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Wolf-Rayet (WR) stars are understood to have clumpy winds [1]. Robert et al. [2] found a statistical relation between the variations of the polarization and the scattering light intensity, R = σ p/σ phot ≈ 0.05. To explain this result, we propose a model in which clumps are ejected from the surface of WR stars uniformly in space with a Gaussian time interval distribution. According to the observed R along with the subpeaks on the emission lines of WR stars, we can obtain the parameters of the velocity law index β, and of the clump ejection rate in a flow time N. Also, the fraction η of the total mass loss rate contained in the clumps can be found from the observed polarization.

Titre de l'écran-titre (visionné le 23 janvier 2024) / Un vidéo en mp4 montrant une interprétation à trois dimensions unique de NGC6888 révélant une coquille hautement inhomogène et des structures asymétriques. / Les vents des étoiles massives jouent un rôle majeur dans l'enrichissement du milieu interstellaire. L'étoile Wolf-Rayet WR136 a traversé au cours de sa vie plusieurs périodes de forte perte de masse, qui ont poussé des quantités notables de matière de sa surface jusqu'à la bulle qui l'entoure : NGC6888. Cette nébuleuse, aussi appelée la nébuleuse du Croissant, résulte de l'interaction entre les vents rapides actuels de l'étoile WR et le matériel éjecté pendant sa phase précédente de supergéante rouge ou de lumineuse bleue variable. Ce travail présente les données hyperspectrales de NGC6888 acquises par le spectromètre imageur à transformée de Fourier SITELLE (au télescope Canada-France-Hawaï), qui en permettent l'analyse spatiale et spectrale. Les sept cubes de données répartis sur deux champs de vue couvrent la majeure partie de la nébuleuse avec une résolution spectrale allant jusqu'à 3000, ce qui permet une description spatiale sans précédent de caractéristiques comme la température et la densité électronique, la cinématique et la morphologie. Le doublet de soufre décrit de basses densités électroniques plus faibles que 400 cm⁻³ alors que les raies aurorales [Nɪɪ]λ5755 et [Oɪɪɪ]λ4363 nous permettent de calculer des températures électroniques de 7000 et de plus de 20 000K respectivement, qui montrent encore ici la stratification entre les deux coquilles. Le champ de correction de l'extinction interstellaire sur toute la nébuleuse est déterminé pour la première fois. Les résultats incluent également une analyse en plusieurs couches de la cinématique de la bulle avec des vitesses d'expansion allant jusqu'à un minimum de 75 km s⁻¹ pour la bulle intérieure, filamenteuse et dominée par des émissions en Hα. La coquille extérieure, plus lisse et dominée par le doublet de [Oɪɪɪ]λλ4959,5007 montre plutôt des vitesses d'expansion allant jusqu'à 80 km s⁻¹. Une interprétation à trois dimensions unique de NGC6888 révèle une coquille hautement inhomogène et des structures asymétriques. / The study of nebulae around WR stars can hint us about the mass-loss history of massive stars and about the enrichment of the interstellar medium (ISM). We have observed the southwestern and northern part of the wind-blown bubble NGC6888, a Wolf-Rayet (WR) nebula using the imaging Fourier transform spectrometer SITELLE at the Canada-France-Hawaii Telescope. The observations consist of a total of 7 multispectral cubes covering two fields of view of 11 x 11 arcminutes². This gives an optical overview of NGC6888 allowing the investigation of the spatial and spectral variations of more than 23 characteristic visible lines with a resolution reaching up to 3000. Results include a multi-layered bubble's kinematics analysis with expansion velocities up to 75 km s⁻¹ for the inside bubble, clumpy and dominated in emission by the Hα line. The outside bubble, much smoother and dominated by the [O ɪɪɪ] line doublet shows expanstion velocities up to 80 km s⁻¹. The sulfur doublet [S ɪɪ]λλ6716,6731 describes tenuous electronic densities smaller than 400 cm⁻³ while other faint and auroral lines including [N ɪɪ]λ5755 and [O ɪɪɪ]λ4363 lead to electronic temperatures of approximately 7000 and up to 20 000 K respectively, which is coherent with the values in the literature but shows an evident stratification between the tow shells. A three-dimentional data interpretation reveals an inhomogeneous and asymetrical shell.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

