Raies analysables dans le domaine de FUSE Hydrogène

potentiel d’ionisation : IP(H i)=13.6 eV

L’origine des raies d’absorption de H i est principalement interstellaire dans le cas où les étoiles O dominent le spectre de la population stellaire. En revanche, lorsque la flambée d’étoiles est plus ancienne, et que les étoiles B commencent à dominer, la contribution du H i photosphérique n’est plus négligeable (Gonzalez Delgado et al.

28 Les raies d’absorption interstellaire

1997).

On a accès avec FUSE à toutes les raies de résonance de l’hydrogène neutre sauf Ly-man α qui est observable avec HST/STIS et IUE. En pratique, la meilleure contrainte sur la densité de colonne de H i est donnée par Lyβ dont les ailes d’amortissement sont visibles dans la plupart des systèmes riches en gaz que nous étudions (galaxies irrégu-lières, bleues compactes, régions H ii géantes). D’un point de vue observationnel, des problèmes peuvent intervenir si la composante intrinsèque à l’objet étudié se mélange avec la composante H i de notre Galaxie. Dans ce cas, les larges profils des deux raies Lyβ se confondent, et il est particulièrement difficile d’évaluer une densité de colonne précise. La détermination est facilitée par exemple si l’on sait a priori que la compo-sante Locale est négligeable par rapport à celle de l’objet et qu’elle ne montre pas de profil d’amortissement.

Les autres raies de la série de Lyman à part Lyβ ne montrent le plus souvent que des profils saturés. On ne les utilise donc pas à cause de possibles erreurs systématiques sur la détermination de la densité de colonne. Cependant en tant que raies saturées, elles peuvent donner une forte contrainte sur l’élargissement des raies. On peut donc évaluer la densité de colonne du H i avec les ailes de Lyβ et vérifier la compatibilité de l’élargissement utilisé grâce aux autres raies, saturées (en pratique on reporte la solution obtenue sans faire de nouveaux ajustements). Ceci est particulièrement utile lorsque la composante Galactique Lyβ est saturée ; son profil est alors fortement dépendant de l’élargissement des raies. Noter cependant que les raies de la série de Lyman d’ordre supérieur à Lyβ se trouvent dans des fenêtres spectrales riches en raies d’absorption. En particulier, pour les raies vers 920-950 Å, les raies de H i et O i sont systématiquement mélangées.

Carbone

IP(C i)=11.3 eV, IP(C ii)=24.4 eV, IP(C iii)=47.9 eV

Des raies de C i sont présentes dans le domaine de FUSE. Elles font partie de multi-plets et sont difficilement séparables et identifiables dans les spectres extragalactiques, en raison des diverses causes d’élargissement des raies (voir section 2.2).

La raie à 1036.34 Å de l’espèce C ii est toujours détectée ; elle est d’origine inter-stellaire. Elle est cependant systématiquement saturée dans tous les spectres étudiés.

L’état d’ionisation encore supérieur C iii (potentiel d’ionisation 47.9 eV) est obser-vable grâce à la raie à 977.02 Å. Cette raie ne nous renseigne pas quant à la composition chimique du gaz neutre et peut être contaminée par l’absorption des atmosphères et vents stellaires. Nous observons également un multiplet C iii à 1175.6 Å révélant un profil P Cygni typique des vents stellaires des étoiles massives. Ce n’est pas une raie de résonance ; elle est donc purement d’origine stellaire. Dans le cas d’un spectre d’une population stellaire, ce profil est en fait la combinaison des P Cygni de toutes les étoiles massives. Cette raie est un outil particulièrement puissant pour estimer les propriétés de la population stellaire (voir par exemple Pellerin et al. 2002 ; Robert et al. 2003). En effet le profil combiné est fortement dépendant de l’âge et de la métallicité de la population stellaire.

2.3 Raies analysables dans le domaine de FUSE 29

Azote

IP(N i)=14.5 eV, IP(N ii)=29.6 eV

Nous avons accès à l’état d’ionisation N i par l’intermédiaire des différents multiplets (à ∼ 1134, ∼ 963 et ∼ 953 Å). Les raies des multiplets ont des forces d’oscillateurs variées, permettant en général une bonne contrainte sur la détermination de la densité de colonne.

N ii est également observable avec la raie à 1083.99 Å d’origine interstellaire, au bord du canal de détection SiC2B. Elle est souvent fortement saturée.

