Enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives: modélisation et observations à haute résolution angulaire du phénomène Be et B[e]
Résumé
The main objective of this PhD thesis was to add new elements to the knowledge of hot active stars and in particular the study of the Be and B[e] phenomena. To this aim, I have studied the différent characteristics of these objects and tried to highlight the différence between classical Be stars and B[e] stars. This allowed me to model the main characteristics thanks to the development of a radiative transfer code by Stee & Araùjo (1994). Based on this model, I created the code SIMECA (SIMUlation pour Etoiles Chaudes Actives) which I then adapted to the special case of a B[e] star modelled as a classical Be star surrounded by a circumstellar dust envelope. I solved the radiative transfer problem in the dust using the code developed by Lopez et al. (1995) based on a Monte Carlo method. I modified this code, which had been developed originally for AGB stars, and replaced the central blackbody by a Be star with its circumstellar envelope of gas. In order to test the validity of this model, I compared the results of the numerical simulations with observations. Due to the coming of the optical inteferometry at the VLT with the near infrared focal instrument AMBER, I extended the theoretical observables calculated by SIMECA to this wavelength range and in particular by simulating the line Bry at 21655 Â. This allowed me to make two proposals, one for the classical Be stars and the other for the B[e] stars, that was accepted as part of the guaranteed time allocated to the AMBER Consortium. To accomplish this, I performed an exhaustive study of the effects of different free parameters on the theoretical observables calculated by SIMECA. Finally the result of this work is the creation of a self consistent code SIMECA accessible with a friendly user interface and that allows the simulation of the principle caracteristics of the Be phenomenon together with a physical model that describes the circumstellar environment of the B[e] stars. These codes are available for the whole stellar physics community.
L'objectif principal de ce travail de thèse était d'apporter de nouveaux éléments dans la connaissance approfondie des étoiles chaudes actives et en particulier l'étude du phénomène Be etB[e]. Dans ce but, j'ai étudié les différentes caractéristiques de ces objets en soulignant la séparation entre étoiles Be classiques et étoiles B[e]. Cette distinction faite, j'ai cherché à modéliser ces principales caractéristiques grâce au développement d'un code de transfert radiatif initié par Stee & Araùjo (1994) à partir duquel j'ai créé le code SIMECA (SIMulation pour Etoiles Chaudes Actives). J'ai ensuite modifié ce dernier afin de l'adapter au cas particulier des étoiles B[e], en supposant qu'on pouvait assimiler une étoile B[e] à une étoile Be classique en lui ajoutant une enveloppe circumstellaire de poussière. J'ai résolu le problème du transfert radiatif dans la poussière en utilisant le code développé par B. Lopez (Lopez et al. 1995) basé sur une approche de type Monte Carlo. J'ai adapté ce code au problème astrophysique étudié en remplacant le corps noir central par une étoile Be avec son enveloppe circumstellaire de gaz. Afin de valider ce modèle j'ai comparé les résultats issus des simulations numériques à des observations multitechniques. Grâce à la mise en service prochaine du VLT et de son mode interférométrique équipé de l'instrument focal proche infrarouge AMBER, j'ai étendu les observables théoriques issus de SIMECA à ce domaine de longueur d'onde, notamment en simulant la raie Bry à 21655 Â. J'ai ainsi pu présenter deux programmes d'observations, le premier axé sur les Be et le second sur les B[e], qui ont été retenus dans le cadre du temps garanti attribué au Consortium AMBER. Pour ce faire, j'ai été amené à réaliser une étude exhaustive de l'influence des différents paramètres libres sur les observables théoriques issus de SIMECA. Finalement, il résulte de ce travail la création d'un code de calcul autocohérent, SIMECA, accessible via une interface user-friendly simulant les principales caractéristiques du phénomène Be, ainsi qu'un code physique décrivant l'environnement circumstellaire des étoiles B[e], codes disponibles pour l'ensemble de la communauté "physique stellaire".