Les recherches menées par l'équipe " Populations Stellaires et Evolution Galactique " recouvrent un domaine étendu, incluant les étoiles, les milieux interstellaires, la Galaxie et les galaxies proches. Dans le domaine stellaire, on retrouve la plupart des enjeux scientifiques recensés par l'ASPS, et l'ensemble des objectifs prioritaires. Ces thèmes ont été abordés en faisant appel à des données nouvelles, comme les catalogues Hipparcos et Tycho (publiés en 1997), ou des observations réalisées avec des instruments hautement performants (spectrographe Elodie/T193, SOFI/NTT, HST). De l'étoile, objet individuel, l'intérêt s'est porté aux groupes d'étoiles, témoin de l'évolution stellaire mais aussi traceur des grandeurs structures de la Voie Lactée. De là, suivant la même démarche que le GdR Galaxies, on est passé à l'histoire de la formation stellaire et à l'évolution du gaz dans la Galaxie comme dans les galaxies proches. C'est ainsi qu'a pris corps une large palette thématique, dont les acteurs interviennent parfois sur des sujets très différents, allant de l'objet individuel aux structures à grandes échelles.
 
 
 

Sommaire :

1. Travaux dans le domaine stellaire
1. Atmosphères stellaires
2. Environnements circumstellaires
3. Paramètres fondamentaux
4. Formation stellaire : propriétés statistiques des étoiles doubles
5. Evolution stellaire
2. Propriétés de la Galaxie
1. Formation d'étoiles et matière interstellaire
2. Les grandes composantes de la Galaxie
3. Etude des galaxies proches
1. Formation des étoiles dans les galaxies spirales
2. Populations stellaires dans les galaxies
3. Evolution chimique des galaxies
4. Apport à la communauté
1. Base de données de nébuleuses planétaires
2. Organisation d'écoles et ateliers
3. Groupes de travail de l'UAI
4. Programmes éducatifs sur le web

 

Les activités liées à l'étude des étoiles sont présentées ici en suivant le découpage en enjeux scientifiques adopté par l'ASPS.

1.1 Atmosphères stellaires

1.1.1 Paramètres fondamentaux et processus de transport dans les étoiles A-F.

Températures effectives. Par recherche croisée des bases de données spectrophotométriques dans les domaines UV (IUE), optique (catalogues du CDS) et IR, Richard Monier a déterminé les distributions d'énergie complètes, de l'UV à l'IR, de 330 étoiles A et F normales de la séquence principale. Il en a déduit une nouvelle calibration Teff- (B-V) pour les étoiles naines de types A0 à F2, basé directement sur des diamètres angulaires et des flux intégrés mesurés et ne dépendant donc pas des modèles d'atmosphère. Cette calibration diffère des calibrations classiques, en particulier pour les étoiles plus froides que A5. Cette différence, qui va jusqu'à 10 %, provient probablement d'un traitement inadéquat de la convection dans les modèles d'étoiles A froides.

Métallicité dans les amas ouverts. Parmi les étoiles A, les rotateurs les plus lents présentent généralement une stratification verticale des éléments chimiques. A l'opposé, la distribution des éléments dans les atmosphères des étoiles A normales, qui sont des rotateurs rapides, était très peu connue, mais on s'attend à ce que la circulation méridienne mélange les éléments et s'oppose à la stratification. Olivier Varenne (thèse dirigée par Richard Monier, et soutenue en 1999) [P99.2.1] a déterminé les abondances de 11 éléments chimiques (C, O, Na, Mg, Si, Ca, Sc, Fe, Ni, Y, et Ba) pour 120 étoiles A et F brillantes dans deux amas ouverts (Hyades et Coma Berenices) et dans le courant Ursa Majoris. Ce travail constitue la première étude exhaustive de ces éléments dans les étoiles A-F de ces amas (l'acquisition des spectres a représenté 3 mois d'observations avec le spectromètre AURELIE de l'OHP). Pour la première fois, les étoiles rotateurs rapides (jusqu'à 237 km/s) ont été analysées.

Pour les étoiles F des Hyades, les modèles évolutifs de Montréal prédisaient des sousabondances en éléments légers et des surabondances en éléments du pic du fer qui n'ont pas été retrouvées. Ceci suggère que la diffusion microscopique seule ne peut pas expliquer les abondances trouvées. Il est probable que d'autres processus de transport existent dans ces étoiles (comme la circulation méridionale, actuellement non incluse dans les modèles) et s'opposent à l'effet de diffusion.

Pour les étoiles A, il est apparu que les abondances de Na, Mg, Si, Ca, Fe, Ni, et Ba sont anticorrélées à la vitesse projetée de rotation pour des vitesses supérieures à 100 km/s. En dessous de cette limite, on ne voit pas de corrélation entre les abondances et v sin i. On observe au contraire de grandes différences d'abondances d'une étoile à l'autre pour un même élément chimique. Ce résultat surprenant à première vue pourrait provenir de différences de moments cinétiques à l'intérieur des étoiles, ou d'une contamination de certaines étoiles par des vents d'étoiles massives évoluées [P99.1.3 ; P99.1.10].

Répartition verticale des éléments chimiques dans l'atmosphère d'étoiles Am. Etant des rotateurs lents, les étoiles Am présentent une stratification des éléments chimiques dans leur atmosphère. Cependant, la loi de distribution verticale des éléments reste à déterminer. Dans ce but, Denis Dubaj (thèse dirigée par Richard Monier) utilise des raies UV et visibles formées à différentes profondeurs optiques. Par ailleurs, il a entrepris d'améliorer les modèles d'atmosphère, en particulier en écrivant un code calculant l'opacité continue des étoiles A dans l'UV.

1.1.2 Vérification d'un modèle hors-ETL appliqué à des noyaux de nébuleuses planétaires

Les atmosphères d'étoiles chaudes sont représentées par des modèles hors-ETL de plus en plus élaborés, intégrant de nouvelles opacités et les effets de serre (blanketing) sur les raies métalliques. L'application aux nébuleuses planétaires constitue un test efficace, parce que le spectre des nébuleuses est sensible à la distribution du flux de l'étoile centrale ; de fait, les modèles sont souvent pris en défaut en raison d'un excès de flux dans le rayonnement UV ionisant. Joachim Köppen, T. Rauch, K. Werner (Tübingen) et R. Napiwotzki (Bamberg) ont appliqués des modèles hors-ETL aux étoiles centrales de 8 nébuleuses planétaires à haute excitation. Ils ont confronté les flux ionisants obtenus et l'état d'ionisation des nébuleuses. Le bon accord leur a permis de valider les modèles employés [P99.1.7].

