Magnétisme dans les Étoiles Froides Évoluées

Magnetism in Cool Evolved Stars

• Auteur / Autrice : Stefan Georgiev Mikhov
• Direction : Agnès Lebre, Renada Konstantinova-Antova
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique et Astrophysique
• Date : Soutenance le 10/12/2021
• Etablissement(s) : Montpellier en cotutelle avec Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences, Sofia
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Information, Structures, Systèmes (Montpellier ; 2015-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire Univers et Particules de Montpellier (Montpellier)
• Jury : Président / Présidente : Ana Palacios
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Agnès Lebre, Renada Konstantinova-Antova, Ana Palacios, Andrea Chiavassa, Fabrice Herpin, Antoaneta Antonova, Dragomir Marchev
• Jury : Rapporteur / Rapporteuse : Andrea Chiavassa, Fabrice Herpin

Mots clés

Mots clés contrôlés

Étoiles froides

Étoiles -- Champs magnétiques

Mots clés libres

Magnétisme Stellaire

Étoiles Froides Évoluées

Évolution Stellaire

Stellar Magnetism

Cool Evolved Stars

Stellar Evolution

Résumé

Cette thèse présente une étude de 5 étoiles froides évoluées, magnétiquement actives, de différents types spectraux et stades évolutifs. Ces étoiles sont étudiées à l'aide d'un suivi observationnel de longue haleine, conduit en spectropolarimétrie haute résolution avec l’instrument Narval et son successeur NeoNarval, installés sur le Télescope Bernard Lyot à l'observatoire du Pic du Midi, France. Les étoiles étudiées sont 3 géantes de type spectral M (RZ Ari, β Peg, EK Boo), une post-AGB pulsante (R Sct) et la supergéante rouge Betelgeuse. Le logiciel LSD (méthode de déconvolution par moindres carrés) est utilisé pour extraire les caractéristiques de polarisation des spectres stellaires.Pour les 3 géantes M, le champ magnétique de surface est détecté et sa composante longitudinale (Bl) est mesurée directement à partir d'observations en polarisation circulaire (Stokes V). La variabilité temporelle du champ magnétique de surface est comparée à celle des raies spectrales, dont les indicateurs d'activité magnétique : raies H&K du Calcium, raie Hα; de l’Hydrogène, triplet infrarouge du Calcium. L’analyse de la variation de Bl et des indicateurs d'activité permet de préciser les caractéristiques des champs magnétiques de ces 3 géantes M. Une amélioration de la méthode classique de détermination des paramètres stellaires, incluant vitesse de rotation projetée vsini et vitesse de macroturbulence vmac, est développée. Cette méthode originale, combinant synthèse spectrale et approche multi-raies (LSD) est utilisée afin de déterminer, pour l’étoile RZ Ari, des valeurs plus précises des vitesses vsini et vmac afin de mieux comprendre l'origine du champ magnétique de surface. Pour RZ Ari, un scénario d'engloutissement planétaire pourrait avoir déclenché son activité magnétique. Une autre explication, pour le champ magnétique des géantes M, pourrait être une dynamo locale due à des cellules convectives géantes, si de telles structures existent dans ces objets. Pour β Peg et EK Boo, une explication de l'origine du champ magnétique reste une dynamo de type α-Ω.Pour l'étoile post-AGB variable pulsante R Sct, l’analyse des signatures détectées en polarisation circulaire s’appuie sur l’un des plus longs suivis spectropolarimétriques à haute résolution jamais réalisé pour cette cible. L’origine stellaire et magnétique de ces signatures est confirmée, et attribuée à l'effet Zeeman. L'échelle de temps des variations du champ magnétique de surface associé est de quelques mois, similaire à celle de la pulsation stellaire. Les différences entre la dynamique dans les couches inférieures, quasi-photosphériques et supérieures de l'atmosphère étendue de R Sct sont établies par l’analyse des spectres à haute résolution de l'étoile. Une utilisation optimisée de la méthode LSD est proposée pour mieux sonder le champ magnétique de surface d'étoiles pulsantes possédant une atmosphère très étendue. Cette approche originale est utilisée sur R Sct pour estimer la composante longitudinale de son champ magnétique, et notre étude montre que les ondes de choc se propageant périodiquement à travers l’atmosphère stellaire pourraient amplifier l’intensité du champ magnétique de cette étoile froide évoluée.Afin d'étudier les mouvements convectifs au niveau de la photosphère de la supergéante rouge Betelgeuse, une nouvelle méthode est développée pour construire des images tridimensionnelles (3D) de la surface de cette étoile à partir d'observations à haute résolution en polarisation linéaire (Stokes Q&U). Cette méthode est utilisée pour créer les toutes premières images 3D de ce type. De leur examen, est déduite la présence d'au moins une force qui contrecarre la gravité à ce niveau de l'atmosphère de Betelgeuse. Cette force (ou ces forces) permet d’obtenir des vitesses de convection proches de la vitesse d’échappement de Betelgeuse et pourrait, au moins partiellement, expliquer la perte de masse observée pour cette étoile et pour d'autres étoiles supergéantes rouges.

