Ecole d'astronomie du CNRS : La rotation du Soleil et des étoiles

Ecole : La rotation du Soleil et des étoiles

du 11 au 15 juin 2007
au VVF "Les géraniums" d'Obernai



Programme de l'école :

HoraireIntervenantModule
Lundi
12h00-14h00Apéritif de bienvenue + déjeuner pour les inscrits
14h00-14h30Rozelot/NeinerWelcome
14h30-15h30Rozelot (OCA, Grasse)Les moments gravitationnels. Application aux étoiles.
15h30-16h30S. Turck-Chièze (CEA, Saclay)Le coeur du Soleil
16h30-17h00pause café
17h30-18h30J.P. Zahn (LUTH, Meudon)Le Soleil : une étoile en rotation lentedownloadmovie1movie2
19h30-20h30Diner
Mardi
09h00-10h00M. Rieutord (LATT, Toulouse)Effets de la rotation sur les oscillations d'une etoile (part 1)download
10h00-11h00M.J. Goupil (LESIA, Meudon)Effet de la rotation stellaire sur les oscillations de haute fréquence (type acoustiques) (part 1)
11h00-11h30pause café
11h30-12h30Ph. Stee (OCA, Grasse)Rotation critique, perte de masse et formation des disques : résultats obtenus avec l'interféromètre VLTI/AMBER. (part 1)download
12h30-14h00Déjeuner
16h30-17h30F. Royer (GEPI, Meudon)La rotation des étoiles de type A (part 1)download
17h30-18h30Ph. Stee (OCA, Grasse)Rotation critique, perte de masse et formation des disques : résultats obtenus avec l'interféromètre VLTI/AMBER. (part 2)
19h30-20h30Diner
Mercredi
09h00-10h00M. Rieutord (LATT, Toulouse)Effets de la rotation sur les oscillations d'une etoile (part 2)
10h00-11h00M.J. Goupil (LESIA, Meudon)Effet de la rotation stellaire sur les oscillations de haute fréquence (type acoustiques) (part 2)
11h00-11h30pause café
11h30-12h30F. Royer (GEPI, Meudon)La rotation des étoiles de type A (part 2)download
12h30-14h00Déjeuner
14h00-18h00Excursion
19h30-20h30Diner de l'école
Jeudi
09h00-10h00V. Bommier (LERMA, Meudon)Le champ magnétique solaire: surface et hautes couches. Champ réseau et inter-réseau. (part 1)download
10h00-11h00G. Meynet (Genève)Effets de la rotation sur l'évolution stellaire (part 1)
11h00-11h30pause café
11h30-12h30A. Domiciano de Souza (LUAN, Nice)Rotation rapide dans les étoiles massives (distorsions de surface; assombrissement gravitationnel) Observations au VLTI (part 1)download
12h30-14h00Déjeuner
16h30-17h30G. Meynet (Genève)Effets de la rotation sur l'évolution stellaire (part 2)
17h30-18h30F. Vakili (LUAN, Nice)Imagerie de surfaces stellaires par interférométrie au Dôme C de l'Antarctique.
19h30-20h30Diner
21h00-22h00Céline Bressy (archéologue du CNRS à Aix en Provence)La géochimie sur la piste de nos ancêtres. Comment reconstituer les espaces parcourus par caractérisation et provenance des archéomatériaux siliceux (silex, obsidienne)?
Vendredi
09h00-10h00V. Bommier (LERMA, Meudon)Le champ magnétique solaire: surface et hautes couches. Champ réseau et inter-réseau. (part 2)
10h00-11h00A. Domiciano de Souza (LUAN, Nice)Rotation rapide dans les étoiles massives (distorsions de surface; assombrissement gravitationnel) Observations au VLTI (part 2)download
11h00-11h30pause café
11h30-12h30Rozelot/NeinerBilan de l'école - Discussion
12h30-14h00Déjeuner pour les inscrits

Evènements spéciaux :

Lundi à 12h : Apéritif de bienvenue
Mercredi de 14h à 18h : Excursion
Mercedi soir : Dîner de l'école
Jeudi soir a 21h: Conférence "La géochimie sur la piste de nos ancêtres. Comment reconstituer les espaces parcourus par caractérisation et provenance des archéomatériaux siliceux (silex, obsidienne)?" par Céline Bressy, archéologue du CNRS à Aix en Provence.

