Analyse des spectres FUSE

Transitions observées dans l’ultraviolet lointain

Les longueurs d’onde de nombreuses transitions atomiques issues des niveaux d’énergie fondamentaux ainsi que des niveaux de structure fine ou des niveaux excités se trouvent dans le domaine des ultraviolets lointains1 . Dans les spectres de l’échantillon, les espèces atomiques les plus souvent identifiées sont : Ar I, C I, Fe II, Mn II, N I, N II, P II, … On observe généralement les transitions issues des niveaux d’énergie suivants : – Ar I : 1S0 – C I : 3P0, 3P1, 3P2 – Fe II : 6D9/2, 6D7/2, 6D5/2, 6D3/2, 6D1/2 ; et parfois observés : 4F9/2, 4F7/2, 4F5/2, 4F3/2 – Mn II : 7S3 – N I : 4S3/2, 2D5/2, 2D3/2 – N II : 3P0, 3P1, 3P2 – P II : 3P0, 3P1, 3P2 Pour identifier ces raies, j’ai utilisé les tables de données atomiques dans l’UV lointain de Morton (1991, 2000), ainsi que la base de données du Department of Physics and Astronomy, University of Kentucky (http ://www.pa.uky.edu/∼peter/atomic/). Par ailleurs, le domaine spectral de FUSE contient de nombreuses transitions de l’hydrogène moléculaire. FUSE donne accès aux séries de Lyman et Werner qui correspondent aux transitions entre les niveaux rotationnels (J) du niveau vibrationnel fondamental (v = 0) du niveau électronique fondamental (X) et les différents niveaux rotationnels et vibrationnels du premier (B) et du second (C) niveau électronique. FUSE permet l’observation des transitions issues des niveaux rotationnels des niveaux vibrationnels excités (v ≥ 1) du niveau électronique fondamental, lorsque les conditions physiques du milieu observé s’y prˆetent (e.g. Lecavelier des Etangs et al. 2003; Boissé et al. 2005). Les paramètres des transitions moléculaires utilisés pour l’analyse spectrale ont été tabulés par Abgrall et al. (1993a,b, 2000) et Balakrishnan et al. (1999). 3.2

Modélisation des raies

La première étape dans l’analyse des spectres FUSE a été de rechercher des signatures spectrales du gaz sur la ligne de visée des étoiles et ensuite de déterminer l’origine de ce gaz. En effet, l’existence d’un milieu gazeux froid/tiède le long de la ligne de visée se traduit par la présence de raies d’absorption fines dans le spectre photosphérique. Pour une transition donnée d’un élément chimique X dans un état d’ionisation donné, chaque composante gazeuse sur la ligne de visée (chaque nuage) produit donc une raie d’absorption. Cette raie peut ˆetre modélisée par un profil de Voigt, qui est fonction de paramètres atomiques (voir Annexe C). Les paramètres atomiques sont essentiellement la longueur d’onde, la force d’oscillateur et la largeur naturelle de la transition (durée de vie ou probabilité de transition spontanée). Les paramètres propres d’un nuage (interstellaire ou circumstellaire) sont : – la densité de colonne de chaque élément : NX (en cm−2 ), pour l’élément X, – la vitesse radiale vrad (en km s −1 ), – la température T (en K), – la vitesse de turbulence vturb (en km s −1 ). Un nuage interstellaire présent sur une ligne de visée produit des profils de raies difficiles à distinguer de ceux produits par le milieu circumstellaire. Ces deux milieux produisent des raies fines en absorption dans le spectre photosphérique. Cependant, l’origine du gaz est aisément déterminée à partir de l’analyse des vitesses radiales des différentes composantes et de leur température. En effet, les conditions physiques des milieux interstellaire et circumstellaire sont souvent différentes. Le milieu circumstellaire a généralement une vitesse radiale similaire à de celle de l’étoile, et selon sa distance à l’étoile, il est plus chaud que le milieu interstellaire, avec des conditions d’excitation différentes. Un nuage interstellaire qui se trouverait sur la ligne de visée, n’a a priori aucun lien avec l’étoile, et donc sa vitesse radiale est différente de celle du milieu circumstellaire, qui lui, est associé à l’étoile. En utilisant des transitions dont les paramètres atomiques sont relativement bien connus, on peut déterminer les paramètres des milieux gazeux observés en ajustant les raies d’absorption par des profils de Voigt. En particulier, pour l’analyse des spectres FUSE j’ai utilisé la procédure de “line fitting” (pour ajustement de raies) Owens, écrite par M. Lemoine (Lemoine et al. 2002; Hébrard et al. 2002). La modélisation a été effectuée en utilisant les mˆemes bases de données atomiques et moléculaires dans l’UV lointain que celles utilisées pour l’identification des raies. Ici, je ne donnerai que les principales caractéristiques de la procédure Owens. Owens crée un spectre synthétique correspondant à une série de paramètres libres, que l’on cherche à déterminer, comme l’abondance des éléments chimiques responsables des raies d’absorption à modéliser, la vitesse radiale, la vitesse de turbulence et la température. Ce code laisse la possibilité de fixer un ou plusieurs de ces paramètres, en fonction des besoins. Il travaille en opacité, c’est-à-dire que le profil théorique de la raie est modélisé à partir d’un profil de Voigt qui s’applique quelle que soit la profondeur optique (voir Annexe C).