1.1.3 Observation et modélisation de chromosphères

Chromosphère des étoiles A7. La présence d'une chromosphère s'explique par la libération d'énergie non radiative (mécanique ou magnétique) dans les couches externes d'une étoile. Par conséquent, elle est normalement associée à l'existence de zones convectives superficielles. Bien que ces zones n'apparaissent pas dans les étoiles A, on a observé des émissions du noyau de la raie de Lyman alpha , signature de la présence d'une chromosphère, dans le spectre des étoiles A 7 V, IV et III [P97.3.26]. Rubens Freire Ferrero (en collaboration avec P. Gouttebroze--IAS, S. Catalano et E. Marilli--Catane) a contribué à leur modélisation en confrontant les observations [P97.1.1]aux profils calculés de Lyman alpha (NETL et redistribution partielle) [P99.1.8, P99.3.9]. Des raies du C II observées par le HST ont été utilisées pour mieux contraindre les caractéristiques des chromosphères de deux étoiles : Altaïr, qui présente des raies d'émission, et alpha Cep, dont les raies chromosphériques sont en absorption. De petites différences de densité chromosphérique expliquent cette différence de comportement, à priori inattendue. On a confirmé la présence d'une rotation différentielle dans les couches externes de ces étoiles, ce qui entraîne des différences importantes de température entre les pôles et l'équateur stellaire [P99.1.8]. L'existence de la chromosphère serait donc liée à celle de zones convectives dans la région équatoriale froide.

Activité chromosphérique d' étoiles jeunes. Rubens Freire Ferrero (en collaboration avec A. Frasca, E. Marilli et S. Catalano -- Catane) a étudié en photométrie et spectroscopie une étoile jeune et variable de type solaire (HD 206860) [P00.3.4]. Les variations photométriques et chromosphériques (émissions en Ca II et H a) sont anti-correlées ce qui indique une association spatiale des taches photosphériques et des plages chromosphériques comme celle observée sur le Soleil et les étoiles très actives des systèmes RS CVn. Une visualisation de l'évolution des taches et des plages sur la surface stellaire est envisagée ("spot modelling and imaging").

Relations entre activité, masse et âge des étoiles. Rubens Freire Ferrero (en collaboration avec A. Frasca, E. Marilli et S. Catalano -- Catane) a utilisé la base de données de Ca II du Mont Wilson pour déterminer l'activité stellaire (luminosité H&K) d'étoiles appartenant à des d'amas ouverts et à des courants ("moving groups"). Il a ainsi révisé la relation âge-activité. L'introduction d'une relation masse-luminosité basée sur les données de Hipparcos permet ensuite d'établir, pour la première fois, un diagramme tridimensionnel liant l'âge, l'activité et la masse [P00.3.5].
 
 

1.2 Environnements circumstellaires

1.2.1 Observations d'objets particuliers

Analyse spectroscopique de nébuleuses planétaires. Joachim Köppen a travaillé sur l'interprétation des spectres de deux nébuleuses planétaires bipolaires de type I, c.àd. riches en hélium et en azote. Ces objets viennent de progéniteurs massifs (de 3 à 8 M0), dont les produits de la nucléosynthèse (He, C, N) sont visibles dans la nébuleuse ; pour cette raison, ils sont utilisés pour tester les modèles d'évolution stellaire. En ajustant des modèles de photoionisation (collaboration avec A. Tajitsu, S. Tamura - Sendai, Yadumaru - Tokyo et R. Weinberger - Innsbruck), il a montré que la nébuleuse H alpha Tr 10, avec une surabondance d'azote d'un facteur 3, est typiquement une NP de progéniteur très massif [P99.1.16]. En collaboration avec D. Nürnberger et Sophie Durand, il a classé PN G 291.5-00.3 comme appartenant également à ce groupe d'objets.

Variabilité de HR 4049. Richard Monieret M. Parthasarathy (Bengalore) ont analysé les spectres UV de l'étoile post-AGB HR 4049, découvrant de fortes variations de flux dont l'amplitude augmente avec la longueur d'onde. Ils interprètent ce phénomène en supposant que l'étoile est binaire, et que les propriétés de la poussière circumstellaire sont modifiées par les effets de marées [P99.1.2].
 

1.2.2 Fragmentation des enveloppes circumstellaires - vents en collision

Cette étude est menée dans le cadre de la thèse d'Yves Grosdidier (thèse canadienne co-dirigée par Tony Moffat -- Montréal et Agnès Acker -- Strasbourg). Il s'agit de la première étude quantitative et générale de la fragmentation des voisinages des étoiles WR pop. I et [WC] au centre des nébuleuses planétaires (NP). Cette fragmentation est régie par des instabilités radiatives et/ou hydrodynamiques des plasmas astrophysiques, conduisant à l'établissement d'une turbulence supersonique en milieu compressible.

Par des observations, modélisations et simulations, les points suivants sont étudiés :

• la structure des vents stellaires chauds qui apparaissent tous fragmentés et intermittents;
• la morphologie des nébuleuses, elles aussi sujettes à une fragmentation et un régime turbulent;
• l'impact de la structure intrinsèque des vents stellaires sur la morphologie nébulaire elle-même.

Etude de la structure des vents stellaires chauds. Ils apparaissent tous fragmentés et intermittents, ce qui est contraire aux hypothèses couramment admises dans les modèles d'atmosphères de ces étoiles. Cette étude nécessite un suivi spectroscopique intensif, à moyenne résolution (6 000 à 15 000), à l'OHP pour des objets brillants de l'hémisphère nord, ainsi qu'à l'ESO pour les objets du sud.

La fragmentation des vents rapides, initialement connue pour les étoiles WR, a été établie pour la première fois pour les [WC] au centre des NP (Yves Grosdidier, Tony Moffat - Montréal, Agnès Acker, avec une collaboration de Sophie Durand, Olivier Chesneau et Thierry DiMéo) [P97.1.2 ; P97.3.2]. L'étude en cours repose sur environ 60 nuits de spectrométrie de noyaux des NP NGC 40 [WC 8], BD+30°3639 [WC 9], He 2-99 [WC 9], He 2-142 [WC 9], dont le vent est très fragmenté (spectres obtenus à l'OHP - Aurélie et au Mont Mégantic, Canada ; ainsi qu'à l'ESO/CAT). Les fluctuations du vent observées au sommet des raies C III 5696 et C IV 5806 sont interprétées comme étant des " blobs " accélérés radialement dans les zones externes des vents WC. L'échelle de temps est de quelques heures pour les types [WC 9-10] et de l'heure pour NGC 40. Les paramètres cinématiques ont été obtenus; pour la première fois, une loi de vitesse empirique du vent rapide est déduite de telles données. Ces paramètres apparaissent semblables à ceux concernant les WR massives : les processus de fragmentation des vents semblent donc purement atmosphériques, pour les deux types d'étoiles (Yves Grosdidier, Tony Moffat - Montréal, Agnès Acker) [P00.1.7].

