Echantillons de travail : spectres UVES, HARPS et FEROS

en lithium pour les spectres UVES, HARPS et FEROS du projet AMBRE. Nous rappelons que ces spectres sont issus des archives de l'ESO. Nos trois échantillons de travail sont composés de 3 628, 89 183 et 5 981 spectres respectivement, initialement issus d'échantillons plus importants pour lesquels nous n'avons gardé que les étoiles avec +1 < log(g) < +5 cm s−2_{, SNR≥ 10 an de s'assurer une qualité optimale sur} les paramètres atmosphériques.

Les paramètres atmosphériques Te, log(g), [M/H], [α/Fe] ainsi que la vitesse radiale Vrad ont été dérivés dans une première étape de façon homogène par le pro- jet AMBRE ([Worley et al. 2012], [De Pascale et al. 2014] et [Worley et al. 2014]). Nous rappelons que dans ces trois études du projet AMBRE, l'analyse des paramètres atmosphériques a été réalisée avec l'algorithme MATISSE [Recio-Blanco et al. 2006]. Outre les paramètres atmosphériques classiques ainsi que leurs erreurs associées, pour chaque spectre, le projet AMBRE fournit également un critère de qualité, appelé QUALITY_FLAG. Il s'agit d'un paramètre renseignant sur l'ajustement entre le spectre observé et le spectre synthétique interpolé aux paramètres de la solution. Ce critère peut prendre 3 valeurs : 0 (paramètres atmosphériques très ables) ; 1 (paramètres atmosphériques de bonne qualité) ; 2 (paramètres atmo- sphériques acceptables mais devant sans doute être optimisés). Les spectres sélec- tionnés précédemment ne contiennent que des spectres avec QUALITY_FLAG ≤ 1. Les erreurs typiques en Te, log(g) et [M/H] sont de [120 K, 0.20 cm s−2, 0.10 dex] pour UVES, [93 K, 0.26, 0.08 dex] pour HARPS et [108 K, 0.14, 0.11 dex] pour FEROS. Les distributions de SNR pour nos trois échantillons de travail sont mon- trées dans la Figure 3.11. Nous constatons que l'échantillon UVES couvre le plus large domaine de SNR et surtout fournit les spectres de meilleure qualité (télescope de classe 8-m).

3.2.2 Construction du catalogue d'abondances AMBRE/Li

La première étape a consisté à déterminer le nombre d'étoiles individuelles issues des trois échantillons précédents car souvent plusieurs spectres correspondent à la même étoile. Le catalogue nal AMBRE des abondances de lithium a été construit en choisissant la meilleure abondance de lithium pour une étoile ayant plusieurs spectres. En eet, certaines étoiles ont pu être observées plusieurs fois car les échan- tillons de travail issus des archives de l'ESO sont la somme de diérents programmes d'observations. Nous notons par exemple que HARPS est beaucoup utilisé pour la recherche d'exo-planètes par vélocimétrie, impliquant un très grand nombre d'ob- servations pour une même étoile. Pour ce faire, nous avons tout d'abord cherché les

3.2. Abondances du lithium pour AMBRE 97

Figure 3.11  Histogramme normalisé du SNR des 3 échantillons de travail UVES, HARPS et FEROS.

observations répétées dans les échantillons UVES, HARPS et FEROS. Préparation des cibles UVES et FEROS pour GAUGUIN

Pour UVES et FEROS, le nombre attendu d'observations répétées pour une étoile donnée est plutôt faible. Nous avons eectué une simple recherche automatique sur les coordonnées α et δ des spectres. Ces coordonnées sont fournies par le projet AMBRE, et initialement collectées parmi les informations fournies dans les "head- ers" des spectres ESO. Les spectres ayant des coordonnées similaires dans un rayon de 2 arcsec pour UVES et 10 arsec pour FEROS sont identiés comme appartenant à la même étoile. Ces rayons diérents ont été choisis en fonction de la précision de pointage des télescopes et des informations fournies par l'ESO. Pour une étoile don- née ayant plusieurs spectres collectés avec le même instrument, nous n'avons gardé que celui ayant les meilleurs paramètres atmosphériques en terme de χ2 _normalisé par le nombre de pixels de chaque domaine spectral des analyses FEROS, HARPS et UVES [Worley et al. 2012,De Pascale et al. 2014,Worley et al. 2014]. Les échantil- lons résultants sont composés de 1 031 étoiles pour UVES et 3 526 étoiles pour FEROS.

