Proefschrift Universiteit van Amsterdam. / Met lit. opg. - Met samenvatting in het Nederlands.

La poussière et le gaz qui entourent beaucoup d'étoiles jeunes sont d'un intérêt critique pour comprendre la formation planétaire ; ils représentent les conditions initiale de la formation planétaire. Les disques proto-planétaire ont une structure riche, avec différents processus physiques à l'oeuvre dans différentes régions du disque. Les grandeurs en jeu s'étalent sur 2 à 5 ordres de grandeur en échelles spatiales, période orbitale, températures, et bien plus en ce qui concerne la densité de gaz et poussière. Les variations extrêmes de ces paramètres clés impliqués dans la structure et la compositions de ces objets implique nécessairement l'utilisation combinée de différentes techniques d'observation.Cette recherche se base sur l'utilisation de nouvelles données d'imagerie et de masquage de pupille (SAM) en bandes K, L et M, de spectres entre 3 et 4 microns, en plus d'images à 8.6 et 18.7 microns et de données de densité spectrale de flux (SED) issus de la littérature. Ces données des UV aux longueurs d'ondes millimétriques ont permis de construire une nouvelle compréhension de l'objet IRS-48, et de mettre en avant l'équilibre subtil des processus physiques en jeu. Ce travail a permis d'imager pour la première fois l'intégralité spatiale d'un disque composé d'hydrocarbures polycyclique aromatique (PAH) et de très petits grains (VSG) autour d'un objet stellaire jeune. Il propose un modèle révisé pour cet objet de façon à expliquer l'environnement riche et complexe de gaz et poussières observé en proche infrarouge et en ondes millimétriques, et pose des limites sur la quantité attendue de grains silicatés - synonymes de renouvelle du disque - qui peut se trouver dans ce disque de PAH/VSG.Une modélisation en transfert radiatif de la structure du disque et de la composition des grains converge vers un disque externe à 55 AU composé de grains classiques, en plus d'un disque non-sédimenté de PAH et VSG dont les bords internes et externes sont résolus: 11 et 26 AU. Une étoiles plus brillante - donc plus large - associée à une adaptation des courbes de rougissement permet d'expliquer les flux observés dans le proche-infrarouge: le disque très interne à l'étoile, à 1 AU environ, n'est plus nécessaire. Les nouveaux paramètres stellaire permettent d'estimer un âge de 4 millions d'années pour cet objet, beaucoup plus jeune que les estimations précédentes, et en meilleur accord avec l'environnement direct de l'étoile et les statistiques de dispersion de tels disques. L'utilisation de clôtures de phase a permis de détecter deux sur-brillance au sein du disque de PAH, dont la température de couleur correspond à la température de ce disque trouvé grâce au transfert radiatif. Une sur-brillance suit une orbite circulaire sous-Keplerienne. Ce travail a permis de montrer qu'une quantité limitée de grains classiques silicatés pouvait être localisé dans le disque de PAH, avec un facteur de déplétion de 5-6 par rapport aux abondances classiques de poussière-à-PAH. Un compagnon d'environ 3 masses de Jupiter sur une orbite à 40 AU est compatible avec la nouvelle structure du disque et l'observation précédente d'une asymétrie de grain millimétriques.Le disque d'IRS-48 est dépourvu de poussière dans ses premiers 55 AU, à l'exception de 3.7e-10 masses solaire d'une mixture de PAH neutres et ionisés, et de VSG. Ceci place IRS-48 au stade final des disques de transition, alors que la photo-evaporation commence à dominer l'évolution du disque jusqu'à provoqué sa dispersion. Etant donné le fort environnement radiatif, the doctorat permet aussi de mettre en avant un probable renflouement du disque interne de PAH et VSG par le disque externe grâce à des effets gravitationnels induits par le compagnon. / The dust- and gas-rich disks surrounding numerous pre-main-sequence stars are of key interest for unveiling how planetary system are formed; they are the initial conditions for planetary formation. Protoplanetary disks have a rich structure, with different physics playing a role in different regions of the disk. The dynamic ranges involved span two to five orders of magnitudes on spatial scales, orbital times, temperatures, and much more in dust- or gas-densities. The extreme dynamic ranges involved in the structure and composition of these objects mean that very different observational techniques have to be combined together to probe their various regions.This PhD makes use of new K, L and M-band imaging and Sparse-Aperture-Masking (SAM) Interferometric measurements, 3-4 micron spectroscopy, together with published 8.6 and 18.7 micron images and spectral energy distribution (SED) fluxes from UV to