Etude de la morphologie et du champ de vitesses des nébuleuses. Les NP aussi sont sujettes à une fragmentation qui infirme la validité des modèles hydrodynamiques classiques, tous relevant de l'hypothèse d'homogénéité du plasma nébulaire. Cette étude nécessite, à la fois, une imagerie à haute résolution spatiale (HST) et l'obtention du champ de vitesse des nébuleuses.

Une mission d'observation au télescope Canada-France-Hawaï a permis d'obtenir les champs de vitesse F-P à haute résolution spatiale de deux nébuleuses exemplaires : M1-67, autour d'une étoile WN 8 de pop. I, et NGC 40, NP à noyau [WC 8] . L'analyse montre la complexité du champ de vitesse des surdensités de matière, très éloigné d'un simple mouvement d'expansion d'une coquille [P99.3.6]. A partir de 4 images HST de M1-67 obtenues par le groupe, les données ont été réduites, et une analyse des singularités a permis de mettre en évidence un régime turbulent de forte intermittence (Yves Grosdidier, Tony Moffat - Montréal, Agnès Acker) [P98.1.9 ;  ; P99.3.1].

Par ailleurs, depuis 1995, en collaboration avec Kris Gesiki (Torun), Agnès Acker poursuit des observations spectroscopiques à très haute résolution spectrale ( ³ 40 000, OHP/Aurelie et Elodie ; et ESO/CAT) des nébuleuses, afin de modéliser les raies nébulaires et d'en déduire leurs distributions radiales en vitesse et densité (code de Torun, Pologne) [P97.3.6 ; P97.3.7 ; P98.1.3]. Par l'analyse de 4 à 11 raies nébulaires, on a montré que les NP à noyau [WC] seraient le siège de mouvements turbulents (ce point a fait l'objet du stage de DEA de Coralie Neiner, sous la direction d'Agnès Acker) [P00.1.6].

Etude de l'impact de la structure des vents stellaires sur la morphologie nébulaire. Une collaboration avec Guillermo Garcia-Segura (Université de Mexico), spécialiste de la simulation hydrodynamique des nébuleuses éjectées, s'est concrétisée en mai 1999, lorsqu'invité par Agnès Acker, il a séjourné à l'observatoire de Strasbourg avec Tony Moffat et Yves Grosdidier.

Pour la première fois, une approche quantitative de l'impact d'un vent rapide turbulent sur la morphologie des nébuleuse a été faite (jusqu'à présent la fragmentation nébulaire n'est initialement modélisée que par un bruit blanc de densité, inadéquat pour représenter une fragmentation d'origine turbulente, i.e. de nature hiérarchique). La haute résolution spatiale des images HST a confirmé le degré inattendu de fragmentation des nébuleuses; la confrontation aux données F-P permet de confirmer une origine turbulente supersonique, i.e. non-Kolmogorovienne [P99.3.10].

L'étude des chocs a été entreprise avec Jean-Pierre Lafon. Une mission sur XMM proposée par le groupe (PI : Tony Moffat) a été acceptée.
 

1.3 Paramètres fondamentaux

1.3.1 Hipparcos

Contribution à la réduction des données Tycho. Tycho est un programme exploitant les observations du repéreur d'étoiles du satellite Hipparcos pour déterminer les paramètres astrométriques et la photométrie (B, V) d'un million d'étoiles. La réduction des données était confiée au Tycho Data Analysis Consortium, dirigé par Erik Hoeg (Copenhague). Jean-Louis Halbwachs y était chargé de la révision du catalogue d'entrée, de la coordination de la réduction des étoiles doubles, ainsi que de la préparation du programme de calcul des magnitudes et indices de couleurs par prise en compte des mesures censurées. Le catalogue Tycho est partie intégrante du catalogue Hipparcos [P97.1.5-6 ; P97.2.2-6].

Observations complémentaires d'étoiles du programme Hipparcos. En collaboration avec Edouard Oblak (Besançon), Patricia Lampens et Jan Cuypers (Bruxelles), Jean-Louis Halbwachs a observé des étoiles doubles du programme Hipparcos afin de mesurer précisément les positions relatives des composantes, ainsi que leurs différences de magnitudes [P99.1.6]. il a également participé au programme de mesures de vitesses radiales des étoiles du catalogue Hipparcos qu'animait Suzanne Grenier (Paris-Meudon) [P99.1.11].

1.3.2 Le diagramme HR corrigé de l'extinction

Jean-Luc Vergely (thèse dirigée par Rubens Freire Ferrero et Daniel Egret, en collaboration avec Bernard Valette ; soutenue en décembre 1998 [P98.2.1]) a utilisé ses résultats sur la structure 3-D du milieu interstellaire (voir plus loin) pour calculer les corrections d'extinction des étoiles proches. En exploitant les parallaxes de Hipparcos des étoiles situées à moins de 200 pc, il a établi un diagramme HR corrigé de l'extinction interstellaire. A la différence des travaux antérieurs, il a fait appel à une méthode inverse et il s'est basé sur la photométrie de Strömgren pour évaluer l'extinction.

1.3.3 Paramètres fondamentaux des nébuleuses planétaires et de leurs noyaux

Position des NP dans le diagramme HR. Un échantillon de 21 NP venant des programmes Hipparcos 106 (PI Pottasch) et 143 (PI Acker) a été exploité par Agnès Acker, Alain Fresneau, S.R. Pottasch et Gérard Jasniewicz.. Leur étude a porté sur la détermination des paramètres physiques absolus des nébuleuses et des étoiles, la calibration d'échelles de distances statistiques et la position des étoiles dans le diagramme HR . Ils ont également déterminé les paramètres orbitaux de A35, étoile binaire serrée au centre d'une NP, et ont estimé les rayons des composantes. Les distances Hipparcos sont apparues systématiquement plus courtes que les échelles usuelles, surtout dans le cas des NP compactes. La nature de PHL932 a été discutée : sa masse est bien inférieure à celle de toute étoile post-AGB connue. Enfin, la morphologie des NP apparaît déformée selon la direction de la vitesse transverse [P98.1.1 ; P98.1.6].

Classification des étoiles centrales de type [WC]. La plupart des noyaux de type WC se répartissent dans les sous-classes [WC 3-4] et [WC 9-11]. Après avoir détecté le premier noyau de type [WC 6], Agnès Acker, Sophie Durand, Mudumba Parthasarathy (Bengalore) et Bjorn Stenholm (Lund) ont détecté trois noyaux de type [WC 7-8], ainsi qu'une nouvelle classe [WO] de noyaux chauds riches en oxygène, et une nouvelle catégorie de [WC4] caractérisée par des vents extrêmement violents [P97.3.1]. Les implications de ces propriétés sur l'évolution des étoiles [WC] sont à l'étude.