Préparation des cibles HARPS pour GAUGUIN

Pour HARPS, le problème est plus compliqué. En eet, le nombre d'observa- tions pour une même étoile peut être grand, typiquement supérieur à 100. De plus, plusieurs cibles HARPS peuvent être proches dans le plan du ciel, rendant la recherche de spectres communs dicile. Une simple recherche sur les coordon-

nées pourrait biaiser l'échantillon nal, contenant alors moins d'étoiles. Nous avons adopté l'échantillon de 4 355 étoiles issu de Mikolaitis et al. 2015 (en préparation). Cet échantillon a été construit avec une approche diérente de celle basée sur une simple recherche de coordonnées similaires. En eet, les spectres ont d'abord été regroupés suivant les coordonnées α et δ, mais aussi Vrad. Si un spectre est à plus de ±2σ en Vrad, celui ci est rejeté et considéré comme une étoile à part en- tière. Puis, les spectres regroupés en [α, δ, Vrad] sont inspectés dans l'espace 4D [T_e,log(g), [M/H], [α/Fe]] avec le même principe de sélection que précédemment (±2σ). Il en résulte les 4 355 étoiles diérentes sélectionnées par Mikolaitis et al. 2015 (en préparation). Une simple sélection sur 5” en α et δ aurait donné 2 411 étoiles.

Analyse des étoiles UVES, HARPS et FEROS avec GAUGUIN Notre procédure GAUGUIN a été appliquée sur ces 3 sous-échantillons pour un total de 8 912 étoiles an de mesurer leurs abondances en lithium à partir du doublet du lithium à 6 708 Å. Nous avons utilisé la grille de spectres synthétiques spéciale- ment construite autour de ce doublet, présentée dans la Sect 2.3.3 du Chapitre 2. Les erreurs sur les mesures de ALi ont été déterminées en tenant compte des er- reurs sur les paramètres atmosphériques fournis par AMBRE. Nous rappelons que la mesure d'une abondance individuelle pour une étoile et un jeu de paramètres atmosphériques est rapide, de l'ordre de 1.5 sec. Nous notons que le temps de calcul est un peu plus long que dans le cadre de notre application GES car le nombre de spectres interpolés de la grille 1D est plus grand (26 contre 17), à cause du domaine d'abondance plus large couvert par le lithium et la résolution est plus élevée (nombre de pixels plus important).

Addition des échantillons d'étoiles UVES, HARPS et FEROS

Pour construire le catalogue nal AMBRE/Li, il est nécessaire de réaliser une dernière étape consistant à fusionner ces trois sous-échantillons UVES, HARPS, et FEROS. En eet, il est possible qu'une étoile ait été observée par un de ces trois spectrographes. Nous réalisons pour cela une nouvelle identication sur les coordonnées α et δ dans un rayon de 10 arcsec (choisie comme la plus grande in- certitude de pointage, attribuée au spectrographe FEROS). Pour une étoile dans ce cas là, nous avons à nouveau sélectionné le spectre ayant les meilleurs paramètres en terme de χ2_{. L'échantillon résultant est nalement composé de 7 821 étoiles. Parmi} celles-ci, on compte NF = 3 301 étoiles observées avec FEROS, NU = 878 avec UVES et NH = 3 642 avec HARPS. Nous notons qu'environ 120 étoiles ont été ob- servées simultanément avec UVES et HARPS, nous permettant ainsi de comparer les mesures de ALi déterminées indépendamment à partir de chaque spectrographe (voir Chapitre 2, Sect2.6).

