NGC 2099 - M37
NGC 2099 - M37

M37 aka NGC 2099, le 15 janvier 2018 entre 23H30 et 02H00 . Nerpio. C11 Edge HD, réducteur de focale Célestron x 0.72, ATIK 4000 MM, Paramount ME Logiciels CCD AP, MaximDL et Pixinsight (sans PhotoShoping) Poses unitaires de 150 secondes. 15L 8R 8B. Astrométrie par PI : Resolution ........ 0.387 arcsec/px Field of view ..... 26' 15.3" x 26' 20.4"

NGC 2099 - M37
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NGC 2099 - M37

Exploration de l'activité chromosphérique des étoiles de faible masse

Auriga, le Cocher
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Introduction

Acquisitions "en mode flemme" d'une nuit où la lune était présente, mais avec une turbulence trop basse pour "laisser passer ça", je n'ai pas pu résister à imager un amas en attendant que la grosse aille se coucher. 


Résultat, j'ai passé la journée à décrypter un article assez difficile à lire ....

NGC 2099 - M 37
NGC 2099 - M 37

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Description

M37 (NGC 2099 = GC 1295 = JH 369) est un amas ouvert de magnitude 5.6 (visible à l’œil nu) situé dans la constellation du Cocher. Il a été découvert indépendamment par l'astronome sicilien Giovanni Battista Hodierna en 1654 et par Charles Messier 10 ans plus tard. John Dreyer l'a décrit comme un "amas, riche, plus compact au centre, avec des étoiles petites et grandes ».


M37 est situé à environ 1 383 pc (∼4 510 a.l.) du système solaire et les estimations récentes lui donnent un âge d'environ 500 millions d'années. La taille apparente de l'amas est de 15,0 minutes d'arc, ce qui, compte tenu de la distance, donne une taille réelle maximale d'environ 19,7 années-lumière.

Comète 21P Giacobini-Zinner et M37 le 10 septembre 2018
Comète 21P Giacobini-Zinner et M37 le 10 septembre 2018

(Image: © Miguel Claro)

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Un peu de science

M37 est un amas ouvert, c'est à dire est un amas stellaire groupant entre 100 et 1 000 étoiles de même âge liées entre gravitationnellement, et dont le diamètre varie de 1,5 à 15 pc (avec une moyenne de 4 à 5 pc). Les amas ouverts étant peu lumineux, ils s’observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique, et dans les galaxies proches : les deux Nuages de Magellan et la galaxie d’Andromède.


Amas de type de type II1r selon la classification des amas ouverts de Robert Trumpler, cette annotation indique que M37 renferme plus de 100 étoiles (lettre r), dont la concentration est moyenne (II) et dont les magnitudes se répartissent sur un petit intervalle (le chiffre 1). 


Trumpler était une astronome Suisse-américain ayant noté le premier que la luminosité des amas globulaires les plus distants était plus faible qu'escompté et que les étoiles apparaissaient plus rouges (phénomène d'extinction interstellaire, mis en évidence en 1930). Les amas globulaires ayant servi à estimer la taille de la Voie lactée, ce résultat conduisit à une réduction par rapport aux estimations précédentes de près de 40 %)  Cette classification est assez ancienne et de nombreux amas contiennent en réalité passablement plus d'étoiles que le nombre estimé par Trumpler.


Sa classification peut se résumer de la sorte : 


Concentration


  • I : L'amas est détaché du fond stellaire avec une forte concentration centrale

  • II : L'amas est détaché du fond stellaire avec une légère concentration centrale

  • III : L'amas est détaché du fond stellaire sans concentration centrale

  • IV : L'amas est peu détaché, la zone étant plus dense en étoiles.


Variété de l'éclat


  • 1 : Toutes les étoiles présentent à peu près le même éclat apparent ;

  • 2 : Les étoiles présentent une dispersion assez régulière de leur éclat ;

  • 3 : À côté de quelques étoiles très éclatantes, de nombreuses étoiles plus faibles se répartissent sur une gamme plus étendue de magnitude.


Nombre d'étoiles


  • p : L'amas est pauvre et possède moins de 50 étoiles ;

  • m : L'amas est moyennement riche et possède de 50 à 100 étoiles ;

  • r : L'amas est riche et possède plus de 100 étoiles.


Enfin, la lettre "n" à la fin de la classification indique la présence d'une nébuleuse avec l'amas.