1.3.4 Propriétés des étoiles symbiotiques

Les étoiles symbiotiques sont des étoiles variables irrégulières dont le spectre contient à la fois des bandes d'absorption moléculaire, caractéristiques d'étoiles froides, et des raies d'émission révélatrices d'un plasma à haute température. Il s'agit en fait d'étoiles binaires dont les composantes interagissent. Ces objets, qui restent mal connus, sont souvent confondus avec des nébuleuses planétaires. L'analyse des objets du "survey Nébuleuses Planétaires" a permis à Agnès Acker d'identifier une cinquantaine d'étoiles symbiotiques - il s'agit de l'échantillon le plus vaste réuni à ce jour. Après une première analyse dans le cadre d'un stage de DEA (L. Champion), l'interprétation des spectres est faite avec J. Mikolajevska (PICS - Pologne) [P97.1.9].

1.3.5 Masses d'étoiles naines G-K et de leurs compagnons

Frédéric Arenou (Paris-Meudon), Jean-Louis Halbwachs, Michel Mayor et Stéphane Udry (Genève) ont combiné les éléments orbitaux d'une demi-douzaine de binaires spectroscopiques proches avec les observations astrométriques du satellite Hipparcos. Ils ont ainsi déterminé les masses d'une demi-douzaine d'étoiles G-K de la séquence principale et de leurs compagnons. Ce travail a servi de base à une évaluation de l'impact du programme GAIA dans ce domaine [P99.1.14, P00.3.8].

1.3.6 Constitution d'une bibliothèque de spectres d'étoiles de basse température

Mustapha Mouhcine et Ariane Lançon sont montré que les modèles d'atmosphères pour les étoiles variables de type Mira, qui sont des objets dynamiques et riches en molécules, sont encore trop rudimentaires pour pouvoir remplacer les données empiriques [P99.3.4]. En conséquence, une étude systématique des signatures spectrales permettant de distinguer différents types d'étoiles brillantes de basse température effective, et donc divers stades évolutifs, a été réalisée par Rodrigo Alvarez et Ariane Lançon, en collaboration avec B.Plez et P.Wood [P00.1.1]. Elle repose sur les spectres obtenus par Ariane Lançon et P.Wood [P97.3.19]. Ces spectres constituent une bibliothèque unique de spectres étendus de l'optique (5500 A°) à l'infrarouge proche (2,5 µ ), comportant en particulier suffisamment de spectres instantanés d'étoiles variables de type Mira pour la création d'une bibliothèque de spectres moyens adaptée à la synthèse de population [P97.3.20, P99.3.3, P99.3.5].

1.3.7 Etoiles variables dans le diagramme HR

Recherche d'étoiles variables dans les mesures photométriques du programme Tycho. Les observations du satellite Hipparcos, réalisées dans le cadre du programme Tycho, sont exploitées pour réaliser un relevé des étoiles variables. La grande diversité des qualités photométriques des mesures de ces étoiles ne permet pas l'utilisation des procédés statistiques simples, et la sélection d'étoiles variables incluses dans le catalogue Tycho demande à être entièrement reprise.

Afin de tenir compte des propriétés spécifiques des mesures, Sandrine Piquard (thèse dirigée par Jean-Louis Halbwachs) a élaboré un modèle de leur processus d'acquisition. Ce modèle a été intégré dans un test statistique de type Kolmogorov-Smirnov. Cette méthode a permis de détecter des étoiles variables, depuis la magnitude V=8 (avec des amplitudes aussi faible que 0.15), jusqu'à V=11.5 (avec des amplitudes d'au moins 1 magnitude) [P00.3.2].

Pour déterminer les périodes des variables trouvées, il a fallu améliorer les méthodes classiques de recherche afin de tenir compte de la diversité des qualités de mesure. En collaboration avec Ivan Andronov (Odessa) et Jan Cuypers (Bruxelles), différentes méthodes ont été appliquées indépendamment [P00.3.3].

Parmi les nouvelles étoiles variables qui ont été identifiées, on trouve quelques indicateurs de distances comme des RR Lyræ, Céphéides, Mira, ainsi que de probables delta Scuti, SX Phoenicis, binaires à éclipses, etc...

La finalité de ce travail sera l'étude de la répartition des étoiles variables dans le diagramme HR.

Etoiles variables à longues périodes dans un échantillon extrait de la Carte du Ciel. Alain Fresneaua déterminé les mouvements propres et les indices de couleur d'un ensemble d'étoiles de la Carte du Ciel ayant des magnitudes comprises entre 11 et 15. Il a ainsi pu constituer un échantillon d'étoiles limité en distance (environ 500 pc). Les clichés photographiques anciens sont employés pour détecter des étoiles variables, que l'on place dans un diagramme HR. En particulier, les variables de type FU Orionis sont recherchées au voisinage de nuages moléculaires [P99.1.1].

Etoiles de type Mira. Deux approches sont suivies par Ariane Lançon et Mustapha Mouhcine pour améliorer l'estimation de la température effective et du stade évolutif d'étoiles Mira dont la courbe de lumière et des spectres sont connus. D'une part, les spectres dont ils disposent sont comparés aux modèles dynamiques disponibles (collaborations avec M.Scholz - Heidelberg, S.Höfner, R.Loidl - Uppsala et Vienne) ; les modèles s'appliquant aux étoiles carbonées se sont avérés satisfaisants, à l'inverse de ceux concernant les étoiles oxygénées. D'autre part les échelles de température envisageables sont testées par l'intermédiaire de leurs effets sur les spectres intégrés de populations stellaires d'âges intermédiaires [P99.1.4] ; il est apparu que, parmi les échelles de température envisageables a priori, celles qui donnent beaucoup d'importance aux étoiles les plus rouges semblent exclues.
 

1.4 Formation stellaire : Propriétés statistiques des étoiles doubles

Les étoiles ne se forment pas seules ; au contraire, le produit le plus courant de leur processus de formation est un couple de deux étoiles liées par la gravitation, ou étoile binaire. Les propriétés statistiques de ces systèmes sont le reflet du mécanisme qui les a créer, reflet parfois altéré par leur évolution ultérieure. Les paramètres critiques dans cette approche sont le rapport de masses, et le demi-grand axe ou la période de l'orbite. La corrélation entre ces deux grandeurs est également une question largement discutée. Un dernier problème, accessible depuis peu, est la transition entre les systèmes composés de deux étoiles et les étoiles accompagnées d'une planète géante : s'il est admis aujourd'hui que les planètes du système solaire se sont formées dans un disque circumstellaire, il n'en va pas nécessairement de même pour les exoplanètes. Les fortes excentricités orbitales de ces objets ont fait penser qu'ils pourraient provenir d'instabilités dans le disque protostellaire, et ne se différencieraient donc pas des compagnons stellaires.

