L'extension du disque circumstellaire d'une étoile chaude active (Be) vient d'être pour la première fois estimé aux longueurs d'onde de l'infrarouge thermique par l'instrument MIDI équipant l'interféromètre VLTI. D'après les chercheurs de l'Observatoire de la Côte d'Azur, appartenant au consortium européen qui a réalisé l'instrument MIDI, la surprise semble venir de la présence possible d'un compagnon invisible autour de l'étoile Be α Ara, d'une masse comprise entre 1.4 et 2.8 masses solaire, situé à 32 rayons stellaires de l'étoile centrale qui confinerait le disque circumstellaire à l'intérieur de la sphère d'influence gravitationnelle du système binaire ainsi formé. Ce scenario permettrait d'expliquer pourquoi le disque circumstellaire de cette étoile n'est pas résolu par la base de 102m du VLTI contrairement aux prédictions théoriques pour ce type d'étoile.

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    L'instrument MIDI (Mid-Infrared Interferometer) du grand interféromètre VLTI (Very Large Telescope InterferometerVery Large Telescope Interferometer) de l'Observatoire Européen Austral au Chili est le premier instrument observant entre 8 et 13 µm à offrir une résolutionrésolution angulaire de l'ordre de 10 à 20 mas (milliseconde d'angle) selon les configurations utilisées (résolution correspondant à un immeuble de dix étages sur la Lune vu depuis la Terre).

    <br />Simulation numérique obtenue à partir du code SIMECA de l'étoile Be &#945; Ara. L'étoile centrale apparaît en bleu au centre de l'image, le disque est confiné par un compagnon de faible masse (1.4-2.8 masses solaires) situé à 32 rayons stellaires (orbite en rouge sur l'image). L'ensemble fait moins de 4 mas de diamètre angulaire sur le ciel


    Simulation numérique obtenue à partir du code SIMECA de l'étoile Be α Ara. L'étoile centrale apparaît en bleu au centre de l'image, le disque est confiné par un compagnon de faible masse (1.4-2.8 masses solaires) situé à 32 rayons stellaires (orbite en rouge sur l'image). L'ensemble fait moins de 4 mas de diamètre angulaire sur le ciel

    MIDI a été réalisé par un consortium européen d'instituts allemands, néerlandais et français (Observatoires de Paris et de la Côte d'Azur). Les premières données scientifiquement exploitables ont été obtenues pendant l'année 2003 et, après une phase délicate de traitement et d'analyse, les résultats commencent maintenant à s'accumuler.

    <br />Schéma de l'environnement circumstellaire de l'étoile Be a Ara déterminé à partir des contraintes observationnelles interférométriqes du VLTI/MIDI et spectroscopiques d'HEROS


    Schéma de l'environnement circumstellaire de l'étoile Be a Ara déterminé à partir des contraintes observationnelles interférométriqes du VLTI/MIDI et spectroscopiques d'HEROS

    L'observation du disque circumstellaire d'une étoile chaude par un interféromètre dans l'infrarouge thermique est une première. Elle a été rendue possible grâce à l'utilisation de télescopes sensibles de 8,2 m de diamètre du VLT permettant de réaliser des bases projetées de 79 m et 102 m (UT1-UT3) offrant ainsi des résolutions comparables à celles de télescopes de 79 et de 102 m de diamètre encore inaccessibles.

    <br />Vue d'artiste du système &#945; Ara : Copyright Meilland 2005


    Vue d'artiste du système α Ara : Copyright Meilland 2005

    Les étoiles chaudes actives (Be) sont des étoiles très lumineuses (environ un million de fois la luminositéluminosité de notre SoleilSoleil), massives (une dizaine de massesmasses solaire), en rotation très rapide (entre 200 et 400 km/s) et chaudes (entre 10000 et 25000° C). Pour comparaison, notre soleil à une vitesse de rotationvitesse de rotation à l'équateuréquateur de 2 km/s et une température de 5500° C. La force centrifugeforce centrifuge qui résulte de cette rotation élevée associée au rayonnement intense de l'étoile est capable de mettre en mouvementmouvement le gazgaz à la surface de l'étoile formant ainsi un disque circumstellaire. Ces étoiles sont de première importance pour notre GalaxieGalaxie car elles évoluent très rapidement et enrichissent donc le milieu interstellaire en éléments « lourds ». Leur température et leur luminosité élevées sont également des sources importantes de rayonnement UVUV capables d'ioniser et de chauffer le gaz de notre Galaxie sur de très grandes distances (plusieurs dizaines d'unité astronomiquesunité astronomiques). L'importance de cette perte de masse sur l'évolution de ces étoiles est encore mal connue comme la géométrie et l'extension de leur disque circumstellaire. Enfin, certaines de ces étoiles font partie de systèmes binairessystèmes binaires qui, pour les plus serrés d'entre eux, peuvent échanger de la matièrematière.

    <br />Visibilitées obtenues par l'instrument MIDI du VLTI et courbes théoriques (en tirets) issues du code SIMECA dans l'hypothèse ou le disque n'est pas tronqué (à gauche) et quand le disque est tronqué à 25 rayons stellaires par un compagnon de faible masse situé à 32 rayons stellaires de l'étoile centrale (à droite). L'accord entre les mesures et le modèle est bien meilleur dans le second cas

    Visibilitées obtenues par l'instrument MIDI du VLTI et courbes théoriques (en tirets) issues du code SIMECA dans l'hypothèse ou le disque n'est pas tronqué (à gauche) et quand le disque est tronqué à 25 rayons stellaires par un compagnon de faible masse situé à 32 rayons stellaires de l'étoile centrale (à droite). L'accord entre les mesures et le modèle est bien meilleur dans le second cas

    Le disque circumstellaire de l'étoile Beétoile Be α Ara, observé en Juin 2003 par le VLTI en combinaison avec des mesures spectroscopiques issues de l'instrument HEROS de l'ESOESO et des simulations numériquessimulations numériques du code SIMECA (SIMulation pour Etoiles Chaudes Actives) développé à l'Observatoire de la Côte d'Azur, pourrait être confiné par un compagnon de très faible masse (entre 1.4 et 2.8 masses solaires) situé à environ 32 rayons stellaires de l'étoile centrale. Cette distance est en accord avec les mesures obtenues par l'instrument MIDI qui semble favoriser un disque tronqué à 25 rayons stellaires correspondant au rayon de lobe de roche du système binaire ainsi formé. Ce scenario permettrait d'expliquer pourquoi le disque circumstellaire de cette étoile n'est pas résolu par la base de 102m du VLTI contrairement aux prédictions théoriques pour ce type d'étoile.