3.3.1 Détermination de l’extinction interstellaire
L’extinction interstellaire peut être estimée en comparant la valeur observée du rapport Hα / Hβ à la valeur théorique que l’on peut dériver des conditions physiques de la région observée.
Soit Fλle flux observé à une longueur d’onde λ donnée et Fλ0le flux que l’on observerait en l’absence d’extinction interstellaire. La relation liant ces deux grandeurs est de la forme :
Fλ= Fλ0e−τλ (3.6)
où τλ est la profondeur optique, qui dépend a priori de la ligne de visée et de la longueur d’onde considérée.
Il est en fait possible d’établir une loi d’extinction moyenne permettant d’écrire la pro-fondeur optique sous la forme τλ= C f (λ) où C est une constante indépendante de λ et f (λ) une loi d’absorption moyenne indépendante de la ligne de visée (cette même loi est utili-sée pour déterminer les vecteurs de rougissement, voir 3.2.1). Mathis (1990) et Osterbrock (1989) donnent des exemples de tabulation de valeurs d’extinction en fonction de λ.
En choisissant une constante c = loge ×C l’équation 3.6 devient : Fλ = Fλ010−c f (λ)⇔ c f (λ) = −logFFλ
λ0
(3.7) Le logarithme du rapport des raies Hα/Hβ peut alors s’écrire :
logFHα
FHβ = c × ( f (Hβ) − f (Hα)) + logFFHα0
Hβ0 (3.8)
Il est alors possible d’exprimer, pour cette ligne de visée et pour la longueur d’onde correspondant à la raie Hβ, la valeur de c f (Hβ) :
c f (Hβ) = c( f (Hβ) − f (Hα)) × f (Hβ) f (Hβ) − f (Hα) (3.9) = logFHα FHβ − log FHα0 FHβ0 × 1 1 − f (Hα)/ f (Hβ)
3.3. EXPLOITATION DES SPECTRES 61 Howarth (1983) étudie la loi d’extinction dans le LMC et la Galaxie, et donne des ex-pressions permettant d’obtenir A(λ)/E(B − V) en fonction de λ (ces exex-pressions sont le résultat d’ajustements de polynômes aux données collectées). A(λ) est l’extinction exprimée en termes de magnitudes, définie par
A(λ) = mλ− mλ0= −2.5log Fλ Fλ0 = 2.5c f (λ) (3.10) Par conséquent, f (Hα) f (Hβ) = A(Hα) A(Hβ) (3.11)
En utilisant les expressions de Howarth (1983) on obtient le rapport f (Hα)/ f (Hβ) = 0.695 pour le LMC et f (Hα)/ f (Hβ) = 0.681 dans le cas galactique.
Le rapport FHα0/FHβ0est fixé par la température, mais varie peu en fonction de celle ci : de 3.42 à 2.69 entre 2500 et 20000 K. Le rapport 2.86, correspondant à une température de 10000 K, est classiquement retenu.
En insérant ces valeurs numériques dans l’expression 3.10,
c f (Hβ) = 3.28 × logFHα2.86/FHβ (3.12) Finalement la correction de l’extinction du flux Hβ peut s’écrire sous la forme
FHβ0= FHβ10c f (Hβ)= FHβ×
FHα/FHβ 2.86
3.28
(3.13) Le flux Hβ étant connu, la luminosité s’en déduit par un facteur géométrique
L = 4πD2F (3.14)
où D est la distance nous séparant de l’objet, estimée à 179 000 et 210 000 années-lumière pour le Grand et le Petit Nuage respectivement (2 × 1023et 1.7 × 1023cm).
3.3.2 Détermination des températures et densités électroniques
La détermination des températures et densités électroniques sont fondées, au premier ordre, sur des rapports de raies nébulaires choisis pour leur sensibilité à l’un des paramètres : par exemple [OIII] (λ4959 + λ5007) / [OIII] λ4643 ou [NII] (λ6548 + λ6583) / λ5755 pour déterminer la température et [SII] λ6716 / λ6731 ou [OII] λ3729 / λ3726 pour la détermination des densité électroniques.