Distribution des rapports de masses des couples à longues périodes. Philippe Virelizier et Sandrine Piquard (stages de DEA dirigés par Jean-Louis Halbwachs) ont sélectionné un échantillon d'étoiles doubles visuelles par analyse statistique du catalogue Tycho. Les couples de composantes sur la séquence principale ont été utilisés pour déterminer la distribution des rapports de masses des binaires à longues périodes. Une difficulté majeure de ce travail réside dans la prise en compte des effets de sélection, qui favorisent considérablement les couples de composantes identiques. Une méthode statistique originale a été développée pour traiter ce problème. Il a ainsi été confirmé que la distribution des rapports de masses des binaires à longues périodes avait une forme voisine, voire identique, de la distribution originelle des masses stellaires (IMF) [P97.3.14].

Binaires serrées du voisinage solaire. En collaboration avec Michel Mayor et Stéphane Udry (Genève), Jean-Louis Halbwachs a poursuivi un programme de longue haleine visant à étudier les binaires spectroscopiques parmi les naines de types G-K du voisinage solaire. Une soixantaine de binaires de périodes allant jusqu'à 10 ans ont été régulièrement observées avec le vélocimètre CORAVEL installé sur le télescope suisse de l'OHP, et leurs orbites ont put être calculées. En collaboration avec Frédéric Arenou (Paris-Meudon) les paramètres orbitaux spectroscopiques ont été complétés en les combinant avec les mesures astrométriques du satellite Hipparcos. On a ainsi constaté que la distribution des rapports de masses des binaires à courtes périodes était à peu près constante, du moins tant que l'on considère des couples avec compagnon stellaire. En ce qui concerne les périodes, la grande durée de notre programme d'observation a fait apparaître que la distribution des log P était nettement croissante sur le domaine considéré [P98.3.5 ; P00.3.8], et non constante comme cela était communément admis.

La transition entre étoiles doubles et systèmes planétaires. Les masses des compagnons peu lumineux ne peuvent être déterminées par les seuls éléments spectroscopiques de l'orbite, qui ne donne qu'une masse minimum. La distribution des masses minimum dans le domaine des planètes et des naines brunes se présente comme un pic très marqué qui regroupe les compagnons en-dessous de 10 masses de Jupiter, suivi d'une distribution constante. Jean-Louis Halbwachs, en collaboration avec Frédéric Arenou (Paris-Meudon), Michel Mayor, Stéphane Udry et Didier Queloz (Genève), a analysé les orbites de 11 binaires spectroscopiques dont le compagnon pourrait être une naine brune (Msin i < 80 M_Jupiter). En combinant les éléments spectroscopiques avec les mesures astrométriques de Hipparcos, il est apparu que les composantes secondaires de 7 de ces étoiles étaient vraisemblablement des naines rouges, tandis qu'une seule se voyait confirmée comme naine brune. Une étude statistique de ce résultat a montré que la distribution des masses des composantes secondaires présente un minimum dans le domaine transitoire séparant les compagnons planétaires des composantes stellaires. Cette caractéristique vient soutenir l'hypothèse de l'existence de deux modes de formation différents, produisant, l'un des compagnons stellaires, et l'autre des planètes géantes [P00.1.2].
 

1.5 Evolution stellaire

1.5.1 Abondances du lithium et du béryllium dans les géantes

Le lithium et le béryllium sont des éléments fragiles, qui sont détruits à l'intérieur des étoiles de la séquence principale, mais synthétisés dans les géantes. On attend, a priori, une corrélation entre les abondances des ces éléments. Richard Monier (collaboration avec J.R. de Medeiros -- Natal, A. Lèbre -- Montpellier et M.R. de Garcia Maia -- Natal) a analysé les spectres IUE de deux géantes riches en lithium, et n'a pu mettre en évidence les raies de résonance de BeII vers 3130 A°. Le béryllium pourrait donc être déficient dans ces deux géantes [P97.1.4]. Une telle carence, si elle se confirme et s'avère systématique, pourrait remettre en cause les modèles de nucléosynthèse dans les étoiles géantes.

1.5.2 Formation d'étoiles carbonées sur la branche asymptotique des géantes

Un modèle d'évolution sur la branche asymptotique des géantes, incorporant les effets couplés du dragage convectif, des réactions nucléaires dans l'enveloppe, de la métallicité et de la perte de masse est développé par Mustapha Mouhcine dans le cadre de sa thèse. Les étoiles carbonées se forment plus facilement dans les environnements déficients en métaux. La détection probable (par lui-même et Ariane Lançon) d'étoiles carbonées dans l'amas W3 de NGC 7252, réputée de métallicité quasi-solaire, apporte une contrainte forte sur l'évolution des étoiles de 2 à 3 masses solaires. Notons qu'il s'agirait de la première détection aussi directe d'étoiles carbonées hors du Groupe Local (64 Mpc pour Ho=75 km/s/Mpc).

1.5.3 Flash de l'hélium : l'objet de Sakurai

L'objet de Sakurai est une étoile dont la luminosité a chuté durant plusieurs années avant de se stabiliser. C'est actuellement une géante rouge au centre d'une nébuleuse ionisée. La lenteur du processus de recombinaison dans la nébuleuse fait qu'elle porte toujours la signature de l'état initial de son étoile centrale. Ceci a permis à Joachim Köppen et F. Kerber (ESO) de montrer que cette dernière venait de passer le stade du flash final de l'hélium [P99.1.5].

1.5.4 Etoiles post-AGB : Perte de masse de LS II+3426

Richard Monier (collaboration avec P. Garcia-Lario -- Madrid, M. Parthasarathy -- Bengalore, D. De Martino -- Naples, L. Sanz Fernadez de Cordoba -- Madrid, R. Manchado - la Laguna et S.R. Pottasch - Gröningen) a confirmé que le noyau de LS II+3426 est une étoile post-AGB de petite masse, et non une supergéante B de population I comme on le pensait jusqu'à présent. Cette étoile est pauvre en carbone, et entourée d'une nébuleuse montrant des raies de faible excitation. Un suivi spectroscopique dans les domaines visible et UV a mis en évidence un épisode de perte de masse par vent entre 1993 et 1995. L'analyse des profils de raies dans les spectres à haute résolution révèle des mouvements complexes dans l'atmosphère de l'étoile [P97.1.8].

1.5.5 Evolution des noyaux de nébuleuses planétaires

Agnès Acker, Sophie Durand et Bjorn Stenholm (Lund) ont étendu leur étude des noyaux [WC] pour confirmer qu'ils évoluent depuis les types [WC 8-11] jusqu'aux types [WC 2-4], càd allant de nébuleuses denses avec des étoiles " froides ", à des nébuleuses plus étendues à noyaux chauds. Avec Mudumba Parthasarathy (Bengalore), ils ont montré que les types [WC] et les types wels (weak emission-lines stars) forment deux groupes différents : certaines étoiles wels sont les progéniteurs des étoiles de type PG1159 [P97.3.1 ; P98.1.2].

