Étude de l'évolution spectrale des étoiles naines blanches froides riches en hélium : analyse spectroscopique et photométrique des étoiles de type DQ et DZ

o

Université de Montréal

Etude de l’évolution spectrale des étoiles naines blanches froides riches en hélium: analyse spectroscopiclue et photométrique des étoiles de type DQ et DZ

par Patrick Dufour Département de p1iysicue faculté des arts et des sciences

Thèse présentée à la Faculté des études supérieures

en vue de l’obtention du grade de

Philosopliioe Doctor (Ph.D.)

CII physique

Octobre. 2006

o

o

Université

(Iii

de Montréal

Direction des bibliothèques

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o

_{Université de Mont.réal} Faculté des études supérieures

Cette thèse intitulée:

Étude de Févo1utim spectrale des étoiles naines blanches froides riches cii hélitini: analyse

spectroscopique et photométrique des étoiles de type DQ et DZ

présentée par:

Patrick Dufour

a été évaluée par un jury composé des personnes suivantes:

o

Cilles Fontaine. Pierre Bergerou, Nicole St-Louis, Detlev Koester.

À

déterminer, Président-rapporteur Directeur de recherche Membre du jury Examinateur externe

Représentant du Doyen de la FES

o

Sommaire

Le but de cette thèseest de déterminer les propriétés atmosphériques d’un grand échantillon

de naines blanches froides riches en hélium afin de mieux comprendre l’évolution spectrale de ces étoiles. En particulier, nous ious intéressons aux étoiles dont le spectre visible montre des traces de carbone (étoiles de type DQ) et de métaux (étoiles de type DZ). L’analyse détaillée de ces étoiles a requis d’importantes modifications au code d’atmosphère utilisé pour modéliser le flux de radiation émergent d’étoiles contenant des traces d’éléments lourds et des molécules.

Plusieurs grilles de modèles d’atmosphère sont calculées pour un ensemble de températures effectives, gravités de surface, abondances de niétaux et d’hydrogène couvrant l’espace des paramètres occupé par ces étoiles. Nous avons également développé les outils théoriques per

mettant de trouver de manière précise et systématique. grâce à des méthodes de minimisation.

les meilleurs paramètres atmosphériques pour notre échantillon composé des étoiles de l’étude de Bergeron et al. (1997, 2001) et du relevé du Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Des obser vations spectroscopiques dans le visible ont également été obtenues lors de deux missions aux télescopes de l’Observatoire du mont Mégantic et du Steward Observatory à Kitt Peak.

Nous avons déterminé les paramètres atmosphériques pour 56 étoiles DQ et 159 étoiles DZ; les plus grands échantillons d’étoiles de chacun de ces types à être analysés de façon hoiïiogèiie à ce jour. Nos modèles reproduisent très bien les observations, sauf à faible température

effective, où les effets de hautes densités atmosphériques jouent un rôle déterminant. La masse

des objets ayant une mesure de la parallaxe trigonométrique est obtenue pour 17 étoiles DQ

O

et 11 étoiles DZ. Nous trouvons que la masse moyenne de ces étoiles est semblable à la masse

11

C

_{De plus, nous trouvons que l’épaisseur de la couche d’hélium pour la majorité des étoiles}

DQ est maintenant en meilleur accord avec les prédictions post-AGB. Nous avons également découvert la présence d’une seconde séquence d’étoiles DQ dont l’abondance de carbone est plus élevée d’environ un facteur dix. Nous procédons également à la première analyse détaillée dune naine blanche D Z magnétique.

Finalement, l’analyse des naines blanches de type DZ révèle une corrélation entre la température effective et l’abondance d’hydrogène. Cette corrélation suggère possiblement que ces étoiles pourraient être le résultat du mélange convectif de l’atmosphère d’une étoile DA avec sa couche dhéliiiin sous-jacente.