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Malgré leur rareté et leur vie éphémère, les étoiles massives, par l’entremise de leur forte émission de rayonnements ultraviolet et de leurs vents stellaires importants, ont un fort impact sur l’enrichissement du milieu interstellaire en éléments lourds, ainsi que sur son ionisation, sa structure et sa cinématique. L’étude des étoiles massives et de leur perte de masse est essentielle pour mieux comprendre l’évolution stellaire. En particulier en fin de vie, lors de la phase Wolf-Rayet, on constate parfois la présence d’une nébuleuse sous forme de bulle autour de ces étoiles. Dans le cadre de cette étude, nous analysons la présence et les caractéristiques de ces bulles autour d’étoiles Wolf-Rayet dans la galaxie M33, avec les données de SITELLE, un spectromètre imageur installé au télescope Canada-France-Hawaii. Sur les 211 étoiles Wolf-Rayet connues dans cette galaxie, nous avons pu en observer 178 et détecter la présence de bulles autour de 43 d’entre elles grâce à des critères que nous avons déterminés à partir de nos données. Nous avons analysé chacune d’entre elles et nous présentons notre analyse et les résultats obtenus. Nous remarquons notamment l’absence de biais favorisant la présence d’une bulle autour d’un type spectral par rapport aux autres, et la présence de bulles intriquées autour de certaines étoiles WR pouvant attester de l’évolution des vents stellaires durant les différentes phases de la vie de l’étoile. / Despite their scarcity and their short lifetime, massive stars have a strong impact on the enrichment of the interstellar medium via their heavy element production, ultraviolet radiation and stellar wind emission. Hence, the study of massive stars and their mass-loss history is essential for the understanding of stellar evolution. Especially at the end of their lives, during the Wolf-Rayet stage, we often observe bubble-like nebulae surrounding massive stars. In this study, we analyze the presence and characteristics of these Wolf-Rayet bubbles in M33, with data from SITELLE, an instrument mounted on the Canada-France-Hawaii telescope. Of the 211 known Wolf-Rayet stars in M33, we were able to observe 178 of them and we detected the presence of a bubble around 43, according to the criteria we adopted based on our data. We present here the analysis and the results of our study. We find notably that the presence of bubbles doesn’t seem to be correlated with the spectral type of the progenitor star, and we observe a structure of nested bubbles around some of the WR stars, enlightening us on the evolution of stellar winds during the different phases of a massive star’s life.

L’étoile Wolf-Rayet WR 46 est connue pour sa variabilité complexe sur des échelles de temps relativement courtes de quelques heures et sur des échelles de temps plus longues de plusieurs mois. Des décalages périodiques mais intermittents en vitesse radiale ont déjà été observés dans ses raies d’émission optiques. Plusieurs périodes photométriques ont aussi été mesurées dans le passé. Des pulsations non-radiales, une modulation liée à la rotation rapide, ou encore la présence d’un compagnon de faible masse dont la présence reste à confirmer ont été proposées pour expliquer le comportement de l’étoile sur des échelles de temps de quelques heures. Dans un effort pour dévoiler sa vraie nature, nous avons observé WR 46 avec le satellite FUSE sur plusieurs cycles de variabilité à court terme. Nous avons trouvé des variations sur une échelle de temps d’environ 7,5 heures dans le continu ultraviolet lointain, dans l’aile bleue de la composante d’absorption du profil P Cygni du doublet de O vi 1032, 1038, ainsi que dans la composante d’absorption du profil P Cygni de S vi 933, 944. Nous avons également récupéré des données archivées de cette étoile obtenues avec le satellite XMM-Newton. La courbe de lumière en rayons X montre des variations sur une échelle de temps similaire aux courbes de lumière du continu ultraviolet et ultraviolet lointain, et le spectre rayons X de WR 46 est très mou avec un pic d’émission à des énergies plus faibles que 1 keV. Nous discutons des différentes contraintes sur la nature de la variabilité de cette étoile que ces nouvelles observations aident à poser. Parmi les scénarios suggérés, nous concluons que celui des pulsations non-radiales est le plus probable, bien que nous soyons encore loin d’une compréhension détaillée de WR 46. / The Wolf-Rayet star WR 46 is known to exhibit a very complex variability pattern on relatively short timescales of a few hours and also on longer timescales of months. Periodic but intermittent radial velocity shifts of optical lines as well as multiple photometric periods have been found in the past. Nonradial pulsations, rapid rotational modulation or the presence of a yet-to-be-confirmed low-mass companion have been proposed to explain the short-term behaviour. In an effort to unveil its true nature, we observed WR 46 with FUSE over several short-term variability cycles. We found significant variations on a timescale of about 7.5 hours in the FUV continuum, in the blue edge of the absorption trough of the O vi 1032, 1038 doublet P Cygni profile, and in the S vi 933, 944 P Cygni absorption profile. We also retrieved archival XMM-Newton data of this star. We found the X-ray light-curve to show variations on a timescale similar to the UV and FUV continuum light-curves, and the X-ray spectrum of WR 46 to be very soft with a peak below 1 keV. We discuss the different constraints on the nature of the variability that these new observations help to establish. Among the suggested scenarios, we conclude that non-radial pulsations is the most likely, although we are far from a complete picture.

