HD57682

HD57682 : une étoile Be à suivre

English version

Objectifs et modélisation :

Mesurer l'activité de la raie Hα grâce la valeur de sa largeur équivalente EW.
Elle serait due aux variations du disque en rotation autour de l'étoile de type B(e).
- Qu'est-ce qu'une étoile Be ?
Conditions d'observations :
- Lieu : OVA (Observatoire du Val de l'Arc), Bouches du Rhône, France.
- Observateur : Benjamin Mauclaire.
- Matériel : SCT 12" (0.305 mètres)+spectroscope Lhires3 2400 traits/mm (0.115 Å/pixel)+CCD KAF-1600.
- Logiciels : acquisition avec AudeLA, prétraitement et analyse spectrale avec SpcAudace (AudeLA).

Spectre d'une vue d'ensemble :

Spectre basse résolution de cette étoile Oe :

hd57682_20110420_895.fit
Spectre colorisé :
Zoom sur la zone de la raie Ha et He I 6678 :

Résultats :

Contexte :
Le 5 février 2010, Coralie NEINER (GEPI, Paris-Meudon obsevatory) solicitait sur la liste spectro-l les observateurs amateurs pour réaliser des spectres de HD57682 parallèlement à la campagne d'étude photométrique du satellite canadien MOST. Cela faisait depuis août 2008 (observation de José Ribeiro) que l'étoile n'avait pas été observé en spectroscopie.

Dear observers,
The MOST satellite is currently observing the very hot Be (actually Oe) star HD57682. The MOST observations will last until mid-February. We wish to monitor the Halpha emission of the star during these observations. Therefore as many Halpha observations as possible are requested in the coming weeks. The star is quite bright (V=6), so relatively easy to observe. So, if some of you have time to acquire Halpha spectra of HD57682 and upload them in the BeSS database, it would be very useful for our study.
Thanks!
Coralie

Thierry GARREL, Christian BUIL et moi-même lançont le run d'observation dès le 5 février 2010. Thierry et moi, constatons que la faiblesse de l'étoile ainsi que sa hauteur sur l'horizon induisent des poses unitaires de 960s voir 1200s sur près de 2 heures ! Au cours d'échanges d'emails avec Thierry, ce dernier indiqua que "most" signifiait "yahourt" en perse. Un surnom sympathique de cette étoile était tout trouvé : HD Yahourt.

Thierry pu poursuivre ses observations jusqu'au 14 février 2010, fin de la session MOST. Comme cette étoile m'intriguait par ses changements brusques, je décida de poursuivre les observations. Le 20 février 2010, je tomba sur un "burst" de la raie Ha. Il apparaît donc clair qu'un suivi régulier de certaines cibles est nécessaire. Donc, ne laissez pas vos télescopes prendre la poussière !

L'ensemble de ces observations est disponible sur la base de données BeSS et est visible de façon synoptique sur ArasBeam. C'est grâce à ArasBeam que François COCHARD a alors remarqué que l'observation du 20 février 2010 montrait une intense raie Ha.

À ce jour, Thierry GARREL et moi-même souhaitons mener une étude approfondie de cette étoile dans la mesure de nos disponibilités etde la météo ainsi qu'une réflexion sur notre démarche scientifique en tant qu'amateurs.
Une étoile qui varie rapidement :

Évolution rapide de la raie Ha au cours du temps.

Évolution rapide de la raie Ha au cours du temps.
Détection d'un flare le 2010/02/20 :

Animation de l'évolution de la raie Ha entre le 2008/08/16 et le 2010/03/14.
Détermination de la période de variation de la largeur équivalente EW :

Évolution de EW de la raie Ha au cours du temps. Remarque : EW(raie en émission)< 0.>

Ajustement de différents modèle aux données expérimentales.

Avec le jeu de données disponibles, il est légitime de penser que la période serait soit autour de 30 jours, soit autour de 15 jours. Un ajustement (Qtiplot) permet d'affiner ces valeurs présenties : T1=17.99 +/- 0.33 jours et T2=29.85 +/- 1.42 jours.
Débat :
Dans une récente publication de Coralie NEINER et al., HD57682 est caractérisée comme une étoile mangétique de type spectral O9IV dont l'intense champ magnétique de 1200 gauss possède une période de variation de quelques semaines. En raisonnant sur la rotation propre de l'étoile et de son rayon estimé à 7.0 Ro (incertitude de +2.4 Ro et -1.8 Ro, Ro=rayon solaire), nous avons estimé la période de rotation propre à avec +/- 11.5 jours près :
- 23.6 jours pour 7 Ro ;
- 31.8 jours pour 9 Ro ;
- 39.6 jours pour 9 Ro et Vsin(i)=12 km/s.
La période de 29.85 +/- 1.42 jours mesurée se trouve bien dans l'intervalle de confiance qui nécessite d'être réduit.

Les flares de la raie Ha du disque sont-ils corrélés avec les variations du champ magnétique de l'étoile ? Le disque de matière en rotation serait-il inhomogène au point qu'un morçeau plus dense deviendrait périodiquement en émission intense ?

