En lien avec la Section 4.7, on présente ici des graphiques qui montrent le comportement de la profondeur, de la largeur à mi-hauteur et de la largeur équivalente (LE) de la raie Hγ et des indices photométriques en fonction de la température effective et de la gravité de surface pour des modèles de différentes métallicités. Ces figures permettent de comprendre en plus de détails l’effet de la métallicité directement à partir de spectres synthétiques.
4.8.1 Analyse spectroscopique
La Figure 4.8 montre le comportement de la profondeur, de la largeur à mi-hauteur et de la largeur équivalente de la raie Hγ des modèles. De façon générale, on constate que peu importe la métallicité des modèles (excepté le cas de −2.0 dex pour les modèles chauds), la valeur des paramètres de la raie augmente avec la température effective qui augmente, pour atteindre un maximum à une température d’environ 9000 K, puis diminue avec une température qui continue à augmenter au-delà de 9000 K. Avec une augmentation de la gravité de surface, la profondeur de la raie change peu alors que sa largeur à mi-hauteur et sa largeur équivalente augmentent systématiquement. On constate aussi que lorsqu’on augmente la métallicité des modèles, pour une température effective et une gravité de surface données, la valeur de la profondeur de la raie augmente, tandis que celles de la largeur à mi-hauteur et de la largeur équivalente diminuent.
Avant une température effective d’environ 9000 K, plus la température est petite plus les électrons des atomes d’hydrogène ont tendance à être dans le niveau fondamental (e.g. voir la Figure 1.10 de LeBlanc 2010). Les raies de Balmer, qui nécessitent des transitions électroniques impliquant le premier niveau excité (n = 2), sont alors faibles. Pour une température effective d’environ 9000 K, les atomes d’hydrogène ont principalement leur électron dans le niveau n = 2. L’opacité d’une raie de Balmer est alors très grande, tel que sa profondeur, sa largeur à mi-hauteur et sa largeur équivalente atteignent un maximum à cette température. Une augmentation de la température au-delà de 9000 K favorise l’ionisation de l’hydrogène, ce qui fait diminuer la densité d’atomes d’hydrogène neutre qui sont susceptibles de former les raies de Balmer. Pour Tef f >∼ 9000 K, on s’attend donc à ce que l’opacité des raies d’hydrogène
Figure 4.8 – Profondeur, largeur à mi-hauteur et largeur équivalente de la raie Hγ des modèles en fonction de la température effective et de la gravité de sur- face. Différentes métallicités, [Fe/H] relatives à la métallicité solaire, ont été considérées tel qu’indiqué sur la figure.
soit moins grande, i.e. à ce que la profondeur, la largeur à mi-hauteur et la largeur équivalente d’une raie de Balmer diminuent avec une augmentation de la température effective.
Une augmentation de la gravité de surface entraîne une augmentation de la pression dans les couches atmosphériques qui favorise alors les collisions qui sont responsables de l’élargissement de la raie, sans pour autant modifier significativement sa profondeur.
Une augmentation de la métallicité affecte les raies de Balmer par le biais de divers processus physiques qui entrent en compétition. D’une part, l’ajout de métaux va créer une augmentation de l’opacité du continu, ce qui en soi signifie une diminution de la force des raies. L’ajout des métaux va aussi créer un apport d’électrons libres qui vont permettre plus de collisions avec les atomes d’hydrogène et, en soi, produire un élargissement des raies. Mais aussi, un apport d’électrons libres va favoriser la recombinaison (surtout à basse température) pour les atomes d’hydrogène. De ce fait, le nombre d’atomes d’hydrogène neutre disponibles pour former les raies de Balmer va augmenter. Il est complexe d’évaluer l’importance relative des différents phénomènes mentionnés ci-dessus, et selon les conditions physiques (température et gravité), la présence de différents éléments chimiques a plus ou moins un impact sur l’opacité du continu et les donneurs d’électrons. Ainsi, selon la Figure 4.8, la recombinaison est sans doute importante, permettant d’augmenter la profondeur des raies de Balmer. L’effet combiné des processus donne cependant au final une diminution de la largeur à mi-hauteur des raies alors que la largeur équivalente des raies change à peine.
