C. LES PROFILS DE RAIES
1) V10i6Cyg 2) MWC 819
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RX Pup ' . 4 *• MWC 342
HD 50138
I
10 2.0 3JO
K-L
1) V10i6Cyg 2) MWC 819 3)MJ-92 4) HD 51585
FIG. V-l : Diagramme de couleurs H-K (1,6-2,2 u)/K-L
(2,2-3,5 u) comparant les excès infrarouges d'une série d'objets dácrits dans le present memoire.
Les temperatures des enveloppes de poussiere idéa-lisées sont indiquées le long de la courbe de corps noir (C.N.)
56 H-K serait voisin de zero. Les deux questions qui se posent en-suite sont les suivantes :
a) Toutes les étoiles dont le spectre est riche en raies d'emis-sion interdites ont-elles un excès d'IR ?
b) Existe-t-il un excès d'IR autour de toutes les étoiles chaudes à atmosphere étendue ?
Afin de répondre à ces deux questions, nous avons entrepris une étude systématique, par photométrie dans 1'IR proehe, d'une part des étoiles symbiotiques et de type VV Cephei et, d'autre part, des étoiles de Wolf-Rayet ou Of.
a. LES ÉTOILES SYMBIOTIQUES ET DE TYPE VV CEPHEI (Swings et Allen, 1972).
Les études des objets à raies d'emission ont montré qu'il existe une forte correlation empirique entre 1'existence d'un important excès d'infrarouge attribuable à de la matière circum-stellaire et la presence dans leur spectre de raies d'emission int rdites de faible excitation, principalement [0 I ] , [S II] , [Fe I I ] . Deux exceptions notables avaient déjà été remarquées par Geisel (1970) : les deux étoiles de type VV Cephei, WY Geminorum et Boss 1985 (KQ Puppis) n'ont aueun excès entre 2,2 et 10 u alors que leurs spectres sont riches en raies d'emission de [Fe I I ] .
Nous avons done entrepris une étude systématique de tels objets aux telescopes du Mont Wilson en effectuant des mesures photometriques à 1.6 u ( H ) , 2.2 u (K) et 3.5 y ( L ) . Quelques ob-jets de 1'hemisphere Sud ont été observes au telescope CARSO de Las Campanas (Chili).
Le tableau V-2 reprend nos résultats pour : a) les étoiles symbiotiques;
b) les étoiles de type VV Cephei;
c) des objets "analogues",
qui sont classes par ordre d'ascension droite croissante. Les objets du Tableau V-2-c ont été sélectionnés surtout à partir de leurs couleurs dans l'infrarouge proche.
Des étoiles de type avance n'ayant pas d'excès infrarouge ont généralement (H-K) = (K-L) <. 0.4 magnitude. De plus, l'in-dice de couleur V-K des supergéantes M étudiées par Humphreys et ai. (1972) est de 1'ordre de 5 à 7 magnitudes. Une inspection
57
TABLE V-2 - Magnitudes i n f r a r o u g e s a. Et-iiles sy?nbiot£ques
Objet K H-K K-L Notes
HD 4174
58
i VV Cephei
H-K voir texte }
A
Notes
•3
voir texte ;?
"IRC-20084 •]
HD 45910 i Mayall 1951 f
I
5SIRC-10376 I compagnon |
59 Notes concernant les étoiles pour lesquelles un astêristique ap-paraít en dernière colonne.
a. HP 306070 :
o
des spectres obtenus à 250 et 60 A/mm par l'auteur' â l'aide du spectrographe Cassegrain du telescope de 1 metre de Las
Campanas (Chili) montrent des raies d'emission de H , Hß et, peut-être,6300 [0 1] de même qu'une trace de bände d'absorption
o
autour de 6150 A (TiO) et des raies d'absorption dans les re-gions bleue et verte;
= M w c
CI Cygni avait une magnitude V entre 9 et 9,5 lorsque cette étoile fut observée en aoüt 1971;
V1016 Cygni = M Ha 328-116, voir texte;
°' 17 Leporis : Ney et Allen (1972) montrent que 17 Lep possède une emission de silicates aux environs de 10 y.