Nous savons que la grande majorité des étoiles WC9 produit de la poussière à base de carbone. Cette dernière doit se former dans des zones de très haute densité afin de survivre à l’environnement hostile qu’est celui du vent d’une étoile WR. Les étoiles WC appartenant à un système binaire WR + O produisent de la poussière quand les vents des deux étoiles entrent en collision et forment une zone de choc pouvant augmenter la densité du gaz d’un facteur 1000. Par contre, plusieurs étoiles WC9 n’ont, à ce jour, montré aucun signe de la présence d’un compagnon. Le but du projet est de tenter d’identifier un mécanisme alternatif responsable de la formation de poussière dans les étoiles WC9 n’appartenant pas à un système binaire. Nous présentons les résultats d’une campagne d’observation visant à caractériser la variabilité spectroscopique d’un échantillon de huit étoiles WC9 et une étoile WC8d. Nos résultats indiquent que la majorité des étoiles montrent des variations à grande échelle dans la raie d’émission C III 5696, soit à un niveau d’au moins 5% du flux de la raie et que les structures dans le vent ont une dispersion de vitesses de l’ordre de 150-300 km/s. De manière générale, les variations de vitesse radiales sont anti-corrélées avec le coefficient d’asymétrie de la raie, ce qui semble infirmer la présence d’un compagnon. Des observations en photométrie de l’étoile WR103 montrent une période de 9.1 ± 0.6 jours qui s’accorde avec les variations spectroscopiques et qui ne semble pas, de manière évidente, d’origine binaire. / We know that the majority of WC9 stars produces carbon-based dust. To survive in the hot and harsh environement that is the wind of a WR star, the dust grains must be formed in regions of very high density. We know that WC stars that are part of a WR + O system can produce dust at periastron passage where the collision of the two stellar winds is strong enough to produce shocks that compress the gas to densities up to a factor 103 higher than that of the WR star. However, so far, many WC9 stars have shown no signs of a companion. The goal of the current project is to identify a mechanism that could be responsible for the formation of dust in single WC9 stars. We present the results of an observing campaign which aimed to characterize the spectroscopic variability of eight WC9 stars and one WC8d star. Our results indicate that most stars show large scale variations of their C III 5696 emission line that reach at least 5% of the total line flux, and that the structures in the wind have a mean velocity dispersion of 150-300 km/s. In general, the radial velocity variations are anti-correlated with the skewness variations. This seems to indicate that the variations are not due to the presence of a companion. Photometric observations of WR 103 show a period of 9.1 ± 0.6 days that agrees with the spectroscopic variations and does not seem from binary origin.

Central stars of planetary nebulae are low-mass stars on the brink of their final evolution towards white dwarfs. Because of their surface temperature of above 25,000 K their UV radiation ionizes the surrounding material, which was ejected in an earlier phase of their evolution. Such fluorescent circumstellar gas is called a "Planetary Nebula". About one-tenth of the Galactic central stars are hydrogen-deficient. Generally, the surface of these central stars is a mixture of helium, carbon, and oxygen resulting from partial helium burning. Moreover, most of them have a strong stellar wind, similar to massive Pop-I Wolf-Rayet stars, and are in analogy classified as [WC]. The brackets distinguish the special type from the massive WC stars. Qualitative spectral analyses of [WC] stars lead to the assumption of an evolutionary sequence from the cooler, so-called late-type [WCL] stars to the very hot, early-type [WCE] stars. Quantitative analyses of the winds of [WC] stars became possible by means of computer programs that solve the radiative transfer in the co-moving frame, together with the statistical equilibrium equations for the population numbers. First analyses employing models without iron-line blanketing resulted in systematically different abundances for [WCL] and [WCE] stars. While the mass ratio of He:C is roughly 40:50 for [WCL] stars, it is 60:30 in average for [WCE] stars. The postulated evolution from [WCL] to [WCE] however could only lead to an increase of carbon, since heavier elements are built up by nuclear fusion. In the present work, improved models are used to re-analyze the [WCE] stars and to confirm their He:C abundance ratio. Refined models, calculated with the Potsdam WR model atmosphere code (PoWR), account now for line-blanketing due to iron group elements, small scale wind inhomogeneities, and complex model atoms for He, C, O, H, P, N, and Ne. Referring to stellar evolutionary models for the hydrogen-deficient [WC] stars, Ne and N abundances are of particular interest. Only one out of three different evolutionary channels, the VLTP scenario, leads to a Ne and N overabundance of a few percent by mass. A VLTP, a very late thermal pulse, is a rapid increase of the energy production of the helium-burning shell, while hydrogen burning has already ceased. Subsequently, the hydrogen envelope is mixed with deeper layers and completely burnt in the presence of C, He, and O. This results in the formation of N and Ne. A sample of eleven [WCE] stars has been analyzed. For three of them, PB 6, NGC 5189, and [S71d]3, a N overabundance of 1.5% has been found, while for three other [WCE] stars such high abundances of N can be excluded. In the case of NGC 5189, strong spectral lines of Ne can be reproduced qualitatively by our models. At present, the Ne mass fraction can only be roughly estimated from the Ne emission lines and seems to be in the order of a few percent by mass. Furthermore, using a diagnostic He-C line pair, the He:C abundance ratio of 60:30 for [WCE] stars is confirmed. Within the framework of the analysis, a new class of hydrogen-deficient central stars has been discovered, with PB 8 as its first member. Its atmospheric mixture resembles rather that of the massive WNL stars than of the [WC] stars. The determined mass fractions H:He:C:N:O are 40:55:1.3:2:1.3. As the wind of PB 8 contains significant amounts of O and C, in contrast to WN stars, a classification as [WN/WC] is suggested. / Zentralsterne Planetarischer Nebel sind massearme Sterne kurz vor ihrer finalen Entwicklung zu Weißen Zwergen. Aufgrund ihrer Oberflächentemperatur von über 25 000 K sind sie in der Lage, durch Abstrahlung von UV-Licht das sie umgebende Material, welches in einer vorigen Phase ihrer Entwicklung abgestoßen wurde, zu ionisieren. Das solchermaßen zum Leuchten angeregte Gas bezeichnet man als Planetarischen Nebel. Etwa ein Zehntel der galaktischen Zentralsterne sind wasserstoffarm. Im Allgemeinen besteht die Oberfläche dieser Zentralsterne aus einer Mischung der Elemente Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff, welche z.T. durch Heliumbrennen erzeugt wurden. Die meisten dieser Sterne haben darüberhinaus einen starken Sternwind, ähnlich den massereichen Pop-I-Wolf-Rayet-Sternen und werden in Analogie zu diesen als [WC] klassifiziert, wobei die eckigen Klammern der Unterscheidung von den massereichen WC-Sternen dienen. Qualitative Analysen der Spektren von [WC]-Sternen lassen eine Entwicklungssequenz dieser Sterne von kühleren sogenannten late-type [WC]-Sternen (kurz [WCL]) zu sehr heißen, early-type [WC]-Sternen (kurz [WCE]) vermuten. Mithilfe von Computerprogrammen, die den Strahlungstransport im mitbewegten Beobachtersystem zusammen mit den statistischen Gleichungen der Besetzungszahlen der Ionen im Sternwind rechnen können, wurden quantitative Untersuchungen der Winde von [WC]-Sternen möglich. Erste Analysen mit Modellen ohne Eisenlinien ergaben dabei systematisch unterschiedliche Häufigkeiten für [WCL]- und [WCE]-Sterne. Während sich für [WCL]-Sterne ein Verhältnis der Massenanteile von He:C von etwas 40:50 ergab, fand man für die [WCE]-Sterne ein mittleres Verhältnis von 60:30 für die He:C-Massenanteile. Dabei sollte die Entwicklung von [WCL] nach [WCE] innerhalb einer sehr kurzen Zeit durch Aufheizung infolge der Kontraktion der Hülle erfolgen und nicht mit einer wesentlichen Abnahme der Kohlenstoffhäufigkeit bei gleichzeitiger Zunahme der Heliumhäufigkeit an der Oberfläche einhergehen. Im Rahmen der vorgelegten Arbeit wird untersucht, ob sich mittels verbesserter Modelle für die Atmosphären von [WC]-Sternen das He:C-Häufigkeitsverhältnis der [WCE]-Sterne bestätigt. Elaboriertere Modelle, welche vom Potsdamer WR-Modelatmosphären-Code (PoWR) berechnet werden können, berücksichtigen Line-Blanketing aufgrund von Elementen der Eisengruppe, kleinskalige Windinhomogenitäten und die Elemente He, C, O, H, P, N und Ne. Unter Bezug auf Sternentwicklungsmodelle, die die Ursache der Wasserstoffunterhäufigkeit von [WC]-Sternen erklären, sind insbesondere die Neon- und Stickstoff-Häufigkeiten interessant. Von den drei möglichen Entwicklungskanälen