Joachim Köppen, Agnès Acker, Sophie Durand et Bjorn Stenholm (Lund) ont utilisé les mêmes spectres à haute résolution pour déterminer les compositions chimiques de 60 nébuleuses avec étoile centrale de type Wolf-Rayet. La similarité des abondances entre ces nébuleuses et celles de noyaux de type O montre que ces deux catégories ont des progéniteurs de masses comparables, et appartenant aux mêmes populations ; ce dernier point est d'ailleurs confirmé par les distributions spatiales et les propriétés cinématiques de ces objets.
 

2. Propriétés de la Galaxie

Etoiles ou nébuleuses planétaires, certains objets étudiés par l'équipe au titre de l'évolution stellaire sont aussi des traceurs efficaces des grandes structures de la Galaxie. Cet aspect est exploité comme on le verra ci-dessous. En outre, l'étude de notre Galaxie est abordée par quelques approches complémentaires, qui s'étendent parfois aux galaxies voisines.

2.1 Formation d'étoiles et matière interstellaire

2.1.1 Interaction entre étoiles et nuages moléculaires

Le nuage moléculaire de la constellation du Petit Renard. Alain Fresneau et Richard Monier ont étudié les propriétés cinématiques des étoiles proches du nuage moléculaire du Petit Renard. L'analyse des vitesses permet d'identifier la turbulence associée au milieu interstellaire sur une échelle observée de 20 pc, et de suggérer un transport de masse de 10 masses solaires par cascade jusqu'à une échelle de 400 UA en un demi-million d'années. On retrouve ainsi, en ordre de grandeur, le temps nécessaire à la formation d'un globule protostellaire. La masse d'hydrogène moléculaire apparaissant en silhouette de trompe d'éléphant dans NGC 6823, en frontière des composantes H I et H II, pourrait ainsi être évaluée [P99.1.1].

Des observations en U,B,V ont été obtenues avec le télescope de 91 cm de l'Observatoire de Catane pour confirmer les observations photographiques et rechercher une formation stellaire différente dans le sens de la rotation galactique.

Les sacs à charbon austral et boréal. Alain Fresneau a entrepris une analyse similaire à celle de la région du nuage du Petit Renard pour estimer les échelles de transport de masse par turbulence au voisinage du sac à charbon austral. Il exploite pour cela des clichés pris au siècle dernier à l'observatoire de Sydney. Le sac à charbon boréal est également étudié, avec des cliché pris à l'observatoire de Bruxelles. Ces clichés sont mesurés avec la machine automatique de Cambridge, grâce à un financement PICS France-Australie et à une subvention du Commonwealth (collaboration avec l'Université de Macquarie - Nouvelles Galles du Sud) [P98.3.14, P99.3.8].

2.1.2 Distribution de la matière interstellaire absorbante

Jean-Luc Vergely (thèse soutenue le 7/12/98 [P98.2.1]), en collaboration avec Rubens Freire Ferrero, Daniel Egret et Bernard Vallete (Université de Savoie) a développé une méthode d'inversion bayesienne des données permettant de déterminer la structure en 3-D des composantes poussière et gaz du milieu interstellaire (MIS).

Dans la sphère des 300 pc. Les parallaxes trigonométriques du catalogue Hipparcos ont permis de réaliser une étude statistique des caractéristiques de l'extinction interstellaire, et d'analyser la distribution spatiale de la poussière [P97.3.17]. Le MIS proche (d<300 pc) s'organise en une structure probablement fractale mais qui laisse aussi une possibilité d'interprétation plus classique en nuages de tailles diverses dont la densité n'est pas uniforme [P98.1.7].

Jusqu'à quelques kiloparsecs. La même méthode a été appliquée en utilisant les amas ouverts comme traceurs de la matière absorbante. Jean-Luc Vergely, en collaboration avec Bernard Vallete et Bing Cheng (Barcelone) a ainsi déterminé la distribution de la matière absorbante sur des distances de quelques kpc.

Le milieu interstellaire à grande distance. Joachim Köppen et Jean-luc Vergely ont exploré le milieu interstellaire jusqu'à 8 kpc grâce à l'extinction de 200 nébuleuses planétaire du bulbe galactique. Ils ont conclu que le modèle classique " des petits nuages ", pourtant établi à partir des étoiles proches,  se vérifiait bien à grande distance. En bon accord avec les observations de COBE, ils ont confirmé la faible épaisseur optique du disque.

2.1.3 Ions C IV et Si IV interstellaires (IS) aux bords de la Bulle Locale

La présence d'ions IS C IV et Si IV n'est normalement détectée qu'à des distances de 1 Kpc ou plus. Rubens Freire Ferrero a découvert de faibles raies d'absorption de ces ions dans les spectres UV des étoiles B8-A5 proches (<150 pc) observées par IUE dans les directions de Scorpion-Centaure. L'origine IS de ces raies paraît bien établie, d'une part parce qu'elles n'apparaissent normalement pas dans les spectres de ces étoles A et B et d'autre part, parce qu'il n'y a pas de signature shell dans ces étoiles.

Les étoiles montrant ces absorptions se trouvent à l'intérieur de la bulle identifiée avec le LOOP I en radio à 21 cm et en X (ROSAT). Les distances ont été revues en fonction des parallaxes Hipparcos. Les absorptions observées étant sensiblement constantes, on en conclut que les ions responsables se trouvent concentrés dans une région distante de seulement 60 à 80 pc. Cette situation coïncide avec la collision de la Bulle Locale et de la bulle Loop I. Comme ces bulles contiennent un milieu chaud (T = 10⁶ °K) alors que la région de colllision contient une concentration anormale d'hydrogène neutre à basse température( de 10³ à 10⁴°K), les ions C IV et Si IV peuvent s'être formés sur le front de collision de ces deux bulles, à une température de 10⁵ °K [P98.3.4 ; P98.3.6].

2.1.4 Cartographie en 3-D des nuages d'hydrogène neutre et des nuages de sodium dans le voisinage solaire.

Le milieu interstellaire local (sphère des 250 pc) provoque des raies en absorption dans le spectre des étoiles. Connaissant la distance des étoiles et les colonnes de densité des absorbants, il est possible, par inversion, de remonter aux fluctuations de densité locale et de décrire précisément la topographie de la bulle locale et des autres bulles avoisinantes. Jean-Luc Vergely, en collaboration avec Rubens Freire Ferrero, Arnaud Siebert et Bernard Valette (Université de Savoie), a dressé la première carte détaillée des densités en hydrogène neutre et en sodium neutre au voisinage du Soleil. Il a constaté que le rapport des densités d_HII/d_NaI fluctue localement autour de 9.10⁹ ± 3.10⁹ [P00.1.5].