mm-wavelength to instruct a new comprehension of the famous IRS-48 object, and uncover the delicate balance of physical processes at stake.This PhD reports the first ever direct imaging of the full extents of a polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) and very small grains (VSG) ring in a young circumstellar disk, presents a revised model for the IRS-48 object to explain the rich and complex dust- and gas-environment observed from near-infrared to centimeter wavelengths, and sets limits on how much silicates grains - hence replenishment - is to be expected in the PAH and VSG ring.Radiative transfer modelling of the disk-structure and grains compositions converges to a classical-grains outer-disk from 55 AU combined with an unsettled VSG & PAH-ring, where the inner- and outer-rim are resolved: 11 and 26 AU. A brighter hence larger central-star with modified extinction parameters accounts for the near-infrared flux observed in the SED: the inner-most disk at ~1 AU is not needed. The revised stellar parameters place this system on a 4 Myr evolutionary track, much younger than the previous estimations, in better agreement with the surrounding region and disk-dispersal observations. Using closure-phases, two over-luminosities are found in the PAH-ring, at color-temperatures consistent with the radiative transfer simulations; one follows a sub-Keplerian circular orbit. This PhD also shows that only very few settled thermal silicates can be co-located with the PAH-ring, with a depletion factor of ~5-6 compared to classical circumstellar dust-to-PAH abundances. A ~3 Jupiter-masses companion on a 40 AU orbit is compatible with the new disk structure and the previous mm-grains asymmetry.The IRS-48 disk is found to be void of dust-grains in the first 55 AU, except for a 3.7e-10 Solar-masses of a mixture of ionized and neutral PAH, and VSG. This places IRS-48 at the final stage of transition disks, when photo-evaporation dominates the disk evolution and eventually causes dispersal. Given the highly radiating environment, this PhD also highlights the probable replenishment of the inner PAH & VSG-ring through the channeling of such particles from the outer reservoir, due to the on-going accretion on the companion.

L’interférométrie optique/IR à longue base a été récemment mise en place comme une technique capable de résoudre spatialement les étoiles et leurs environnements circumstellaires au niveau de la milliseconde d'angle (mas). Cette haute résolution ouvre toute une nouvelle fenêtre pour l'étude des systèmes astrophysiques, fournissant des informations inaccessibles par d'autres techniques. Les disques astrophysiques sont observés dans une grande variété de systèmes, de galaxies jusqu'aux anneaux planétaires, partageant communément des processus physiques similaires. Deux disques particuliers sont étudiés dans la thèse: (i) les étoiles B He-riches qui présente des champs magnétiques de l'ordre de kG et que confine leurs vents dans des structures appelées magnétosphères; et (ii) les étoiles Be, rotateurs rapides qui présentent des disques circumstellaires épisodiques. Cette étude utilise la technique interférométrique pour étudier à la fois la photosphère et l'environnement circumstellaire de ces étoiles. L'objectif est de combiner l'interférométrie avec d'autres techniques d'observation (telles que la spectroscopie et la polarimétrie) pour effectuer une description physique complète et bien contraindre ces systèmes. Cette description est acquise par l'interprétation de l'ensemble des observations par des modèles de transfert radiatif. / Optical long baseline interferometry was recently established as a technique capable of resolving stars and their circumstellar environments at the milliarcsecond (mas) resolution level. This high-resolution opens an entire new window to the study of astrophysical systems, providing information inaccessible by other techniques. Astrophysical disks are observed in a wide variety of systems, from galaxies up to planetary rings, commonly sharing similar physical processes. Two particular disk like systems are studied in the thesis: (i) B He-rich stars that exhibits magnetic fields in order of kG and that trap their winds in structures called magnetospheres; and (ii) Be stars, fast rotating stars that create circumstellar viscous disks. This study uses the interferometric technique to investigate both the photosphere proper and the circumstellar environment of these stars. The objective is to combine interferometry with other observational techniques (such as spectroscopy and polarimetry) to perform a complete and well-constrained physical description of these systems. This description is accompanied by radiative transfer models.