XX Ophiuchi :
Ney (1971) a montré que le continuum de XX Oph continuait à ressembler à celui d'une étoile M à des longueurs d'onde plus grandes dans l'IR.
60 de la Table V-2 montre alors que la grande majorité des objets symbiotiques et de type VV Cephei ne révèlent aucun excès infra-rouge important. Cinq objets seulement ont des indices de cou-leurs H-K et K-L appréciables :
- les trois étoiles symbiotiques RX Puppis, RY Scuti, V1016 Cyg;
- les deux étoiles de type VV Cephei, W Cephei et U Lacertae.
Examinons tout d'abord les cas extremes : RX Pup et V1016 Cyg.
L'exces important (H-K = 1.11, K-L = 1.79 et H-K = 1.88, K-L = 2.16 respectivement, voir figure V-l) observe dans ces deux objets est le mieux explique par la radiation thermique de parti-cules de poussières circumstellaires ayant des temperatures pou-vant atteindre 1000°K. Ces deux objets ont en effet des couleurs infrarouges três voisines de celles observées dans les objets re-pris à la Table V-l. II est interessant de noter que, bien que RX Pup et V1016 Cyg soient catalogues comme "symbiotiques", aucune composante froide n'a encore été découverte à ces objets.
Par exemple, des clichês spectrographiques de RX Pup dans le bleu et le rouge,obtenus par l'auteur en 1972, ne montrent aucune trace de bandes d'absorption qui seraient caracteristiques de la pre-sence d'une composante froide. En ce qui concerne V1016 Cygni = MH 328-116, il a été suggéré, sur la base d'informations spectro-graphiques, que cet objet soit è un stade intermédiaire entre une étoile symbiotique et une nébuleuse planétaire. La localisation de V1016 Cyg dans le diagramme H-K/K-L (Fig. V-l) tend par ailleurs à corroborer une teile idée : V1016 Cyg est en effet situe à côté d'objets particuliers à raies d'emission comme HD 45677 et MWC 819.
Les deux "symbiotiques" ayant un important excès d'infrarouge ne sont done pas, en fait, des objets purement symbiotiques.
Les valeurs de H-K et K-L mesurées dans les trois objets RY Set (0,37-0,142), W Cep (0,46-0,75) et U Lac (0,87-0,81) (voir Fig. V-l) peuvent être expliquées par une combinaison d'un continu d'etoile de type avance, d'une emission free-free, et d'une ra-diation thermique de poussiere circumstellaire ayant une tempe-rature entre 1500 et 2000°K. L'emission free-free ne pourra avoir lieu que s'il y a une source centrale ayant une excitation süffi-sante. Cette condition peut être remplie puisque les étoiles de type VV Cephei ont un continuum ultraviolet intense du à la pre-sence d'un compagnon chaud de type B ou 0 et les spectres des symbiotiques montrent des raies d'emission de haute excitation.
61 D'autre part, la pression de radiation du compagnon chaud pour-rait empêcher la poussiere de se former autour des objets du type VV Cep. Dans le cas de W Cep, Wallerstein (1971) a interprete 1'excès observe jusqu'a 5 u par de 1'emission free-free dans une
o
5-6 10 °K et 15 U.A., de temperature T
q o e
Les observations photome-enveloppe de rayon
de densite N = 2-4 10 electrons/cm
triques dans l'infrarouge proche pourraient cependant être expli-quées par la presence d'une mince enveloppe de poussiere cir-cumstellaire, de temperature voisine de 1000°K.