2.2 Les grandes composantes de la Galaxie

2.2.1 Histoire de la formation d'étoile dans le disque galactique

A partir des données Hipparcos, Jean-Luc Vergely et Rubens Freire Ferrero ont pu contraindre les conditions de formation du disque galactique (celles des fluctuations fines du taux de formation d'étoiles et de l'évolution chimique du disque fin), en utilisant la méthode inverse sur le diagramme HR avec un modèle d'évolution stellaire. La formation du disque mince commencerait il y a plus de 10¹⁰ années, avec un pic à partir de 5 10⁹ pour culminer vers 1,5 10⁹ années [P98.2.1].
 

2.2.2 Les nébuleuses planétaires, traceurs de l'évolution chimique de la Galaxie

Synthétisation des nébuleuses planétaires du disque galactique. Joachim Köppen a entrepris de synthétiser la population des nébuleuses planétaires du disque galactique. Il se base sur un modèle d'extinction, un seuil de détection, et sur la fonction luminosité des nébuleuses planétaires du bulbe. Il pourra ainsi caractériser d'éventuelles différences entre les nébuleuses du bulbe et celles du disque.

Composition chimique des nébuleuses planétaires du bulbe galactique. Agnès Acker et Joachim Köppen (collaboration avec François Cuisinier - Rio de Janeiro et W. Maciel - Sao Paulo) ont réalisé des observations spectrophotométriques de haute qualité et déterminé les paramètres du plasma et les abondances en He, O , N, S, Ar et Cl de 30 nébuleuses planétaires du bulbe. Ils ont constaté que, globalement, les NP du bulbe ont la même métallicité que celles du disque, à la différence près que seul le disque contient des objets riches en azote, donc jeunes [P00.1.3].

Modèles d'évolution chimique. Joachim Köppen (collaboration avec K. Exter - Varsovie et M.J. Barlow -- Londres) a entrepris de confronter à des modèles d'évolution chimique la distribution des abondances des NP du bulbe et du disque.

2.2.3 Les nébuleuses planétaires, traceurs cinématiques de la Galaxie

En collaboration avec A. Zijlstra (ESO), Agnès Acker a exploité les observations à très haute résolution des raies [O III], H alpha et [N II] de 70 NP du bulbe galactique. Elle a ainsi révisé les propriétés cinématiques des NP du bulbe [P97.1.11].

Les propriétés cinématiques et dynamiques des NP de la Galaxie ont été étudiées dans le cadre de la thèse de Sophie Durand (soutenue en 1997, sous la direction d'Agnès Acker et Herwig Dejonghe -- Gand) [P97.2.7]. Une base de vitesses radiales de 867 NP, constituée par compilation, a été calibrée avec 120 VR déterminées à partir de spectres ESO/CAT à haute résolution (R=50 000). Les propriétés cinématiques des NP du disque ont confirmé les paramètres A et R de la rotation galactique, et la rotation du bulbe a clairement été mise en évidence. En ajoutant aux vitesses radiales la distribution en densité à 2 µ(DIRBE), le modèle axisymétrique à deux intégrales de Herwig Dejonghe (Gand) a permis, pour la première fois, d'effectuer une analyse dynamique globale. En particulier, l'échelle de longueur exponentielle du disque mince a été estimée à 2,6 kpc, alors que l'exposant de la loi de densité du halo a été évalué à 3,2 [P98.1.8].
 
 

3. Etude des galaxies proches

3.1 Formation des étoiles dans les galaxies spirales

3.1.1 Distribution initiale des masses des étoiles.

Joachim Köppen, Jean-Luc Vergelyet Daniel Egret ont développé une méthode d'inversion qui, appliquée au diagramme couleur-magnitude d'une galaxie, permet de déterminer la distribution initiale des masses des étoiles, les variations du taux de formation, et l'évolution de la métallicité.

3.1.2 Taux de formation déduit de Ha .

 (collaboration avec H.E. Fröhlich - AIP Potsdam) a élaboré une approche bayesienne pour déterminer, à partir des observations en H alpha de 11 galaxies spirales et de la Voie Lactée, la loi la plus probable pour décrire la formation des étoiles dans un disque galactique. Diverses lois ont déjà été proposées à ce sujet, avec une tendance à l'augmentation du nombre de paramètres libres. Afin de trancher la question, les probabilités de diverses lois ont été calculées en tenant compte du nombre de paramètres libres. Cette étude a abouti sur les conclusions suivantes [P97.1.7] :

• La loi la plus probable est celle donnant le taux de formation comme proportionnel à la densité superficielle du gaz. En particulier, cette loi est 10 fois plus probable que celle affectant un exposant à la densité.
• Il n'y a vraisemblablement pas de dépendance entre le taux de formation d'un lieu et sa distance au centre de la galaxie.

Joachim Köppena entrepris la mise au point d'une méthode bayesienne pour comparer les diagrammes couleur-magnitude observés à des diagrammes synthétiques. Cette technique devrait permettre de trancher entre un modèle de formation stellaire continue et une formation par sursauts.
 

3.2 Populations stellaires dans les galaxies

3.2.1Synthèse de population appliquée à l'infrarouge proche

Le domaine infrarouge proche, qui connaît actuellement un important essor, est réputé donner accès aux " populations évoluées " présentes dans une population composite. Les travaux d'Ariane Lançon et de Mustapha Mouhcine ont pour but la séparation des contributions des supergéantes rouges, des étoiles de la branche asymptotique des géantes (AGB) et des géantes rouges dans les spectres de ce domaine. Ils ont montré que l'identification des populations d'âge intermédiaire reposera sur la détection des bandes moléculaires des AGB variables, en particulier les bandes H2O des Miras oxygénées et les bandes C2 et CN des étoiles carbonées [P99.1.4].

Les étoiles AGB sont lumineuses mais rares. Ariane Lançon et Mustapha Mouhcine ont montré que les propriétés spectroscopiques infrarouges des populations de moins de 10⁵ masses solaires sont susceptibles de s'écarter significativement des prédictions moyennes en raison des fluctuations de Poisson du nombre de ces étoiles [sous presse]. Pour valider les modèles de synthèse ils ont donc observé, en collaboration avec D. Silva (ESO), M. Groenewegen (Inst. Max Planck) et C. Leitherer (STScI), l'un des rares amas stellaires massifs d'âge intermédiaire actuellement identifié et accessible du Chili (SOFI sur le NTT, ESO) : W3 dans NGC 7252. De bons ajustements sont obtenus et un large ensemble de modèles initialement envisageables sont éliminés.