En pratique les modèles fournissent des approximations et des courbes traçant la valeur de ces rapports en fonction du paramètre que l’on cherche à déterminer (voir figures 3.8 et
62 CHAPITRE 3. MÉTHODES PARTICULIÈRES D’ANALYSE DE DONNÉES 10000 15000 20000 Température (K) 10 1 10 2 10 3 10 4 ( ( 4 9 5 9 ) + ( 5 0 0 7 )) / ( 4 3 6 3 )
FIG. 3.8: Évolution du rapport de raies [OIII] (λ4959 + λ5007) / [OIII] λ4643 en fonction de la température, dans la limite des densités faibles. (voir équation 3.15)
10 1 10 2 10 3 10 4 Densité électronique (cm- 3) 0.4 0.8 1.2 1.6 j( 6 7 1 6 / 6 7 3 1 )
FIG. 3.9: Évolution du rapport de raies SII λ6716/λ6731 en fonction de la densité électronique, pour une température fixée à 104K . Données générées à partir du logi-ciel FIVEL (?).
3.9). Une estimation de la variation du rapport [OIII] (λ4959 + λ5007) / [OIII] λ4643 est donnée par l’équation suivante (Osterbrock 1989) :
jλ4959 + jλ5007 jλ4643 =
7.73e3.29×104T−1
1 + 4.5 × 10−4neT−1/2 (3.15) Une fois la température connue (typiquement proche de 104K ), il est possible d’établir les rapports de raies sensibles à la densité électronique. Ceci nécessite en général la modélisa-tion d’atomes à plusieurs niveaux : la résolumodélisa-tion du problème passe par un calcul numérique aboutissant aux coefficients d’émission des diverses transitions de l’atome. Compte-tenu des incertitudes observationnelles, il n’est pas toujours nécessaire d’utiliser un programme extrê-mement sophistiqué : le code FIVEL (?), qui se limite à 5 niveaux, convient pour obtenir des résultats satisfaisants, conformes à ceux obtenus par le programme ABELION (fondé sur les données atomiques de ?)). La figure 3.9 montre la variation du rapport de raies en fonction de la densité électronique. Ces valeurs ont été obtenues, point par point, en interfaçant le logiciel FIVEL (dans son implémentation FORTRAN) avec un logiciel de tracé de courbes, avec comme paramètre une température de 104K . La courbe montre que ce rapport de raie n’est utilisable que dans le domaine de densité électronique allant de ∼ 102à 104cm−3 : hors de ce domaine le rapport de raie sature et n’est plus un indicateur fiable. D’autres espèces ioniques peuvent alors être utilisées, en fonction de leur domaine de validité respectifs.
Chapitre 4
Une région remarquable de formation
d’étoiles massives en périphérie de
30 Doradus : LMC N 160 A1 et A2
4.1 Contexte
LMC N 160 appartient à un groupe de régions HII situées au sud de 30 Doradus, qui est la principale région de formation stellaire du Grand Nuage de Magellan. Cette région est connue depuis longtemps pour contenir de nombreuses sources IR (Rubio et al. 1992), des sources maser H2O et OH (Whiteoak & Gardner 1986; Caswell 1995) et l’association d”étoiles OB LH 103 (Lucke & Hodge 1970; Lucke 1974). Par ailleurs, cette région est asso-ciée à la plus importante concentration de gaz moléculaire mesurée dans le LMC (Johansson et al. 1998)
La première détection de blobs dans N 160A est due à Heydari-Malayeri & Testor (1986). Deux condensations y sont alors identifiées et nommées A1 et A2, séparées de 5 pc à l’inté-rieur de la nébuleuse moins dense qui les enveloppe. La résolution atteinte par les images ob-tenue au télescope de 1,52m de l’ESO (La Silla-Chili) ne permet pas de résoudre la structure de ces deux blobs, mais leur spectre donne une estimation de leur densité électronique (1500 et 950 cm−3, respectivement). Cette valeur les place nettement au-dessus des régions envi-ronnantes, de densité moyenne ≃ 100 cm−3. Ils se distinguent également par des rapports [OIII]/Hβ et une extinction AV élevés par rapport au voisinage. Ces travaux ont également établi la présence d’une population d’étoiles massives associées à N 160A.