Viennent ensuite les étoiles ayant un faible indice de cou-leur H-K. La majorité des étoiles de la Table V-2 ont un indice H-K <_ 0.4 mag. Lorsque 1'indice K-L a été determine, il est lui aussi <_ 0.4 mag. Ces valeurs sont typiques des continua d'étoiles avancées. Les mesures infrarouges en dessous de 3,5 v indiquent par consequent que Ia plupart des étoiles symbiotiques ou de type VV Cephei se comportent comme des étoiles de type avance : le continuum de Ia composante avancée predomine nettement les contri-butions possibles d'un compagnon jeune, d'une emission free-free, ou d'une faible emission thermique due à de la poussiere circun.-stellaire.
II est interessant ds noter que certains objets de type spec-traux B et A a enveloppes semblent se comporter dans l'infrarouge de la même manière ^ue la majorité des symbiotiques et VV Cephei
(voir Table V-2 c ) . Cela veut-il dire que ces objets ont un com-pagnon de type avance non encore detecte sur les spectes visibles ou par photométrie dans l'infrarouge proche, ou qu'ils sont rougis par de la matière circumstellaire éloignée ou interstellaire ? La photométrie infrarouge à des longueurs d'onde superieures à 3,5 p devrait permettre d'apporter une solution à cette enigme. Le premier objet de la Table V-2 c , MWC 56, est à considérer tout particulièrement. II avait en effet été montré par P. Swings et Struve (1945) que le spectre de MWC 56 dans la region bleue était riebe en raies d'emission de 1'hydrogène, de Fe II et de [Fe I I ] . Ces auteurs suggéraient également que 1'étoile sous-jacente avait un continuum d'etoile B de la sequence principale. MWC 56 pouvait done être considere comme un excellent candidat â posséder un
62 excès infrarouge important, par comparaison à d'autres astres particuliers à raies d'emission (HD 45677 et autres). Néanmoins, coirane l'indique la Table V-2 c., les couleurs infrarouges à 1,6;
2,2 et 3,5 u ne ressemblent nullement à celles d'objets ayant une enveloppe de poussière circumstellaire (p.ex. EX Pup et V1016 Cyg consideres dans le present chapitre). Au contraire, elles sont semblables à celles d'etoiles avancees. II faut noter aussi que la contribution du rougissement pourrait être importante puisque pour MWC 56, 1'indice B-V est de l'ordre d'unt magnitude (Wackerling, 1970).
Aucune bände d'absorption n'est visible sur un spectre à
o
faible dispersion couvrant la region au-dessus de 5700 A, obtenu avec le spectrographe nébulaire au foyer Newton du telescope de 2,5 m du Mont Wilson. Une composante froide aurait par consequent un type spectral moins avance que M. Nous avons alors obtenu un
o
spectre de MWC 56 dans la region rouge (de 6300 à 7200 A) à l'aide d'un tube-image à focalisation magnétique installé au foyer coudé du telescope de 5 metres du Mont Palomar. On y detecte des raies d'emission de Fe II et x 7155 de [Fe II]. En outre, une série de
o fortes raies d'absorption sont visibles sur le clichê â 27 A/mm : elles sont dues principalement à Fe I et Ca I. Une raie observée
o
à 6707.8 A est peut-ê ;re due ã Li I. Le type spectral de la com-posante ainsi détectée dans le rouge est done G ou K. Nous ne pou-vons pas à l'heure actuelle choisir entre ces deux types, car 1&3 raies d'absorption de Fe II visibles dans les étoiles 6 sont cou-vertes par les emissions de Fe II dans le cas de MWC 56. Les raies d'absorption intenses de MWC 56 sont aussi presentes dans des objets tels que Hyades 73 (G1V) et T Tauri (Kl); de plus, des si-militudes spectrales existent entre MWC 56 et AX Monocerotis dont le type est B3 + gK.
Un exemple analogue est fourni pour 1'hemisphere Sud par Henize U0 dont le spectre est riche en raies de [Fe I I ] , mais dont 1'indice H-K n'est que 0,t mag. Dans ce cas particulier, 1'inten-sité de Ia raie K de Ca II semble indiquer que Hen 40 est une étoile A avancée.
b. LES ETOILES DE WOLF-RAYET.