Les enveloppes circumstellaires autour des géantes rouges s'établissent pendant de longues périodes qui peuvent durer jusqu'à 10^6 ans. Elles peuvent donc être étendues (~1pc, peut-être plus) et nous avons besoin de différents traceurs complémentaires pour décrire leurs propriétés globales. Je présente dans cette étude un programme conçu pour examiner les propriétés de la matière dans les parties externes des enveloppes circumstellaires autour d'étoiles de la Branche Asymptotique des Géantes (AGB) et leur liaison avec les enveloppes internes. Je présenterai donc des observations HI à 21 cm ainsi que des observations des transitions rotationnelles de la molécule CO pour plusieurs types d'étoiles. Notre interprétation des profils HI observés est que le vent stellaire est freiné par le milieu interstellaire ambiant. Nous avons conçu un modèle sphérique pour tenter de prédire cette émission HI, et je discuterai ses résultats. Dans plusieurs cas, l'émission HI est allongée dans une direction compatible avec le mouvement propre de l'étoile, un phénomène qui est observé de plus en plus couramment et qui pourrait de même s'expliquer dans le cadre d'une interaction avec le milieu local.

L'étude de l'hydrogène moléculaire est fondamentale pour une meilleure compréhension des mécanismes de formation stellaire et planétaire. En effet, le H2 est la molécule la plus abondante dans l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes, et permet<br />donc d'estimer les quantités totales de gaz disponibles à chaque étape de l'évolution de la protoétoile vers la séquence principale. Dans ce contexte, j'ai mené une étude sur la composante gazeuse, et en particulier sur l'hydrogène moléculaire, dans l'environnement circumstellaire d'un échantillon d'étoiles pré-séquence principale, dites étoiles Ae/Be de Herbig, à différents stades de leur évolution vers la séquence principale.<br /><br />A partir des spectres observés par le satellite FUSE dans<br />l'ultraviolet lointain, j'ai mis en évidence plusieurs mécanismes d'excitation de l'hydrogène moléculaire qui sont clairement corrélés à la structure de l'environnement circumstellaire. En particulier, pour les étoiles de type Be, qui sont les plus jeunes de l'échantillon, les diagrammes d'excitation de l'hydrogène moléculaire circumstellaire peuvent être assez bien reproduits par un modèle de région de photodissociation. Mon analyse montre que ces étoiles sont entourées d'une enveloppe circumstellaire, reste<br />du nuage dans lequel elles se sont formées. Les étoiles de type Ae/B9 de l'échantillon, connues pour être entourées de disques, forment un groupe plus hétérogène. Pour la plupart de ces étoiles, du fait des angles d'inclinaison, le gaz présent dans les disques est très rarement observé car la ligne de visée ne traverse pas les disques. Lorsque du H2 d'origine circumstellaire<br />est observé, j'ai mis en évidence la présence d'un milieu chaud très proche de l'étoile, excité par collisions. En utilisant un modèle de disque ouvert et en supposant que la poussière et le gaz sont couplés, j'ai montré que le gaz chaud que l'on observe ne se situe pas dans le disque, mais peut avoir plusieurs origines. Le gaz chaud peut provenir d'une région chaude de type chromosphère étendue ou de la photoévaporation du disque.<br /><br />Ces différences de structure dans l'environnement circumstellaire des étoiles de Herbig Ae et Be reflètent la différence d'évolution de ces deux groupes d'étoiles. En effet, cette structuration différente du milieu circumstellaire peut être expliquée par une évolution plus rapide des étoiles de Herbig de type Be qui sont associées à de plus forts champs de rayonnement. <br /><br />Ces résultats représentent des contraintes fortes sur les<br />conditions physiques dans lesquelles se trouve le gaz circumstellaire, qui, une fois complétées par de nouvelles observations, permettront d'avoir une compréhension globale de la structure et de l'évolution de l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes.

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'étude de l'environnement circumstellaire des étoiles de la Séquence Principale concerne la plus grande partie des étoiles ;elle est en outre étroitement liée aux études connexes de la formation des étoiles et des systèmes planétaires. Cependant, l'approche observationnelle est rendue difficile par la très faible luminosité des milieux circumstellaires. Elle requiert donc une grande sensibilité ainsi qu'une haute résolution spatiale. D'une part, j'ai étudié l'applicabilité et l'efficacité de certains moyens observationnels pour cette étude. Cela m'a conduit en particulier à discuter les possibilités théoriques et réelles de la coronographie stellaire associée à l'optique adaptative, ainsi que celles de l'interférométrie optique et infrarouge. D'autre part, j'ai poursuivi l'étude d'environnements circumstellaires par de nouvelles observations. La spectroscopie tout d'abord a permis d'approfondir l'analyse de la composante circumstellaire gazeuse du prototype Beta Pictoris. En imagerie ensuite, à l'aide de la technique de coronographie avec optique adaptative, j'ai cherché à détecter la lumière diffusée par la poussière autour de cette étoile et d'autres candidats. Enfin, les observations sont interprétées pour améliorer notre connaissance de la distribution de matériau circumstellaire, ainsi que ses propriétés physiques et chimiques. Ces informations sont alors comparées à d'autres résultats récents, et placées dans une perspective évolutive sur les échelles de temps caractéristiques du système, à partir des résidus de nébuleuse proto-planétaire.