Mots cÏefs:

étoiles : abondances — étoiles : atmosphères — étoiles: évolution — naines blanches

Q

Abstract

The goal of this tiiesis is to accurately cletermine the atmospheric pararneters of a large

sampic of cool heliunt-ricli white dwarfs in order to iruprove our understandiug of the spectral

evolution of these objects. Specifically. we study stars showing traces of carbon (DQ spectral type) and metals (DZ spectral type) in their optical spectrum. The det.ailed analysis of these objects requires important modifications to ouï moUd atrnosphere code tised to reproduce t,he emergent radiation from stars contaiuing metals and molecules.

Several model atmosphere grids are produced for effective temperatures, surface gravities. aird metallic arid hycirogen abunclances covering the paraineter space where t,hese stars are

fouird. We develop the necessary tools (minimization techniques) for an acctuate and syste

matic determination of the best solution for each star iii oui sample. This sample cousists of

the stars from tIre studies of Bergeron et al. (1997, 2001) as weIl as the recent discoveries from the Sloan Digital $ky Survey (SDSS). Additional optical spectroscopic observations were also obtained from runs at the Observatoire du mont Mégantic anci the Steward Observatory at Kitt Peak.

We find atmospheric parameters for 56 DQ stars and 159 DZ stars: tire largest salTiples ever analyzed in a honiogeneous fashion. Gooci fits are obtaiued from ouï models except for tire coolest objects winch are affected by high-density effects. Masses are obtained for 17 DQ and 11 DZ stars with trigoilometric parallax measurements. We find that the mean masses of these stars are comparable to those of DA and DB white dwarfs obtained in several previous studies.

IVioreover. we find that tire thickuess of the helium layer for tire bnlk ofoui’ DQ sample is more compatible witb post-AGB predictions. Additionally, we reveal the existence of a second

iv

.

secyuence of DQ stars with a higher carbon abundaice by about 1 dex. We also present the

first detaileci analysis of a magrietic DZ wliite dwarf.

Finally, our analysis of DZ whitc dwarfs reveals a correlatioii between the effective tempe-rature and the hydrogen abmdance. Tins correlation suggests that perhaps these stars are the

resuit of the convective mixing of a DA white dwarf atmosphere wit,h its underlyiug heliuin

layer.

Snbject headinqs:

o

Table des matières

Sommaire

Abstract iii

Table des matières y

Liste des figures _ix

Liste des tableaux Xll

Remerciements XV

1 Introduction 1

1.1 Historique 1

1.2 formation des étoiles naines blanches 2

1.3 Classification spectrale des naines blanches 4

1.3.1 Etoiles ayant une atmosphère riche en hydrogène 4

1.3.2 Étoiles ayant une atmosphère riche en hélium 5

1.1 Etolles de type DQ 5

1.5 Etoiles de type DZ 9

1.5.1 Problèmes reliés à Faccrétion de Fhydrogène 12

1.6 Évolution spectrale des naines blanches 13

TABLE DES MATIÈRES _vi

o

_{2 Description des observations 19}

2.1 Échantillon 3RL97/BLRO1 ₁₉

2.2 Échantillon SDSS 20

3 Modèles d’atmosphère ₃₄

3.1 Description des modèles d’atmosphère 34

3.2 Équation d’état ₃₅

3.3 Opacité mouochromatique ₁₂

3.3.1 PriHcipes généraux ₁₂

3.3.2 _{Opacité atomique de type lié-lié 43}

3.3.3 _{Opacité de type lié-libre, libre-libre et diffusion Rayleigh 46}

3.3.4 Opacité moléculaire ₄₇

4 Méthodologie ₅₄

4.1 La grille de modèles «atmosphère d’étoiles DQ 54

4.2 La grille de modèles d’atmosphère d’étoiles DZ 55

4.3 Détermination des paramètres atmosphériques ₅₅

5 DETAILED SPECTROSCOPIC AND PHOTOMETRIC ANALYSIS 0F

DQ WD ₅₉ 5.1 ABSTRACT

o

5.2 INTRODUCTION ₆₁ 5.3 THEORETICAL FRAMEWORK ₆₃ 5.3.1 Equation of Stat ₆₄ 5.3.2 Opacity Sources 64

5.3.3 _{Model Atniospheres and Synthetic Spectra 65}

5.4 OBSERVATIONS ₆₆

5.5 DETAILED ANALYSIS ₆₇

5.5.1 Fitting Technic1ue 67

Q

5.5.2 _{Reappraisal of tue BRL97 and BLRO1 Analyses 69}

TABLE DES MATIÈRES vii 5.5.4 Effects 0f Hydrogen and Heavy Elements

5.6 RESULTS

5.6.1 Thickness of the Helium Layer in DQ Stars

5.6.2 Massive DQ Stars

5.6.3 Temperature Distribution of DQ Stars

5.7 SUMMARY AND CONCLUSIONS 5.8 REFERENCES

5.9 TABLES 5.10 FIGURES

7 DETAILED SPECTROSCOPIC AND PHOTOMETRIC ANALYSIS 0F DZ WD 7.1 ABSTRACT 7.2 INTRODUCTION 73 74 74 76 78 80 83 85 88

o

o

6 MODEL ATMOSPHERE ANALYSIS 0F G165-7 6.1 ABSTRACT

6.2 INTRODUCTION 6.3 OBSERVATIONS

6.4 THEORETICAL FRAMEWORK 6.5 DETAILED ANALYSIS

6.5.1 Atmospheric Parameter Determination

6.5.2 Adopted Atmospheric Parameters

6.5.3 The Presence of a Weak Magnetic Field

6.5.4 Hydrogen Abundance Determination

6.5.5 Asymrnetric MgI Line or MgH Molectilar Absorption?

6.6 SUMMARY AND CONCLUSIONS 6.7 REFERENCES 6.8 TABLES 6.9 FIGURES 102 103 103 105 106 107 107 108 111 113 115 116 119 122 124 132 133 133