Oxygène

IP(O i)=13.6 eV, IP(O v)=113.9 eV, IP(O vi)=138.1 eV

Nous observons de nombreuses raies de O i. La plus forte, à 1039.23 Å, est le plus souvent saturée. D’autre part, le continu est particulièrement difficile à estimer dans cette région où se trouvent des émissions géocoronales et le large profil stellaire P Cygni O vi (voir paragraphe suivant). Elle peut cependant fournir une bonne contrainte sur l’élargissement des raies des espèces du gaz neutre. D’autres raies de O i sont observées à des longueurs d’ondes plus faibles, mais la possibilité de les ajuster dépend fortement du spectre étudié (en particulier selon les vitesses radiales des composantes intrinsèques et Galactiques). Notons les raies à 976.45, 971.74, 950.89, 936.63, 929.52 et 924.95 Å ; ces trois dernières ont des forces d’oscillateurs relativement faibles permettant d’observer des raies non saturées pourvu qu’elles ne soient pas mélangées avec d’autres raies interstellaires.

Une raie de l’état d’ionisation O vi est visible à 1031.93 Å. Elle fait partie d’un doublet dont la deuxième composante à 1037.62 Å est mélangée avec la raie de C ii à 1036.34 Å. C’est une raie interstellaire dont la vitesse radiale est du même ordre que les autres raies interstellaires (bien que l’on observe un décalage vers le bleu de quelques dizaines de km s−1 au plus, voir section 3.4.1). O vi trace le gaz interstellaire chaud ionisé à des températures de 105-106 K. Ces transitions de O vi sont aussi observées dans des raies stellaires larges de plus de 1000 km s−1. Les profils sont du type P Cygni et contaminent la raie interstellaire H i Lyβ.

Silicium

IP(Si i)=8.2 eV, IP(Si ii)=16.3 eV

La seule raie de silicium observable dans le domaine de FUSE est la raie de Si ii à 1020.70 Å. Elle se trouve sur l’aile gauche de la raie H i Lyβ mais reste facilement analysable.

Phosphore

IP(P i)=10.5 eV, IP(P ii)=19.8 eV, IP(P iii)=30.2 eV, IP(P iv)=51.4 eV

Le phosphore n’est pas un élément exceptionnellement abondant dans l’univers, mais certains de ses états d’ionisation possèdent des transitions aux forces d’oscillateur relativement élevées. On trouve des raies de P ii à 961.04, 963.80 et 1152.82 Å (la raie à 1124.95 Å est généralement en dessous du seuil de détection). Les deux premières sont mélangées avec des raies interstellaires de N i. La troisième est isolée et facilement analysable.

30 Les raies d’absorption interstellaire

Une raie de P iv provenant du gaz interstellaire ionisé et/ou des atmosphères stel-laires est observable à 950.66 Å. Selon les spectres, on peut trouver le doublet P v stellaire (1118.0 et 1128.0 Å).

Soufre

IP(S i)=10.4 eV, IP(S ii)=23.3 eV, IP(S iii)=34.8 eV

On observe une raie de S iii à 1012.50 Å dont les origines probables sont le gaz interstellaire et les vents des étoiles. Aucune raie de S ii, qui devrait être l’état d’io-nisation dominant dans le gaz neutre, n’est détectée dans le domaine spectral couvert par FUSE.

Argon

IP(Ar i)=15.8 eV

Deux raies d’Ar i sont observables, l’une à 1048.22 Å et l’autre environ deux fois plus faible à 1066.66 Å. Cette dernière peut être mélangée avec des raies photosphériques de Si iv à 1066.61, 1066.64 et 1066.65 Å.

Fer

IP(Fe i)=7.9 eV, IP(Fe ii)=16.2 eV, IP(Fe iii)=30.7 eV

Le Fe ii est l’espèce la plus représentée en transitions observables dans FUSE. On trouve en général dans un même spectre des raies à peine détectées jusqu’à des raies fortement saturées. C’est l’espèce dont la densité de colonne est la mieux contrainte.

Une raie de Fe iii, probablement contaminée par l’absorption des atmosphères stel-laires est visible à 1122.53 Å.

En résumé

Pour toutes les espèces discutées précédemment, excepté le soufre, l’état d’ionisa-tion dominant dans la phase neutre est disponible. Toutefois, de possibles correcd’ionisa-tions d’ionisation faisant intervenir Ar ii, O ii, Fe i, Si i ou encore P i ne peuvent être dis-cutées observationnellement avec les données FUSE. Il faut alors utiliser des modèles de photoionisation de manière à estimer la contribution des autres états d’ionisation de chaque espèce. Cependant, des espèces telles que P i et P iii peuvent être observées avec HST/STIS, permettant de calculer les densités de colonne des trois états d’ioni-sation (en plus de P ii accessible avec FUSE ). Notons que parmi les éléments du gaz neutre dont les espèces sont observables avec FUSE, Fe, Si, N, O et Ar sont également observés dans le gaz ionisé par l’intermédiaire de leurs raies d’émission, rendant ainsi possible la comparaison directe entre les gaz neutre et ionisé.