Beta Pictoris est jusqu'à présent la seule étoile autour de laquelle un disque de matière a été image. Ce disque pourrait constituer un système protoplanétaire dans un état d'évolution encore indéterminé. Nous présentons les observations en spectroscopie haute résolution (visible et uv) de la partie gazeuse de ce disque et un modèle de disque proposé pour en rendre compte. Ce modèle est discuté et comparé à ceux dérivés des observations en imagerie de la poussière. D'importantes variations sont observées dans la partie rouge des raies circumstellaires des éléments métalliques ionisés. Ces variations sont analysées en detail. Nous montrons qu'elles peuvent s'expliquer par l'évaporation de gros corps solides (environ 1 km) en chute vers l'étoile. Nous présentons enfin une approche possible dans la recherche d'autres systèmes semblables à celui de beta Pictoris et les premiers résultats dans ce domaine

Les étoiles de la branche asymptotique (AGBS) sont surtout connues pour deux faits historiques: - le "mystère des éléments s": riches en neutrons et possédant une durée de vie inférieure à celle des AGBS, ces éléments sont néanmoins présents dans les enveloppes de ces étoiles. De plus, les abondances de ces éléments "s" sont mal reproduites par les modèles existants. - le "mystère des étoiles carbonées": ces étoiles, dont les abondances vérifient C/O>1, sont majoritairement de faible luminosité. C'est un drainage (DUP) qui permet aux AGBS de devenir carbonées: l'enveloppe convective (CE) descend là où brûle 1H et prélève du Carbone, produit plus bas par la combustion de 4He et amené là par des languettes convectives récurrentes, les pulses thermiques. Or, les profondeurs des DUP modélisés pour des AGBS de faibles masses n'expliquent la forte proportion de Carbone observée. Ces deux mystères conduisent à identifier deux paramètres majeurs de l'évolution des abondances: la perte de masse et le DUP. Le premier contrôle la fin de la phase AGB et la température à la base de la CE, à masse stellaire fixée. Le deuxième maîtrise l'apport de protons entre les couches de 1H et de 4He et la modification des abondances de surface. Et c'est de la physique non standard qui est sous-jacente à ces paramètres: couplage gaz-poussière, pulsations, ondes de chocs, dégénérescence, convection avec gradient de composition, mélange non standard (non thermiquement induit)... Plusieurs études ayant été faites, tant sur les mécanismes de production que sur le paramétrage de la perte de masse, ce travail est centré sur l'influence du traitement du DUP sur la nucléosynthèse des AGBS de masses intermédiaires. La nucléosynthèse étant connue grâce à une coopération étroite entre méthodes observationnelles et théoriques, cette thèse a été menée sur les deux fronts. Cela rend possible "l'éclairage" de chacune des méthodes par les forces et les faiblesses de l'autre et donc de mieux évaluer la fiabilité d'une mesure réalisée sur Terre lorsqu'on veut l'interpréter en terme d'abondances au centre de l'étoile. La partie observationnelle de ce travail est focalisée sur l'amélioration de la précision de rapports isotopiques délicats à interpréter dans des enveloppes particulières: rapports d'éléments lourds de sources brillantes ou rapports des CNO dans des sources présentant des anomalies d'abondances. L'interprétation des observations a requis deux modélisations avancées dont l'une, faisant partie intégrante de cette thèse, porte sur l'émission de l'enveloppe, et l'autre, portant sur le processus "s", a fait l'objet d'une collaboration. Dans le domaine théorique, le code d'évolution stellaire de Grenoble a été optimisé pour les AGBS afin d'étudier l'influence de la modélisation physique et du traitement numérique du DUP sur la nucléosynthèse. Le cœur de la modélisation d'une étoile, l'équation d'état (EOS), a été réécrite et une grande partie du traitement numérique du code a été revue. La physique du mélange non standard a été incorporée et "l'arsenal" numérique nécessaire à la mise en œuvre de cette physique a fait l'objet d'une collaboration. Ce travail a permis la précision des caractéristiques d'enveloppes d'étoiles J (riches en 13C), la détermination de 35Cl / 37Cl dans IRC+10216 et la production d'outils de calcul performants pour les étoiles (même de faibles masses) et leurs enveloppes moléculaires. Mais il a surtout montré que l'incorporation