TABLE DES MATIÈRES viii

o

7.3 OBSERVATIONS 136

7.4 MODEL ATMOSPHERE AND SYNTHETIC SPECTRUM CALCULATIONS 137

7.5 DETAILED ANALYSIS 139

7.5.1 Atmospheric Pararneter Determination 9

7.5.2 Reappraisal of the BRL97 and BLRO1 analyses 140

7.5.3 Analysis of DZ Stars from the SDSS 146

7.5.4 Comments on the Assnmed Solar Composition 147

7.6 RESULTS 149

7.6.1 Calcium Abundances 149

7.6.2 Hydrogen Abundances 150

7.6.3 Correlation with Effective Temperature 151

7.6.4 Connection with Hotter DB Stars 153

7.6.5 Speculations on Spectral Evolution 154

7.7 SUMMARY AND CONCLUSIONS 156

7.8 REFERENCES 158

7.9 TABLES 161

7.10 FIGURES 167

8 Spéculation sur l’origine des étoiles de type “C2H” 200

9 Conclusion 209

Bibliographie 214

Annexes 220

A Formule de Bondi-Hoyle 220

B Solutions pour les étoiles DQ de SDSS 222

o

Liste des figures

2.1 Échantillon de spectres observés d’étoiles DQ dans le visible 24

2.2 Echantillon de spectres observés d’étoiles DZ dans le visible 25

3.1 Contribution des différentes sources d’opacité à rj = 1 pour un modèle de DQ

à logg = 8.0, Te 8,000 K et logC/He = —5.0 51

3.2 Contribution des diffthentes sources d’opacité à TR 1 pour un modèle de DZ

à log g = 8.0, Te[F = 8,000 K et log Ca/He —10.0 52

3.3 Niveaux électroniques de la molécule C2 53

5.1 Masses of white dwarfs in the BLRO1 trigonometric parallax sample as a furic

tion of effective temperature ₈₈

5.2 Representative synthetic spectra of DQ white dwarfs taken from our model grid

at logg 8.0 and for varions carbon abundances 89

5.3 Temperature as a function of Rosseland optical depth for white dwarf model

atmospheres 90

5.4 Coriiparison of the optical spectrmïi of G$C2U J131147.2+292348 with a syn

thetic spectrurn 91

5.5 Fits to the energy distribution of LHS 43 92

5.6 Effective temperature solution for LHS 43 based on fits to the energy distribu

tion as a function of the assurried carbon abundance 93

5.7 Fits to the Swan bauds of the DQ white clwarfs from the BRL9Z and BLRO1

LISTE DES FIGURES x

o

_{.5.8 Comparison of effective temperatures and stellar ruasses for DQ stars analyzed}

with pure helium ;nodel atrnospheres (BLR0Ï) ancl witli models includingcarbon 95

5.9 IVIass distribution of DQ stars compared with the spectroscopic DB mass dis

tribution of Beaucharnp et al. (1996) 96

5.10 Fits to the energy distribution of the DQ star SDSS J 135628.25—000941.2. . 97

5.11 Sample spectroscopic fits to the Swan bancis of the SDSS saniple 98

5.12 I\’Ieasured carbou abundances as a function of Teg for both the BRL97 and

BLRO1 and the SDSS samples 99

5.13 Number of DQ white dwarfs in the BRL9Z and BLRO1 and SDSS samples as

a function of effective temperature in 500 K bins 100

5.14 ‘u. — g vs. g — r color-color diagram 101

6.1 Comparison of absolute fluxes from two independent spectroscopic observations

of G 165-7 in the optical 125

6.2 Oui best fit to the SDSS optical spectrum with a non—magnetic model at Tgj’ =

6440 K. logg 7.99. and log (Ca/He) = —8.1 126

6.3 Saine as fig. 6.2 but at a higlier resolution 7

6.1 Observed siectrum, circular polai’izat.ioii aud model polarization spectrt;m for

a mean longitudinal fielci of 165 kG 12$

6.5 Saine as Fig. 6.3, but taking irito account the presence of a weak magrietic field

with a mean surface field streugth of B 650 kG in oui model flux calculations 129

6.6 Oui best fit to the eiiergy distribution of G 165-7 using models inclucling metals

as well as a weak magnetic field 130

6.7 Coruparison of the observed aud synthetic spectra in the 5000 — 5300

Â

region 131

7.1 Representative synthetic spectra of DZ white dwarfs takenfrom our inoclel grid

at Iog g = 8.0 for various metal and hydrogen abundances 16$

7.2 f its to the Ca ii H K unes with varions hydrogen abundances for the DZ

LISTE DES FIGURES

xi

7.3 Fits

W

the Ca n H & K Unes with various hydrogen abundances for the DZ

star G157-35 (W]) 2312—024)

170

7.4 Fits W the energy distribution and calcium Unes for DZ stars in the BLRO1

sample

171

7.5 Sanie as Fig. 7.4

7.6 Fits W the energy distribution, calcium Unes, ami Ha profile for

our SDSS sample

Saine as Fig.

7.6.

Same as Fig. 7.6.

Same as Fig. 7.6.

Same as Fig. 7.6.

Sanie as Fig. 7.6.

Sanie as Fig. 7.6.

Saine as Fig. 7.6.

Same as Fig. 7.6.

Sanie as Fig. 7.6.

Sanie as Fig. 7.6

Sanie as Fig. 7.6

Sanie as Fig. 7.6

Saine as Fig. 7.6

Sanie as Fig. 7.6

Saine as Fig. 7.6

Sanie as Fig. 7.6

Sanie as Fig. 7.6.

