Physics
Scientific paper
Dec 2000
adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2000phdt.........4g&link_type=abstract
PhD Thesis, Observatoire de Strasbourg (UMR 7550) et Université de Montréal Département de Physique, Canada, yves@ll.iac.es
Physics
Scientific paper
Les spectres des étoiles Wolf-Rayet pop. I (WR) présentent de larges raies en émission dues à des vents stellaires chauds en expansion rapide (vitesse terminale de l'ordre de 1000 km/s). Le modèle standard des étoiles WR reproduit qualitativement le profil général et l'intensité des raies observées. Mais la spectroscopie intensive à moyenne résolution de ces étoiles révèle l'existence de variations stochastiques dans les raies (sous-pics mobiles en accélération échelles de temps: environ 10-100 min.). Ces variations ne sont pas comprises dans le cadre du modèle standard et suggèrent une fragmentation intrinsèque des vents. Cette thèse de doctorat présente une étude de la variabilité des raies spectrales en émission des étoiles WR pop. II; la question de l'impact d'un vent WR fragmenté sur le milieu circumstellaire est aussi étudiée: 1) à partir du suivi spectroscopique intensif des raies CIIIl5696 et CIVl5801/12, nous analysons quantitativement (via le calcul des Spectres de Variance Temporelle) les vents issus de 5 étoiles centrales de nébuleuses planétaires (NP) galactiques présentant le phénomène WR; 2) nous étudions l'impact de la fragmentation des vents issus de deux étoiles WR pop. I sur le milieu circumstellaire via: i) l'imagerie IR (NICMOS2/HST) de WR 137, et ii) l'imagerie H-alpha (WFPC2/HST) et l'interférométrie Fabry-Perot H-alpha (SIS-CFHT) de la nébuleuse M 1-67 (étoile centrale: WR 124). Les principaux résultats sont les suivants: VENTS WR POP. II: (1) Nous démontrons la variabilité spectroscopique intrinsèque des vents issus des noyaux de NP HD 826 ([WC 8]), BD +30 3639 ([WC 9]) et LSS 3169 ([WC 9]), observés durant respectivement 22, 15 et 1 nuits, et rapportons des indications de variabilité pour les noyaux [WC 9] HD 167362 et He 2-142. Les variabilités de HD 826 et BD +30 3639 apparaissent parfois plus soutenues (``bursts'' qui se maintiennent durant plusieurs nuits); (2) La cinématique des sous-pics de BD +30 3639 suggère une anisotropie transitoire de la distribution des fragments dans le vent; (3) Le phénomène WR apparaît purement atmosphérique: la cinématique des sous-pics, les amplitudes et les échelles de temps caractéristiques des variations, ainsi que les accélérations observées sont similaires pour les deux populations. Mais, pour HD 826, une accélération maximale d'environ 70 m/s2 est détectée, valeur significativement plus importante que celles rapportées pour les autres étoiles WR pop. I & II (environ 15 m/s2). La petitesse du rayon de HD 826 en serait la cause; (4) Comme pour les WR pop. I, de grands paramètres (β supérieur ou égal à 3-10) sont requis pour ajuster les accélérations observées avec une loi de vitesse de type beta. La loi beta sous-estime systématiquement les gradients de vitesse au sein de la région de formation de la raie CIIIl5696; (5) Les vents WR pop. II étant fragmentés, l'estimation des taux de perte de masse actuels à partir de méthodes supposant les atmosphères homogènes conduit à une surestimation i) des taux de perte de masse eux-mêmes, et ii) des masses initiales des étoiles avant qu'elles n'entrent dans la phase WR. IMPACT DES VENTS: (1) Au périastre, de la poussière est détectée dans l'environnement de la binaire WC+OB WR 137. La formation de poussières est soit facilitée, soit provoquée par la collision des deux vents chauds; le rôle capital de la fragmentation des vents (fournissant une compression localisée supplémentaire du plasma) est suggéré (2) La nébuleuse M 1-67 affiche une interaction avec le milieu interstellaire (MIS) non-négligeable (``bow-shock''). Les champs de densité et de vitesse sont très perturbés. Ces perturbations sont reliées, d'une part, à l'histoire des vents issus de WR 124 durant sa propre évolution, d'autre part, à l'interaction avec le MIS. Les fonctions de structure des champs de densitéet de vitesse de M 1-67 ne révèlent aucun indice en faveur d'une turbulence au sein de la nébuleuse (3) Des simulations hydrodynamiques 2D réalisées avec le code ZEUS-3D montrent qu'un fragment dense formé près du coeur hydrostatique stellaire ne peut probablement pas, sans adjoindre les effets de bouclier et de confinement radiatifs, atteindre des distances nébulaires.
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