3.2. Abondances du lithium pour AMBRE 99

Figure 3.12  Histogramme normalisé des FWHMCCF des 3 échantillons UVES (878 étoiles), HARPS (3 642 étoiles) et FEROS (3 301 étoiles).

Hypothèse de travail sur la faible rotation des étoiles.

La grille de spectres synthétiques utilisée pour l'analyse automatique ne repro- duit pas la rotation des étoiles (élargissement des raies spectrales), considérant les étoiles comme des rotateurs lents. Nous avons vu dans le Chapitre 2, Sect 2.5.2

les limitations de notre méthode automatique face à des étoiles à forte rotation (v sin(i) ≥ 10 km s−1 _{pour les géantes et v sin(i) ≥ 15 km s}−1 _{pour les naines).} Nous avons donc adopté ces valeurs limites de vitesses de rotation comme étant les limites supérieures acceptables an de mesurer nos abondances en lithium. Nous notons que AMBRE ne fournit pas directement les vitesses de rotation, mais seule- ment la FWHMCCF (dénie comme la largeur à mi-hauteur de la fonction de cross- corrélation, fournissant une information sur le taux de rotation de l'étoile [Gray 2005]). Nous avons donc cherché à établir des relations entre la FWHMCCF et v sin(i) an d'établir des limites en terme de FWHMCCF. Nous présentons tout d'abord la dis- tribution des FWHMCCF pour les 3 301 étoiles FEROS, 878 étoiles UVES et 3 642 étoiles HARPS dans la Figure 3.12.

Tout d'abord, nous nous sommes basés sur un échantillon de 2 397 étoiles FEROS issues de [de Laverny et al. 2013a]. Cet échantillon couvre parfaitement bien la branche des géantes et la séquence principale en Te et log(g). Ces auteurs ont calibré des vitesses de rotation à partir d'une grille de spectres synthétiques (présentant une variation en v sin(i)) par la méthode de "Cross-Correlation". En comparant le v sin(i)déterminé et la FWHM_CCF de ces étoiles-là, nous avons établi une limite à FWHMCCF ≤ 20km s−1 en respectant pour les géantes et les naines les vitesses

maximales de rotation établies précédemment. Nous avons donc rejeté les abon- dances de lithium déterminées pour toutes les étoiles FEROS ayant FWHMCCF> 20km s−1 (320 étoiles soit ∼ 10% de l'échantillon initial FEROS).

Concernant les étoiles HARPS, celles-ci montrent une distribution de valeurs plus faibles de FWHMCCF comparées à FEROS, principalement car la résolution spectrale est plus grande. Nous avons appliqué la même stratégie que pour FEROS, mais cette fois-ci en utilisant les estimations de v sin(i) de Mikolaitis et al. 2015 (en préparation). Là encore, cet échantillon couvre parfaitement bien la branche des géantes et la séquence principale en Teet log(g). En comparant les mesures AMBRE de FWHMCCF aux déterminations de v sin(i), nous avons adopté une FWHMCCF limite égale à 15 km s−1_{, rejetant ainsi 150 étoiles (4% des étoiles HARPS).}

Enn, les étoiles UVES présentent des mesures de FWHMCCF intermédiaires entre celles observées avec HARPS et FEROS (voir Figure 3.12). La limite en FWHMCCFpour UVES devrait donc être typiquement entre FWHMCCF= 15km s−1 et FWHMCCF= 20km s−1. Nous n'avons malheureusement pas de déterminations de v sin(i) pour ces étoiles là. Nous adoptons donc une limite de FWHMCCFtrès pes- simiste FWHMCCF= 15km s−1, égale à celle appliquée aux étoiles HARPS (ayant une résolution spectrale bien plus large). Ainsi, 79 étoiles sont rejetées, soit 9% des étoiles UVES.