Les noyaux de galaxies ayant subi récemment une interaction gravitationnelle pourraient eux aussi être dominés par l'émission des AGB quelques 10⁸ ans après la perturbation. C'est ce qu'indique l'étude multi-longueurs d'onde du noyau de la galaxie naine NGC 7714 (perturbée par NGC 7715), menée par Ariane Lançon en collaboration avec C. Leitherer, J. Goldader (Univ. Pennsylvanie), R. Gonzalez-Delgado (Inst. d'Astroph. d'Andalousie), et basée sur des observations du sol et de l'espace. L'étude conjointe des spectres UV, optique et infrarouge proche de la même région spatiale confirme qu'une fraction importante de l'activité en formation stellaire échappe à la détection lorsqu'on se contente de l'ajustement des données d'un seul domaine spectral.

3.2.2 Nébuleuses planétaires dans les amas massifs

Joachim Köppen et Agnès Acker ont estimé le nombre de nébuleuses planétaires que l'on devrait théoriquement trouver dans les amas stellaires massifs. Extrapolant à partir des comptages dans les amas ouverts, ils considèrent que ce nombre, très dépendant de l'âge de l'amas, devrait varier entre 2 et 20, pour un amas très jeune [P00.3.7]. Des observations devront être entreprises pour vérifier ces estimations.
 

3.3 Evolution chimique des galaxies

3.3.1 Formation stellaire et évolution chimique du Grand Nuage de Magellan

B. Diersch (Bonn - thèse co-dirigée par Joachim Köppen) utilise la photométrie de Strömgren pour étudier la métallicité et le taux de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan. La relative rareté des étoiles pauvres en métaux indiquerait que cette galaxie continue à accréter du gaz actuellement.

3.3.2 Effet des courants gazeux sur l'évolution chimique

Joachim Köppen (collaboration avec M.G. Edmunds - Cardiff) a étudié analytiquement et numériquement l'effet d'un apport en gaz sur un modèle d'évolution chimique. Un flux de gaz diminuant de façon monotone avec le temps produit des solutions très proches de celles du modèle en boite fermée. Une augmentation de flux brutale et importante est nécessaire pour que la métallicité du gaz ou des étoiles soit significativement moindre que dans ces cas simples [P99.1.15].

3.3.3 Origine du carbone et de l'azote

L'observation des régions HII montre que les rapports [N/O] et [C/O] augmentent avec [O/H]. Comme on suppose que la production de l'oxygène dans les étoiles massives ne dépend pas de la métallicité, on en concluait que la production de l'azote, elle, devait en dépendre. Or, on sait depuis peu que la production de l'azote dans les étoiles de masse intermédiaire (1 à 8 M₀) n'est pratiquement pas liée à la métallicité (modèle de van der Hoek et Groenewegen), et que l'enrichissement en oxygène venant des étoiles massives diminue en fait avec Z (modèle de Maeder). Joachim Köppen (collaboration avec R.B.C. Henry - Oklahoma, et M.G. Edmunds - Cardiff) a montré que les rapports d'abondances entre C, N et O s'accordaient quantitativement avec ces modèles. Les augmentations de [N/O] et [C/O] avec [O/H] ne viennent donc pas d'une augmentation des productions d'azote et de carbone avec la métallicité, mais d'une diminution de la production d'oxygène [P00.1.4].

3.3.4 Modélisation chimico-dynamiques des galaxies

Joachim Köppen (collaboration avec G. Hensler et C. Theis - Kiel) a comparé les comportements de divers modèles d'évolution du milieu interstellaire.

Il a ensuite intégré à sa modélisation les effets de la dynamique globale de la galaxie sur son évolution chimique. En particulier, il a montré que, dans les galaxies naines, l'accrétion épisodique du gaz peut expliquer la dispersion des abondances d'azote qui est effectivement observée dans les galaxies naines irrégulières [P98.1.4].
 

4. Apports à la communauté

4.1 Base de données de nébuleuses planétaires

Agnès Acker, Ingemar Lundström (Lund), et François Ochsenbein construisent la base de données " Strasbourg-Lund data base of galactic planetary nebulae ". Les positions des nébuleuses planétaires du Strasbourg-ESO catalogue (SECGPN) et de son supplément ont été vérifiées dans le Digital Sky Survey, et corrigées pour 600 NP. En plus des informations compilées dans le SECGPN, cette base met en ligne les spectres du relevé Stenholm/Acker, les mesures d'intensité, et donne des liens vers des images.
 

4.2 Organisation d'écoles et ateliers

4.2.1 Ecole " écoulements hypersoniques radiatifs hors équilibre "

Cette école était organisée par le Groupement de Recherche Milieux circumstellaires du CNRS, l'Observatoire de Strasbourg et l'Observatoire du Mont Mégantic (Québec) . Regroupant une quarantaine de participants de divers pays, elle s'est tenue au Mont Saint Odile (Bas-Rhin), du 22 au 25 septembre 1997. Le comité scientifique d'organisation était composé d'Agnès Acker, de Jean-Pierre Lafon (Observatoire de Paris) et de Tony Moffat (Université de Montréal). L'organisation locale fut assurée par Ariane Lançon et Agnès Acker, avec l'aide de Sylvie Bulot et du secrétariat de l'Observatoire. Les comptes-rendus ont été publiés dans un numéro spécial d'Astrophysics & Space Science.

4.2.2 Colloque sur les amas stellaires massifs

Les amas stellaires massifs semblent être formés préférentiellement lors de collisions entre galaxies. Ils peuvent être observés à grande distance, et sont ainsi des indicateurs potentiels des l'histoire des galaxies. Ces thématiques ont été débattues lors de l'atelier international " Massive Stellar Clusters ", qui a réuni une soixantaine de chercheurs et étudiants à Strasbourg du 8 au 10 novembre 1999. Ariane Lançon, Joachim Köppen et Agnès Acker étaient membres du comité scientifique; Ariane Lançon et Daniel Egret animaient le comité d'organisation. Les comptes-rendus sont en cours d'édition par Ariane Lançon et C. Boily (ITA Heidelberg).

4.2.3 Ecole de Goutelas sur les étoiles doubles

L'édition 2000 de l'école CNRS de Goutelas aura pour thème les " étoiles doubles : des systèmes à grandes séparations aux binaires X ". Elle aura lieu du 22 au 26 mai. Ses responsables sont Jean-Louis Halbwachs et Jean-Marie Hameury.
 

4.3 Groupes de travail de l'UAI

Agnès Ackerreprésente la France au sein du groupe de travail " Nébuleuses Planétaires ".

Alain Fresneau préside un groupe de travail sur l'exploitation des clichés photographiques anciens. A ce titre, il a identifié les machines disponibles pour les mesurer.

4.4 Programmes éducatifs sur le web

Joachim Köppen a mis au point une douzaine de programmes à usage éducatif en langage Java : lancement d'une fusée, simulation à 2 et 3 corps, problèmes hydrodynamiques, extinction interstellaire, évolution des galaxies, synthèse de populations en constituent les principaux thèmes. Ces programmes sont accessibles à l'adresse http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/apindex.html.