le coeur convectif et l’enveloppe radiative externe. En utilisant les connaissances de l’hydrodynamique interne des étoiles massives et des modèles des pulsations de ces dernières prenant en compte la rotation rapide, les scientifiques ont pu expliquer ce désaccord entre les observations et le modèle statique des étoiles. Tout d’abord, ils ont montré que les mouvements convectifs du coeur qui pénètrent dans l’enveloppe radiative du fait de leur inertie peuvent expliquer les deux tiers de son extension "non-standard’’ observée. Le tiers restant s’explique par les mouvements internes très lents et la turbulence générée par la rotation différentielle de l’enveloppe radiative. De plus, à l’aide d’observations spectro-polarimétriques complémentaires effectuées au Télescope Bernard Lyot du Pic du Midi, ils ont pu montrer que ces étoiles ne présentent pas de champ magnétique de surface détectable et contraindre l’intensité maximale que pourrait avoir un champ magnétique fossile dans l’enveloppe radiative. Ils ont alors conclu que la dynamique serait dominée par la rotation dans le cas de ces étoiles qui tournent de façon extrêmement rapide.

Figure 2 : Gauche : le satellite d’astérosismologie CoRoT ; Droite : le Télescope Bernard Lyot du Pic du Midi. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Ce résultat montre une fois de plus la puissance de l’astérosismologie qui permet, combinée avec d’autres techniques telles que la spectro-polarimétrie pour l’étude des champs magnétiques et la simulation numérique des mouvements internes des étoiles, de contraindre de manière de plus en plus forte la structure et l’évolution des étoiles. Il montre aussi l’importance des étoiles massives en rotation rapide qui constituent un laboratoire précieux pour comprendre le rôle de la rotation dans l’évolution des étoiles en général. Référence Seismic modelling of the late Be stars HD181231 and HD175869 observed with CoRoT : a laboratory for mixing processes, Neiner C., Mathis S., Saio H., Lovekin C., Eggenberger P., Lee U. A&A 2012, in presse Contact Coralie Neiner (Observatoire de Paris-LESIA, CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013