Dans le cas des modèles avec une métallicité de −2.0 dex, on note une discontinuité du com- portement de la profondeur et de la largeur à mi-hauteur de la raie Hγ entre 12000 et 14000 K (Fig. 4.8). Dans ce cas, la profondeur et la largeur à mi-hauteur des modèles chauds augmente et diminue d’un coup, respectivement. Ce changement de la variation du profil des raies avec la métallicité, dans le cas des modèles chauds, entraîne aussi un revirement de la variation de Tef f et de log g spectroscopiques des étoiles BHB chaudes étudiées dans ce chapitre (voir Fig. 4.4, 4.6 et 4.7). Les modèles chauds avec une métallicité de −2.0 dex donnent une valeur des paramètres plus grande que dans le cas d’une métallicité de −1.5 dex, alors qu’on s’atten- drait à une valeur plus faible si on se fie au comportement des paramètres obtenus pour les autres métallicités. Le calcul des modèles avec une métallicité de −2.0 dex a été revu afin de s’assurer de la validité des paramètres d’entrée et de la convergence des modèles. Pour mieux comprendre le comportement des modèles chauds à faible métallicité, des modèles de −3.0 dex pour 9000 K ≤ Tef f ≤ 15000 K et log g = 3.5 ont été calculés. L’analyse de la profondeur et
de la largeur à mi-hauteur de la raie Hγ de ces modèles chauds montre aussi un revirement de la profondeur et de la largeur à mi-hauteur de la raie, comme pour une métallicité de −2.0 dex, mais pour une plus grande plage de températures effectives. En examinant les paramètres de la structure de l’atmosphère (température, pression et densité en fonction de la profondeur optique de référence logτ5000) des modèles chauds à −2.0 dex, on constate un comportement
Figure 4.9 – Indices photométriques a0 et c0 en fonction de la température effective
et de la gravité de surface. Le code de couleur pour identifier la métallicité est le même qu’à la Figure 4.8.
diminuer, lorsqu’on arrive très près de la surface (i.e. logτ5000 ≤ −6) où le coeur des raies est
formé. Ce phénomène de faible métallicité des modèles chauds a déjà été vu par P. Hauschildt (communication privée) qui l’explique par un effet d’opacité dû aux basses densités rencon- trées. Une comparaison détaillée avec d’autres codes atmosphériques pourraient nous éclairer pour mieux comprendre ce phénomène.
4.8.2 Analyse photométrique
La Figure 4.9 montre le comportement des indices a0 et c0 (Section 2.3) en fonction de la
température effective et de la gravité de surface pour différentes métallicités. La température effective est ajustée pour tenir compte du domaine de sensibilité des indices. Tel que décrit dans la Figure 2.7, ces deux indices diminuent lorsqu’on augmente la température effective due à une diminution des indices de couleur (u − v, v − b et b − y) qui les composent (Équations 2.2, 2.4 et 2.6). On voit clairement dans la Figure 4.9 que les indices a0 et c0 ne varient presque
pas lorsqu’on augmente la gravité de surface. Bien que les filtres qui engendrent ces indices contiennent aussi des raies spectrales, le flux du continu est celui qui domine le comportement. À ces températures, un changement de la gravité de surface n’affecte pas beaucoup l’allure du continu (voir par exemple Fig. 10.8 de Gray 2005), et de ce fait les indices de couleur, ce qui explique pourquoi les indices a0et c0varient peu avec la gravité. Dans la Figure4.9, on constate en plus que les indices a0 et c0 diminuent légèrement lorsqu’on augmente la métallicité des
modèles. L’ajout de métaux dans l’atmosphère a pour effet de rougir le spectre (voir Fig. 1.5 de Sparke & Gallagher 2007), comme si les indices de couleur indiquaient une température effective plus faible.
La Figure4.10montre le changement des indices r∗ et β en fonction de la température effective et de la gravité de surface à différentes métallicités. Alors que l’indice β est lié à l’allure de la raie Hβ à partir de deux filtres photométriques (l’un étroit et l’autre large), l’indice r∗ représente le produit d’une combinaison des indices de couleur u − v, v − b et b − y, et de l’indice β (Équations 2.3 et 2.5). Tel que décrit avec la Figure 2.7, la valeur des indices β et r∗ croit et décroit respectivement lorsqu’on augmente la gravité de surface. Une augmentation de la gravité de surface, i.e. de la pression dans l’atmosphère, entraîne un élargissement de la raie Hβ qui va influencer principalement la transmission dans le domaine spectral du filtre étroit et conduire à une diminution de l’indice β. Comme mentionné dans le paragraphe précédent, l’effet de la gravité de surface sur les indices de couleurs est presque négligeable, et alors l’indice r∗ est simplement inversement proportionnel à l’indice β.
La Figure 4.10 montre aussi que l’indice β diminue légèrement, ∼ 0.1 mag, entre 11000 K et 15000 K. Cette diminution est expliquée par le fait que le nombre d’atomes d’hydrogène neutre diminue lorsqu’on augmente la température effective (pour Tef f >∼ 9000 K). L’indice r∗ est moins sensible à la température due à la combinaison de l’indice β avec des indices de couleurs.