Paramètres physiques résultant de la modélisation des raies

La Table 3.1 présente les densités de colonne totales du H2 pour chaque étoile, ainsi que les vitesses radiales et les largeurs de raies déterminées à partir de la modélisation des raies. Lorsque des raies d’absorption d’hydrogène moléculaire sont observées dans les spectres, j’ai déterminé les densités de colonne correspondant à chaque niveau d’énergie (voir Tables 3.2 et 3.3). Dans certains spectres, aucune raie d’absorption de H2 n’est observée. Dans ce cas-là, en supposant que du H2 est présent sur la ligne de visée, j’ai estimé une limite supérieure à la densité de colonne, qui correspond à la densité de colonne au-delà de laquelle on devrait observer des raies d’absorption. La Table 3.1 présente également les différentes espèces atomiques identifiées dans les spectres des étoiles de l’échantillon, ainsi que leur origine (interstellaire ou circumstellaire) déterminée à partir de leur vitesse radiale. La Table 3.4 présente les densités de colonne des espèces atomiques identifiées dans les spectres FUSE. Ici ne sont repertoriées que les espèces d’origine circumstellaire, dont la vitesse radiale est similaire (à la résolution de FUSE) à celle de l’étoile. Dans les cas de HD104237, HD163296 et AB Aur, seules des raies de Fe II et N I ont été identifiées dans les spectres (voir Table 3.1). Cependant, les densités de colonne de ces espèces atomiques n’ont pu ˆetre déterminées du fait de la présence de raies de fluorescence du Fe II et de profils P-Cygni pour les raies de N I dues au vent stellaire. Dans le spectre de HD163296, du PII a été détecté mais les raies sont saturées et donc les densités de colonne n’ont pu ˆetre déterminées. C’est pourquoi ces trois étoiles ne figurent pas dans la Table 3.4. Pour quatre étoiles de l’échantillon, deux composantes gazeuses sont clairement identifiées. L’origine de ces composantes (interstellaire ou circumstellaire) est déterminée sur la base de l’analyse des vitesses radiales : – Dans le cas de HD109573, les deux composantes identifiées dans le spectre FUSE sont clairement d’origine interstellaire. Elles ont également été observées dans d’autres domaines de longueurs d’onde (voir chapitre 2 ; Holweger et al. 1999; Chen & Kamp 2004). – HD250550, HD85567, et HD76534 sont les trois autres étoiles pour lesquelles deux composantes ont été identifiées. Pour ces étoiles, la première composante, incluant le H2, a une vitesse radiale très proche de celle de l’étoile et est donc a priori d’origine circumstellaire. – Dans le cas de HD76534, la deuxième composante a une vitesse radiale qui correspond aux observations d’une composante interstellaire observée par Cha & Sembach (2000) en direction de cette étoile. Donc, la seconde composante identifiée dans le spectre FUSE est d’origine interstellaire. – En ce qui concerne HD250550 et HD85567, la vitesse radiale de la deuxième composante suggère une origine interstellaire. Cependant, aucune observation d’une composante interstellaire n’a été rapportée dans la littérature. Ceci implique que cette composante interstellaire ne correspond pas à un nuage présent sur la ligne de visée, mais plutˆot à du milieu interstellaire diffus.