Les amas ouvertes se forment au sein de nuages moléculaires, grands nuages de gaz et de poussières qui constituent les nébuleuses diffuses. Comme le temps nécessaire à leur formation est beaucoup plus faible que leur durée de vie, toutes les étoiles d’un amas ouvert ont peu ou prou le même âge et, comme elles proviennent de la même nébuleuse, la même composition chimique. Ainsi, les seules différences existant entre les étoiles d’un amas ouvert proviennent surtout de leur masse. La plupart des amas ouverts sont dominés par leurs étoiles géantes bleues de type O ou B, qui sont très lumineuses mais présentent une courte durée de vie. Il est facile d'estimer l’âge d’un amas ouvert en regardant le rapport entre le nombre de ses étoiles bleues, jaunes et rouges ; plus les étoiles bleues sont nombreuses, plus l’amas est jeune.


Les étoiles d'un amas ouvert sont initialement très proches les unes des autres et se déplacent à la même vitesse autour du centre de la galaxie. Après environ un demi-milliard d’années, il tend à être perturbé par des facteurs externes, donnant des vitesses légèrement différentes à ses étoiles qui dérivent ainsi de plus en plus. Quand ceci se produit, l'amas devient un « courant » d’étoiles, qui ne sont plus assez proches pour former un amas ouvert, mais qui se déplacent toutes dans une direction et à des vitesses semblables. En l'occurence, l'amas ouvert le plus proche de ce type est dans la Grande Ourse, ou pour être plus exact, c’est la Grande Ourse, aussi appelé le Courant d'Etoiles de la Grande Ourse. En effet, la plupart des étoiles de ce célèbre astérisme sont les membres d'un vieil amas ouvert mobile presque entièrement dispersé. Sirius est un ancien membre de cet amas. Le Soleil, bien qu'actuellement "dans" le Courant de la Grande Ourse, n’en est pas un vrai membre, il ne fait que le traverser.


En général, après environ un milliard d’années, les amas ouverts ont totalement disparu, les étoiles l’ayant constitué ayant été dispersées par la rotation de la voie lactée (comme pour l’amas auquel appartenait le Soleil). Les amas extrêmement denses restent ensemble plus longtemps.

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Sur les 300 études référencées où M37 apparaît, je n'ai lu que l’une des dernières. Il s’agit d’une étude spectroscopique visant à caractériser l’activité chromosphérique des étoiles de faible masse de l’amas, mesurée par leur émission en Hα.


Explorer cette activité  s'explique par la relation (assez empirique) entre l'âge, la période de rotation et l'activité magnétique des étoiles. Deux des traceurs d’activité stellaire couramment utilisés sont 1) le flux de rayons X, qui provient de la couronne des étoiles de type tardif, et 2) l’émission Hα, qui trouve son origine dans la chromosphère.


En raison de leurs mécanismes de réchauffement liés, il est attendu une corrélation entre les émissions de rayons X et les émission Hα dans les étoiles magnétiquement actives.

Mais du fait de ce caractère empirique, disposer de données observationnelles provenant de populations d'étoiles homogènes et contemporaines (comme on peut les observer au sein des amas ouverts) prend toute son importance.


Honnêtement le texte est touffu mais intéressant (cf. lien dans les Soursces) car la relation "rotation - activité coronale" (et donc chromosphérique) est considérée comme une approximation de la dynamo stellaire sous-jacente responsable de l'activité magnétique des étoiles de type "solaires" et tardif. Or qui dit activité magnétique, dit impact sur le cortège planétaire de ces étoiles.  Qui dit planètes, dit exploration de leur "habitabilité potentienlle"...


Je ne développerais pas ce point de l’article où les auteurs expliquent qu'il est intéressant de chercher une relation entre l’âge, la rotation et l’activité (ie ARAR pour Age–Rotation–Activity Relation) des étoiles de faible masse, mais cette relation indique qu'il est plus probable que des planètes ressemblant à la Terre soient découvertes dans les zones habitables d’étoiles "dispersées", anciennes et de faible masse (et - pour le moment - situées dans notre banlieue galactique proche, étant données les limites techniques de l'instrumentation actuelle).


Quoi qu'il en soit, pour mieux appréhender l'« environnement » de ces étoiles en terme d’exposition aux rayonnements (que l’on pourrait aussi qualifier « d’irradiation »), il est nécessaire de disposer d'une ARAR robuste pouvant leur être appliqué.