Par ailleurs, la détermination de la période d'évolution de EW de la raie Ha nécessiterait d'être confirmée par un modèle réalisé sur davantage de mesures compte-tenu des incertitudes sur la période de rotation propre et pour trancher sur une période de variation de EW.
Appel à observations :
L'examen des données semble montrer qu'une session d'observation de 45 jours avec une fréquence de mesure tous les deux ou trois jours permettraient de définir correctement cette période. Nous parviendrions à couvrir ainsi au moins une période. De plus, d'après [1], les variations Ha et du champs magnétique étant d'origine rotative, ces nouvelles mesures pourraient aussi permettre de contraindre le moment angulaire. L'étoile étant chaque semaine plus basse sur l'horizon, il est nécessaire de réagir rapidement et de façon concerté entre les observateurs pour palier à la météo à et sa hauteur sur l'horizon.
À vos télescopes !
Remerciments :
La réalisation de ces graphiques et de ces mesures ont pu être établis grâce aux observations d'astronomes amateurs que sont Thierry GARREL (LHIRES3, 2400 t/mm), José RIBEIRO (LHIRES3, 1200 t/mm) et moi-même (LHIRES3, 2400 t/mm).
Bibliographie :
1. [1] : GRUNHUT J.H. and al., Discovery of a magnetic field in the O9 sub-giant star HD 57682 by the MiMeS Collaboration, Astron. Soc, 2009/10/09.
2. [2] : LAURA R. and al., Effects of metallicity on the rotationnal velocity of massive stars, The American Astronomical Society, 2004/09/01.

Observation du 08.895/04/2011 :

# JD=2455660.3949.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=0.76 A.
# sigma(EW)=1.23 A.
# SNR=32.

Observation du 03.874/04/2011 :

# JD=2455655.3738.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=2.54 A.
# sigma(EW)=1.14 A.
# SNR=32.

Observation du 26.847/03/2011 :

# JD=2455647.3473.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.97 A.
# sigma(EW)=1.14 A.
# SNR=33.

Observation du 24.862/03/2011 :

# JD=2455645.3619.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.67 A.
# sigma(EW)=0.41 A.
# SNR=93.

Observation du 20.858/03/2011 :

# JD=2455641.3575.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.15 A.
# sigma(EW)=0.61 A.
# SNR=64.

Observation du 19.903/03/2011 :

# JD=2455640.4032.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=0.31 A.
# sigma(EW)=1.66 A.
# SNR=24.

Observation du 09.883/03/2011 :

# JD=2455630.3826.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=0.81 A.
# sigma(EW)=1.68 A.
# SNR=23.

Observation du 06.875/03/2011 :

# JD=2455627.375.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.69 A.
# sigma(EW)=0.39 A.
# SNR=97.

Observation du 27.969/02/2011 :

# JD=2455620.4687.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=2.7 A.
# sigma(EW)=1.08 A.
# SNR=34.

Observation du 20.907/02/2011 :

# JD=2455613.4068.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.35 A
# sigma(EW)=1.2 A.
# SNR=32.

Observation du 18.920/02/2011 :

# JD=2455611.4203.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=0.94 A
# sigma(EW)=0.55 A.
# SNR=70.

Observation du 05.891/02/2011 :

# JD=2455598.3909.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=0.56 A
# sigma(EW)=0.46 A.
# SNR=85.

Observation du 01.972/01/2011 :

# JD=2455563.4716.
# =1.54263175598 A.
# sigma(EW)= A.
# SNR=.

Observation du 28.823/04/2010 :

# JD=2455315.3231.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=0.4 A.
# sigma(EW)=1.03 A.
# SNR=38.

Observation du 18.811/04/2010 :

# JD=2455305.3107.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.97 A.
# sigma(EW)=0.38 A.
# SNR=99.

Observation du 09.810/04/2010 :

# JD=2455296.3104.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.0 A.
# sigma(EW)=0.64 A.
# SNR=61.

Observation du 31.814/03/2010 :

# JD=2455287.3137.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=-0.23 A.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=-0.38 A.
# sigma(EW)=1.19 A.
# SNR=34.

Observation du 23.791/03/2010 :

# JD=2455279.2905.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=0.76 A.
# sigma(EW)=0.64 A.
# SNR=61.

Observation du 17.797/03/2010 :

# JD=2455273.2974.
# EW(28.1=6549.5-6577.6)=1.3900000000000001 A.
# sigma(EW)=0.56 A.
# SNR=68.

Observation du 20.842/02/2010 :

# JD=2455248.342.
# EW(37.4=6540.5-6577.900000000001)=0.54 A.
# sigma(EW)=0.9 A.
# SNR=58.
# Comment: Ha's line in burst!

Observation du 12.863/02/2010 :

# JD=2455240.3633.
# EW(37.4=6540.5-6577.900000000001)=1.71 A.
# sigma(EW)=1.27 A.
# SNR=40.

Observation du 07.849/02/2010 :

# JD=2455235.3489.
# EW(37.4=6540.5-6577.900000000001)=1.62 A.
# sigma(EW)=1.02 A.
# SNR=50.

Observation du 05.888/02/2010 :

# JD=2455233.3884.
# EW(37.4=6540.5-6577.900000000001)=1.0 A.
# sigma(EW)=1.3 A.
# SNR=40.