Quelques objets importants à observer avec VINCI

Les objets mentionnés ici présentent un grand intérêt pour les premières observations scientifiques avec VINCI. Ils sont en général des représentants accessibles d’une classe d’objets scientifiquement importants. La liste n’est en aucun cas exhaustive! L’observabilité ainsi que la facilité d’interprétation des données VINCI sont évaluées pour chacun des objets

Epsilon Eridani

Intérêt scientifique L’étoile e Eridani est une des étoiles les plus proches du Soleil. Il s’agit d’une étoile naine de la séquence principale, de type spectral K2V et d’âge estimé 330 millions d’années (Habing et al 2001). Elle est entourée d’un disque de débris ou d’un anneau (Greaves et al. 1998) peut-être lié à la formation de planètes. Située à seulement 3 parsecs, elle est une cible de choix pour la caractérisation d’un disque circumstellaire.

Des études récentes (Hatzes et al. 2000) indiquent de manière convaincante la présence d’un compagnon de faible masse sur une orbite à longue période. Cette étoile est également intéressante pour la recherche de structures photosphériques (apparition et disparition de taches,…), car elle est classée comme variable de type BY Draconis.

Faisabilité des observations

Cette étoile a été observée sans problème particulier avec FLUOR en novembre-décembre 1999, mais sans pouvoir être résolue sur la base utilisée (38 mètres de longueur au sol). Sa magnitude en bande K (mK = 1,65) en fait une cible facile pour VINCI. Comme indiqué dans la Table 35, les observations effectuées sur la plus longue base du VLTI devraient résoudre totalement e Eri jusqu’à la première annulation de sa fonction de visibilité.

Des observations sur plusieurs lignes de base seraient particulièrement efficaces sur cette étoile. Table 35. e Eridani et le VLTI mV mK qDU estimé (mas) Distance (pc) Visibilité B=68 m e Eri 3,73 1,65 2,9 Visibilité B=202 m 3 80% <1% Il sera notamment possible de mesurer avec précision la taille réelle de l’étoile (avec la parallaxe Hipparcos).

Celle-ci a été déjà mesurée par l’interféromètre NPOI (Armstrong et al. 1998, Germain et al. 1999), qui a déterminé un excès de diamètre dans le visible de 16% comparé à une étoile normale de ce type spectral située sur la séquence principale. La mesure du diamètre dans l’infrarouge avec VINCI permettra de vérifier ces résultats et de sonder l’environnement de l’étoile. Le disque autour de e Eri est présumé très faible, avec un contraste de moins de 10-4 par rapport à l’étoile centrale.

Il semble que le disque soit vu pratiquement de face (Greaves et al. 1998), ce qui tend à le rendre plus difficilement détectable. Cependant, les propriétés du disque très près de l’étoile peuvent être très différentes de ces prévisions, qui sont basées sur des observations à plus faible résolution angulaire, et le disque pourrait en fait être détectable avec VINCI.

Un profil de luminosité radiale pourra être calculé à partir d’observations réalisées sur différentes lignes de base. La détection du disque reste incertaine, mais ces observations devraient de toute manière apporter des informations importantes sur la surface et l’environnement proche de e Eri. 

Le résultat des observations avec VINCI sera une série de points sur la courbe de visibilité de l’étoile, pour différents azimuths. On peut réaliser à partir de ces données un ajustement classique de modèle de disque stellaire (disque uniforme ou assombri) pour mesurer la taille de l’étoile (en supposant une distribution de lumière centro-symétrique).

Cela serait déjà un résultat utile pour compléter les mesures existantes dans le visible. Trois méthodes sont proposées pour diagnostiquer la présence d’un disque: 1) Ajustement direct d’un modèle de l’étoile centrale et du profil d’intensité du disque. Avec l’hypothèse que le disque est vu de face pour réduire le nombre de paramètres à déterminer, il ne devrait pas y avoir de difficulté particulière pour contraindre le modèle choisi, même avec un nombre limité d’observations.

Le nombre de paramètres à ajuster est estimé entre quatre et six selon le type de modèle. 2) Déconvolution de la fonction de visibilité obtenue avec VINCI en utilisant un modèle de l’étoile centrale seule. Cette approche bénéficierait du fait que e Eri est une étoile par ailleurs très bien étudiée par spectroscopie, et donc pour laquelle les modèles stellaires sont très bien contraints (Soderblom & Dappen 1989). Cette méthode est équivalente à fixer certains paramètres du modèle utilisé dans la méthode 1 décrite ci-dessus. 

Combiner les données NPOI et VLTI obtenues dans le visible et l’infrarouge respectivement, pour montrer un possible excès de diamètre aux grandes longueurs d’onde. Cela serait un symptôme de la présence de matière au voisinage de l’étoile. La détection est plus difficile par cette méthode (la différence de taille prévisible est très faible), mais présente l’avantage d’être moins dépendante du type de modèle choisi