Et une fois cette ARAR connue, cad si la dépendance de la période de rotation au flux de rayon X et à l'émission Hα est connue, une mesure de ces deux paramètres pourra être utilisée pour déterminer l’âge précis de l'étoile mais aussi d'étoiles de champ isolées. Ce qui revient indirectement à déterminer leur « habitabilité potentielle » (les scientifiques étant d’éternels optimistes).


Cette relation a été étudié en détail pour les étoiles partiellement convectives et plus récemment pour les étoiles convectives, censées fonctionner en "dynamo d’interface".


Sans rentrer dans trop de détails, cette étude nous permet d'intrduire une notion de mécanique des fluides, le nombre de Rossby (Ro).


Le nombre de Rossby tient son nom de Carl-Gustaf Rossby, un météorologiste suédois. Il s'agit d'un nombre sans dimension qui représente le rapport entre les forces d'inertie et les forces dues à la rotation qui caractérisent le mouvement d'un fluide dans un repère tournant.


On fait ainsi la différence entre un écoulement à fort nombre de Rossby ou un écoulement à faible nombre de Rossby. En géophysique, par exemple, si le nombre de Rossby est très supérieur à l'unité (=1), alors les forces de Coriolis sont négligeables devant l'inertie de l'écoulement (exemples : une conduite d'eau, une rivière, un torrent). Dans le cas contraire d'un nombre de Rossby très inférieur à 1, les forces de Coriolis dominent le mouvement du fluide (exemples : la circulation océanique globale, les perturbations atmosphériques).


On conçoit ainsi intuitivement assez bien que les écoulements influencés par la rotation terrestre soient plutôt des écoulements se produisant à des échelles importantes.


En astrophysique, on retrouve Ro dans les mesures de la pente des lois de puissance de la relation entre le nombre de Rossby (rapport entre la période de rotation et le temps de rotation convectif) et la luminosité fractionnelle des rayons X, lois de puissance importantes dans la compréhension de ces dynamos magnétiques stellaires des étoiles à convection (totale ou partielle).


Pour en revenir à l'activité chromosphérique , il faut aussi prendre en considération les données observationnelles selon lesquelles les étoiles de type tardif (ie les types spectraux K, M, S ou C de la séquence principale) ont une vitesse de rotation et une intensité du champ magnétique qui diminuent avec le temps.

Cette diminution résulterait d'une boucle de rétroaction dans laquelle les vents enlèveraient du moment cinétique de l'étoile, freinant sa rotation et diminuant le cisaillement entre les zones radiative et convective internes, responsables de la génération du champ magnétique. Le champ magnétique plus faible résultant produisant alors des vents plus faibles, ceux-ci continueraient à faire ralentir l'étoile et à affaiblir davantage son champ magnétique, mais à un rythme moindre.


Pour en revenir à notre amas, avec ses plus de 400 membres dont la période de rotation est connue et ses plus de 270 membres dont les mesures de flux du rayonnement X sont connues, M37 est donc le meilleur "laboratoire" pour évaluer ces modèles empiriques que nous évoquions ci-dessus, et d'ailleurs, au moment de la publication de l'article, il n’existait pas d’autre base de données observationnelles comparable pour une population stellaire de cet âge et de cette taille au sein d'un amas plus ancien (autre que les Pléiades, d'un âge estimé à 112 millions d'années).


Que retenir de cette étude ? Les auteurs y concluent que 1) l'activité chromosphérique décroissait beaucoup plus lentement que l'activité coronale avec l’augmentation de Ro et 2) que le Ro de leur indicateur d’activité chromosphérique était plus petit que le Ro de leur indicateur d'activité coronal, ce qu’ils ont interprété comme une preuve possible d’un "stripping coronal", probablement dû à la fois aux forces centrifuges et à la fois à un déséquilibre entre l’équilibre de pression magnétique et plasmatique.


Velu, ce papier, vraiment…

Références :

Chromospheric and coronal activity in the 500 myr old open cluster m37 : evidence for coronal stripping ? A. Núñez, M. A. Agüeros, K. R. Covey  & Mercedes Lopez-Morales. The Astrophysical Journal, 834:176 (10pp), 2017 January 10.

Date  de création : 

Date  de modification :

23 01 2019

04 12 2020