Comme on l’a vu pour la Figure 4.9, la largeur équivalente d’une raie de Balmer varie peu avec la métallicité alors qu’un indice de couleur a tendance à rougir avec la métallicité. Ainsi, comme le montre la Figure 4.10, les indices β et r∗ varient peu avec la métallicité dans le domaine de température effective où ils sont utilisés.
Figure 4.10 – Indices photométriques r∗ et β en fonction de la température effective et de la gravité de surface. Le code de couleur pour identifier la métallicité est le même qu’à la Figure 4.8.
Chapitre 5
Caractérisation d’étoiles bleues de la
branche horizontale du champ
5.1
Les étoiles bleues de la branche horizontale du champ
Les étoiles BHB du champ sont considérées comme un bon traceur de la structure du halo galactique à cause de leur forte luminosité. Ces étoiles montrent généralement une faible abondance en métaux. Preston et al. (1991), Christlieb et al. (2005), Smith et al. (2010) et Kinman et al. (1994, 2007, 2012) ont fait plusieurs observations photométriques d’étoiles du halo afin d’identifier des étoiles BHB parmi celles-ci. Ainsi, des milliers d’étoiles BHB du halo sont connues. Plus près du disque galactique, les étoiles BHB sont plus difficilement reconnaissables car leurs indices photométriques ressemblent à ceux des étoiles chaudes de la séquence principale qui sont présentes en grand nombre dans le disque. Cela a donc contraint les chercheurs à se limiter généralement aux étoiles BHB du champ se trouvant dans le halo. Kinman et al. (2000), en se basant sur des études d’identification d’étoiles BHB de plusieurs chercheurs, ont caractérisé une trentaine de candidates BHB du champ en menant une étude spectroscopique dans laquelle ils déterminent l’abondance de certains éléments chimiques, la température effective et la gravité de surface. Leur échantillon ne contient pas d’étoile BHB plus chaude que 11000 K. Behr (2003b) a fait une analyse photométrique et spectroscopique de 45 candidates de la branche horizontale du champ pour lesquelles, en plus de mesurer l’abondance de certains métaux, la température effective et la gravité de surface, il a aussi obtenu la vitesse de rotation. Comme dans le cas des étoiles BHB chaudes des amas globulaires, Behr (2003b) a mesuré une faible vitesse de rotation pour les étoiles BHB chaudes de son échantillon. Khalack et al. (2007) ont détecté la stratification verticale de l’abondance du soufre et de l’azote dans l’atmosphère de l’étoile BHB chaude du champ HD 135485. Kafando et al. (2016, Chapitre 3) ont présenté une analyse détaillée de l’abondance de 5 étoiles BHB du champ observés au Télescope Canada-France-Hawaï. Alors que les étoiles froides HD 128801,
HD 143459 et H Z27 présentent un comportement similaire à celles des amas en ne montrant aucune signature de diffusion atomique, la stratification verticale du phosphore dans l’étoile HD 213781 (13330 ± 350 K ) et une stratification relativement marginale du fer dans l’étoile Feige 86 (16110 ± 450 K) ont été remarquées.
Bien qu’un grand nombre d’étoiles BHB du champ soient maintenant connues, le nombre de ces étoiles dont les paramètres atmosphériques sont déterminés n’est pas très grand. Au final, très peu d’étoiles BHB chaudes (Tef f >11500 K) du champ ont été identifiées. Ainsi, afin
de caractériser de nouvelles étoiles BHB, trois missions d’observation ont été menées dans le cadre de ce projet de doctorat à l’Observatoire du Mont-Mégantic (OMM). L’objectif principal de ces missions d’observation était d’estimer Tef f et log g des étoiles, en espérant découvrir
de nouvelles étoiles BHB plus chaudes que 11500 K. L’analyse spectroscopique a été réalisée à l’aide du programme de l’ajustement des raies spectrales de Napiwotzki et al. (1999) et de spectres synthétiques produits par les modèles d’atmosphère de PHOENIX. Au total 21 étoiles BHB du champ ont été observées. La majorité de ces étoiles sont plus brillantes que V ' 10 mag (i.e. elles n’ont pas requis beaucoup de temps d’observation) et sont déjà bien caractérisées dans la littérature, i.e. elles constituent alors un bon test pour les modèles. Faute de beau temps, seulement 7 nouvelles étoiles BHB du champ (des étoiles moins brillantes) ont pu être caractérisées, trois d’entre elles pour la première fois et les quatre autres avec une meilleure précision que celle donnée dans la littérature. Seulement une de ces étoiles a une température effective à la limite des étoiles BHB chaudes.