für [WC]-Sterne führt lediglich das VLTP-Szenario zu einer Stickstoff-Überhäufigkeit von einigen Prozent bezogen auf die Masse. Bei einem VLTP, einem very late thermal pulse, handelt es sich um einen plötzlichen, starken Anstieg der Energieproduktion in der helium-brennenden Schale, während das Wasserstoffbrennen bereits zum Erliegen gekommen ist. Infolge eines VLTPs wird sämtlicher Wasserstoff kurz nach dem thermischen Puls in tiefere Schichten gemischt und in Anwesenheit von C, He und O verbrannt. Infolgedessen wird N und auch Ne erzeugt. Bei der Analyse von elf [WCE]-Sternen wurden für drei von ihnen, PB 6, NGC 5189 und [S71d]3, Stickststoffmassenanteile von 1,5 % bestimmt, während für drei andere Sterne solche hohen Stickstoffhäufigkeiten ausgeschlossen werden können. Für NGC 5189 gelang außerdem die qualitative Reproduktion der beobachteten, starken Ne-Spektrallinien mittels unserer Modelle. Zur Zeit lässt sich aus der Stärke der Ne-Emissionslinien der Ne-Massenanteil leider nur abschätzen, er scheint aber im Bereich einiger Prozent zu liegen. Mittels eines diagnostischen He-C-Linienpaares konnte das He:C-Massenverhältnis von 60:30 für [WCE]-Sterne bestätigt werden. Als Ergebnis der Analyse von PB 8 postulieren wir eine neue Klasse von wasserstoffarmen Zentralsternen, die in ihrer Elementzusammensetzung eher an massereiche WNL-Sterne als an [WC]-Sterne erinnern. Die ermittelten Massenanteile H:He:C:N:O betragen 40:55:1.3:2:1.3, der Wind von PB 8 enthält daher im Unterschied zu WN-Sternen signifikante Mengen von O und C. Es wird daher eine Klassifizierung als [WN/WC] vorgeschlagen.

Nous savons que la grande majorité des étoiles WC9 produit de la poussière à base de carbone. Cette dernière doit se former dans des zones de très haute densité afin de survivre à l’environnement hostile qu’est celui du vent d’une étoile WR. Les étoiles WC appartenant à un système binaire WR + O produisent de la poussière quand les vents des deux étoiles entrent en collision et forment une zone de choc pouvant augmenter la densité du gaz d’un facteur 1000. Par contre, plusieurs étoiles WC9 n’ont, à ce jour, montré aucun signe de la présence d’un compagnon. Le but du projet est de tenter d’identifier un mécanisme alternatif responsable de la formation de poussière dans les étoiles WC9 n’appartenant pas à un système binaire. Nous présentons les résultats d’une campagne d’observation visant à caractériser la variabilité spectroscopique d’un échantillon de huit étoiles WC9 et une étoile WC8d. Nos résultats indiquent que la majorité des étoiles montrent des variations à grande échelle dans la raie d’émission C III 5696, soit à un niveau d’au moins 5% du flux de la raie et que les structures dans le vent ont une dispersion de vitesses de l’ordre de 150-300 km/s. De manière générale, les variations de vitesse radiales sont anti-corrélées avec le coefficient d’asymétrie de la raie, ce qui semble infirmer la présence d’un compagnon. Des observations en photométrie de l’étoile WR103 montrent une période de 9.1 ± 0.6 jours qui s’accorde avec les variations spectroscopiques et qui ne semble pas, de manière évidente, d’origine binaire. / We know that the majority of WC9 stars produces carbon-based dust. To survive in the hot and harsh environement that is the wind of a WR star, the dust grains must be formed in regions of very high density. We know that WC stars that are part of a WR + O system can produce dust at periastron passage where the collision of the two stellar winds is strong enough to produce shocks that compress the gas to densities up to a factor 103 higher than that of the WR star. However, so far, many WC9 stars have shown no signs of a companion. The goal of the current project is to identify a mechanism that could be responsible for the formation of dust in single WC9 stars. We present the results of an observing campaign which aimed to characterize the spectroscopic variability of eight WC9 stars and one WC8d star. Our results indicate that most stars show large scale variations of their C III 5696 emission line that reach at least 5% of the total line flux, and that the structures in the wind have a mean velocity dispersion of 150-300 km/s. In general, the radial velocity variations are anti-correlated with the skewness variations. This seems to indicate that the variations are not due to the presence of a companion. Photometric observations of WR 103 show a period of 9.1 ± 0.6 days that agrees with the spectroscopic variations and does not seem from binary origin.