This Thesis presents a study of five magnetically active cool evolved stars of different spectral types and different evolutionary status. All the stars are studied using long-term monitoring in high resolution spectropolarimetry obtained with the instrument Narval and its successor, NeoNarval, installed on the Télescope Bernard Lyot at the Observatoire du Pic du Midi, France. The studied stars are three M giants (RZ Ari, β Peg, EK Boo), located on the tip-RGB and early-AGB, one post-AGB pulsating variable (R Sct) and one red supergiant (α Ori, a.k.a. Betelgeuse). To extract the mean polarization features from the stellar spectra, the Least Square Deconvolution (LSD) method is used.For the M giant stars, the surface magnetic field is detected and its longitudinal component (Bl) is directly measured from circular polarization observations (Stokes V). The temporal variability of the surface magnetic field is compared to that of spectral lines - indicators of magnetic activity: Ca H&K, Hα and the Ca infrared triplet lines. Based on the variability of Bl and the spectral activity indicators, the characteristics of the respective magnetic fields are inferred in the three M giants. An original improvement of the classical method for the determination of stellar parameters, including the projected rotational velocity vsini and the macroturbulent velocity vmac, is developed. This new method which combines spectrum synthesis and multi-line tools (LSD) is then used in order to determine the parameters vsini and vmac for the M giant RZ Ari. A more precise vsini will help for a better understanding of the origin of its surface magnetic field. For RZ Ari, a planet engulfment event is suspected to have triggered its magnetic activity. Another possible explanation for the magnetic field in M giants could be a local dynamo due to large convective cells, if such cells exist there. For β Peg and EK Boo, a possible explanation for the origin of the magnetic field is the α-Ω dynamo.For the post-AGB pulsating variable star R Sct, Stokes V signatures are detected from circular polarization observations collected along the longest high resolution spectropolarimetric monitoring ever done on this target. Their stellar origin is confirmed and attributed to a weak surface magnetic field which manifests itself through the Zeeman effect. The timescale of variation of this surface magnetic field is shown to be of a few months, similar to the timescale of the stellar pulsation. The differences between the dynamics in the lower, near-photospheric and the upper layers of the extended atmosphere of R Sct are illustrated by analysing the high resolution spectra of the star. A refined approach is presented for the application of the LSD method in order to better probe the surface magnetic field in the case of such pulsating stars with a very extended atmosphere. This approach is then used on R Sct to estimate the longitudinal component of the magnetic field (Bl), and the presented study shows that shockwaves propagating throughout its atmosphere might amplify the magnetic field strength of this cool evolved star.In order to study the convective motions at the level of the photosphere of the red supergiant Betelgeuse, a new method is developed for building three-dimensional (3D) images of the surface of this star using high resolution observations in linear polarization (Stokes Q & U). This method is used to create the first such 3D images for Betelgeuse. From their investigation, the presence of at least one force which counteracts gravity at this level of the atmosphere of Betelgeuse is suggested. This force (or forces) allows for convective velocities close to the escape velocity of Betelgeuse and could, at least partially, explain the mass-loss observed for this target and also for other red supergiant stars.