Des excès infrarouges provenant de nuages de poussières cir-cumstellaires ont été trouvés autour de certains types d'etoiles
63 éjectant de la matièreíex : HD 45677 montrant des profile P Cygni des raies de H, et autres étoiles Be particulières). II est bien connu que les étoiles de Wolf-Rayet, elles aussi, per-dent de Ia raatière; on pourrait,par consequent, prédire un excès d'emission de la part de ces étoiles dans le domaine des ondes infrarouges. En effet, des excès infrarouges ont été observes dans certaines nébuleuses planétaires entourant des étoiles WC.
De plus, une comparaison entre le catalogue d'étoiles ä raies d'emission de Wackerling (1970) et le catalogue du balayage du ciei â 2 v (Neugebauer et Leighton, 1969) montre que IRC-20417 est 1'étoile WC9i Velghe 2-4 5 = Roberts 80 et est Ia seule étoile de Wolf-Rayet suffisamment brillante à 2,2 u pour être contenue dans le catalogue infrarouge. Ces elements nous ont incites, en collaboration avec Allen et Harvey ^Allen, Harvey et Swings, 1972), à faire une étude systématj.que des continua infrarouges des étoiles W-R (accessibles de Californie), non associées à des nébulosités. Notre étude observationnelle porte sur les étoiles de la sequence azotée (WN) et sur celles de la sequence carbonée
<WC). Três peu de données avaient été publiées avant notre tra-vail.
La Table V-3 donne les magnitudes mesurées à 2.2 v (K), 1'indice de couleur mesuré entre 1,6 et 2,2 v (H-K), ainsi que les données de Smith (1966, 1968) dans le visible, c'est-a-dire le type spectral et la phctométrie à bände étroite b et v. Nous pouvons éliminer les effets de rougissement interstellaire pour les étoiles pour lesquelles un bon indice b-v existe. En ce qui concerne les couleurs intrinsèques b-v des étoiles de Wolf-Rayet, nous adoptons avec Smith (1972) b-v = -0.17 pour les WN et b-v = - 0.27 pour les WC. Utilisant les données b-v de Smith et adop-tant E „ = 3,76 E. (à partir de Ia courbe n° 15 de van de Hülst, 1949), nous éliminons le rougissement. La figure V-2 groupe les données corrigées du rougissement de v-H et de H-K.
Pour les étoiles chaudes, les couleurs intrinsèques v-H et H-K sont voisines de zero : ceei signifie que des valeurs positives de v-H et H-K représentent des excès infrarouges.
La Figure V-2 montre clairement que Ia majorité des étoiles de Wolf-Rayet observées ont un indice H-K plus"rouge" que prévu à partir de leurs temperatures atmosphêriques. Le résultat prin-cipal de Ia photométrie H-K est Ia nette separation entre les
3.0
2.0
1.0
0.0
T 1 r
Ve2-45
HD313643
Free-Free/
Dust
.(•)
I i W t i
•WN owe
, , , 1 , ,1
0.0 0.5
(H-K), 1.0 1.5
FIG. V-2 : Diagramme de couleursícorrigées du rougissement interstellaire) v-H/H-K pour les étoiles de Wolf-Rayet (WN = • ; WC = e) du tableau V-3. Le caleul des courbes Free-Free et Dust (poussières de T = 1500°K) est décrit dans Allen, Harvey et Swings (1972).
64
TABLE V-3 - Magnitudes des étoiles de Wolf-Rayet Nom
65
h) Etoiles WC 10.61
Lorsqu'une seconds, décimale est indiquée pour K ou H-K, l'erreur sur cette mesure est < 0,10 magnitude;
1) V, seule magnitude disponible;
2) v et b-v adaptes de Pyper (1966);
3) m = 10.5 donné par Merrill et Burwell (1950) : en fait V = 13