Abstracts :

"Rotation rapide dans les étoiles massives (distorsions de surface; assombrissement gravitationnel) Observations au VLTI"
Armando Domiciano de Souza

La rotation est aujourd'hui acceptée comme un des paramètres fondamentaux qui régissent la structure et l'evolution stellaire. Nous verrons comment l'interférométrie optique/IR à longue base (OLBI en anglais) couplée à une modélisation astrophysique bien adaptée à l'OLBI peut apporter des contraintes fortes sur la physique des étoiles en rotation.
En particulier, les interféromètres modernes on permit un saut qualitatif et quantitatif important dans l'étude des étoiles en rotation rapide (celles avec des vitesses de rotation au-delà de 80% de la vitesse critique), grâce à des mesures directes de deux effets physiques majeurs présents dans ces rotateur rapides: la déformation géométrique de l'étoile et l'assombrissement gravitationnel. Nous allons présenter divers résultats récents sur la rotation rapide obtenus avec l'interféromètre du VLT (VLTI) de ESO et aussi avec d'autres interféromètres modernes (CHARA, NPOI et autres) qui ont relancé plusieurs études théoriques sur la rotation stellaire. Ces observations concernent des étoiles de différents types spectraux (A, B, Be), montrant que l'interférométrie stellaire est un outil crucial pour étudier la rotation stellaire à travers le diagramme HR.
En effet, ces résultats apportent des éléments clefs sur les théories du transport et perte du moment angulaire et de la masse, de l'origine du phénomène Be/B[e], de la rotation interne des étoiles et son impacte sur l'évolution stellaire, entre autres.
Dans ce contexte de la rotation stellaire vue par l'OLBI nous verrons également comment la spectro-interférométrie (combinaison de la haute résolution spectrale et spatiale) permet de déterminer le taux de rotation différentielle et l'orientation dans l'espace en 3D de l'axe de rotation stellaire.

"Les moments gravitationnels solaire"
Jean-Pierre Rozelot

Nous commencerons par faire un état des lieux sur la variabilité du diamètre solaire, d'une part de manière temporelle et d'autre part en latitude héliographique. Nous définirons les moments gravitationnels de manière générale en les appliquant ensuite au cas solaire. Nous dirons pourquoi ceux-ci sont importants en astrophysique, car à la croisée des chemins entre astrométrie, mécanique céleste et physique solaire.
Nous montrerons pourquoi il est important de passer de la notion de "diamètre" à celle de forme, donc d'écarts à la sphéricité. Ces asphéricités traduisent les inhomogénéités de structure interne.en effet, des avancées spectaculaires récentes concernant ces déformées solaires ont permis de mettre en évidence une couche de sous-surface (leptocline) dans laquelle s'opèrent un grand nombre de phénomènes physiques, et que l'on ne pensait pas jusqu'à présent si bien localisés. Toutefois, les mesures relèvent de la HRA, car les écarts à la sphéricité n'excédent pas quelques dizaines de mas, de même que les fluctuations du limbe (héliodésie à la LJR, héliosismologie).
Les connaissances ainsi acquises sur le Soleil peuvent être maintenant utilement transférées aux étoiles pour lesquelles une détermination précise de leur forme est connue, (exemple d'Altaïr ou Achernar par interférométrie).
Nous conclurons en montrant que cette approche nouvelle, c'est-à-dire celle l'étude d'un astre par ses déformées gravitationnelles, complémentaire des méthodes existantes telles que l'héliosismologie, s'incrit dans une dynamique de projets spatiaux, notamment GOLF-NG/DynaMMICS et SDO.

"Le champ magnétique solaire: surface et hautes couches, champ réseau et interréseau"
Véronique Bommier

La mesure de la polarisation des raies spectrales est le moyen d'accès au vecteur champ magnétique. En effet, la polarisation dépend du champ magnétique et celui-ci la modifie, du fait de l'effet Zeeman et de ses conséquences. Le cours commencera donc par la description des principaux effets du champ magnétique sur la polarisation des raies spectrales: l'effet Zeeman et l'effet Hanle qui est adapté à la mesure des champs plus faibles. Puis on s'intéressera à deux catégories d'observations:
1/ la mesure du vecteur champ magnétique dans les protubérances solaires par interprétation de l'effet Hanle. Plus de 300 protubérances ont été mesurées au Pic-du-Midi de 1974 à 1982, soit pendant toute la phase montante d'un cycle solaire. Après avoir parlé de la résolution des ambiguïtés de mesure, on présentera les cartes synoptiques solaires où les filaments (qui forment les protubérances lorsqu'ils sont vus au bord du disque) dessinent la ligne neutre du champ magnétique à grande échelle, et, au-dessus de cette ligne neutre, on a reporté les 300 mesures de champ dans les filaments. Ainsi la structure à grande échelle du champ magnétique solaire devient visible.
2/ la mesure du vecteur champ magnétique photosphérique avec le spectropolarimètre franco-italien THEMIS. La théorie est capable de dire, pour un champ magnétique donné, quelle serait la polarisation émergente, mais pour interpréter les mesures de polarisation il faut remonter au champ qui l'a créée, ce qu'on appelle "inverser". Après avoir décrit les principales approximations qui fixent le modèle d'atmosphère, l'algorithme d'inversion sera décrit. Les données THEMIS ainsi inversées ont fait apparaître la vision suivante du champ magnétique photosphérique: on distingue le réseau, localisé à la frontière des supergranules et dans les régions actives, où le champ est plutôt vertical et assez fort. Entre les mailles du réseau c'est le champ interréseau, qui est vu faible, turbulent en direction (sa direction change d'un pixel à l'autre), à tendance horizontale. Cette vision du champ réseau/interréseau sera montrée à travers une série de cartes de champ vecteur réalisées récemment.