de mélange non standard permet à la fois d'augmenter la profondeur du DUP et de produire une poche de 13C propice au processus "s". Ce fait, ajouté aux difficultés pour concilier les résultats d'observations des étoiles J avec les modèles, tend à réorienter le futur des modèles d'AGBS. Il faudrait disposer de modèle d'AGBS plus généraux, notamment pour les faibles masses, cohérents avec la physique et le numérique de la phase évolutive qui les précède, elle qui est naturellement modélisée avec du mélange non standard. En prime, les changements effectués dans le code et notamment l'élaboration d'une nouvelle EOS, ont permis de modéliser le flash de l'Helium et de produire des tracés d'étoiles pré séquence principale (PMS) jusqu'à 0.1 masse solaire concurrençant les codes les plus spécialisés.

WD 1145+017 est une étoile naine blanche polluée par des métaux avec un astéroïde en décomposition autour d’elle. Ce système est le premier à montrer la phase de décomposition active de l’objet polluant, et permet d’en apprendre sur cette phase du phénomène d’accrétion. Les différentes observations montrent un système très complexe qui est composé de plusieurs morceaux de l’objet rocheux, d’un disque de poussière et d’un disque de gaz, tous en orbite autour de la naine blanche polluée. Nous présentons un modèle de disque de gaz excentrique en précession conçu pour l’étude des zones d’absorption circumstellaire variables détectées pour WD 1145+017. Ce modèle, inspiré de celui récemment présenté par Cauley et al., calcule explicitement l’opacité du gaz pour toutes conditions physiques du disque prédéterminées et prédit la force et la forme de toutes les zones d’absorption, de l’ultraviolet au visible, à n’importe quelle phase du cycle de précession. Les réussites et échecs de ce modèle simple fournissent de l’information précieuse concernant les caractéristiques physiques du gaz qui entoure l’étoile, entre autres sa composition chimique, sa température et sa densité. Le modèle de disque excentrique met aussi en évidence le besoin de composantes supplémentaires, probablement des anneaux circulaires, pour expliquer la présence d’absorption à décalage de vitesse nul ainsi que celle de raies de Si hautement ionisé. Nous trouvons qu’une période de précession de 4.6±0.3 ans peut reproduire avec succès la forme et le profil de vitesse observé pour la majorité des époques d’observation d’avril 2015 à janvier 2018, bien que des différences mineures à certains moments indiquent que la configuration géométrique supposée n’est probablement pas encore optimale. Finalement, nous montrons que notre modèle peut expliquer quantitativement le changement morphologique des zones d’absorption durant les transits de l’objet en orbite autour de l’étoile. / WD 1145+017 is a metal polluted white dwarf with an actively disintegrating asteroid orbiting around it. This system is the first to show the active decomposition phase of the accretion process. The different observed data show a complex system composed of many pieces of the rocky objets, a dust disk and a gaseous disk, all orbiting the polluted white dwarf. We present an eccentric precessing gas disk model designed to study the variable circumstellar absorption features detected for WD 1145+017. This model, inspired by one recently proposed by Cauley et al., calculates explicitly the gas opacity for any predetermined physical conditions in the disk, predicting the strength and shape of all absorption features, from the UV to the optical, at any given phase of the precession cycle. The successes and failures of this simple model provide valuable insight on the physical characteristics of the gas surrounding the star, notably its composition, temperature and density. This eccentric disk model also highlights the need for supplementary components, most likely circular rings, in order to explain the presence of zero velocity absorption as well as highly ionized Si lines. We find that a precession period of 4.6±0.3 yrs can successfully reproduce the shape of the velocity profile observed at most epochs from April 2015 to January 2018, although minor discrepancies at certain times indicate that the assumed geometric configuration may not be optimal yet. Finally, we show that our model can quantitatively explain the change in morphology of the circumstellar feature during transiting events.