7.24 Sanie as Fig. 7.6

191

7.25 SDSS spectra with obsened Ca n triplets compared with synthetic spectra

interpolated at the atmospheric parameter solution obtained from the Ca n H

& K Unes

192

172

DZ stars in

173

174

175

176

177

7.7

7.8

7.9

7.10

7.11

7.12

7.13

7.14

7.15

7.16

7.17

7.18

7.19

7.20

7.21

7.22

7.23

178

179

180

181

182

183

184

185

186

187

188

189

o

190

LISTE DES FIGURES xii

o

_{7.26 SDSS spectra of DZ stars showing Fe aud/or Mg unes compareci with synthetic}

spectra mterpolated at the atrnospheric parameter solution obtained from the

Ca H H K 1111es ₁₉₃

7.27 Relative abundaiice of calcium with respect to heliurn as a fhnction of effective

temperature for tue BRL97/BLRO1 and SD$S samples 194

7.2$ The (g — r, u

—g) color-color diagram 195

7.29 Hydrogen-to-hellmn abundance ratios as a function of effective temperature for

the BRL/BLR and SDSS samples 196

7.30 Calcium-to-hydrogen abundance ratios as a function of effective temperature

for the BRL/BLR and SDSS samples 197

7.31 Total mass of hydrogen present in the helium convection zone as a fnnction of

effèctive temnperature 198

7.32 Location of the hydrogen convection zone as a function ofTeff 11 a 0.6 M®DA

white dwarf 199

8.1 Comparaison de la fonction de partition en fonction de log TR calculée avec et

sans le formalisme de probabilité d’occupation 207

8.2 Pression gazeuse à log TR, = 1 en fonction de la température effèctive pour

différentes abondances de carbone 208

9.1 Masse des naines blanches en fonction de la température effective pour Féchantillou

BLRO1 213

o

Liste des tableaux

1.1 Paramètres atmosphériques de naines blanches de type DQ trouvés dans la

littérature 17

1.2 Paramètres atmosphériques de naines blanches de type DZ trouvés dans la

littérature 18

2.1 Données observationnelles des étoiles de type DQ 22

2.2 Données observatiotinelles des étoiles de type DZ . 23

2.3 Données observationnelles des étoiles de type DQ dans SDSS 26

2.4 Données observationnelles des étoiles de type DZ dans SDSS 28

5.1 Atmosphenc Pararneters for DQ Stars from the BRL97/BLRO1 Sample . . . . 85

5.2 Atrnospheric Parameters for DQ Stars from the SDSS 86

6.1 Observational data for G165—7 122

6.2 Atmospheric Parameters for G165—7 123

7.1 Atmospheric Parameters of DZ Stars from the BRL97 and BLRO1 Samples .. 161

7.2 Atinospheric Paraineters of DZ Stars from the SDSS 162

o

Remerciements

Je tiens tout d’abord à remercier sincèrement les professeurs du groupe des naines blanches, François Wesemael, Gilles Fontaine et Pierre Bergeron pour m’avoir fait découvrir les joies de la recherche dans ce domaine très intéressant. J’ai eu le privilège d’avoir avec eux de nombreuses conversations, autant sur des sujets scientifiques que non-scientifiques, dont j’ai énormément appris. Les cotoyer durant toutes ces aunées m’a certainement fait grandir dans plusieurs a.spects de rua personne.

Je remercie particulièrement mon directeur de recherche, Pierre Bergeron, pour m’avoir offert cet extraordinaire projet doctoral et aussi pour m’avoir poussé. à sa manière, à me dépasser quotidiennement. Je liii suis aussi très reconnaissant de m’avoir inculqué la rigueur scientifique nécessaire à la réalisation de ma thèse.

Je dois aussi remercier Alexandros Gianninas, Katlierine Péloquin, Mathieu Fontaine et Pierre Bergeron pour avoir lu, relu et corrigé plusieurs parties de ce document. Sans leur contribution, la lecture de cette thèse serait sans doute moins agréable.

Finalement, je tiens à remercier tous nies amis, nies collègues de bureau et particulièrement ma copimie Katherine pour avoir contribué à rendre agréable chacuiie de mes journées.

o

À

Katherine, grâce à qui ma vie est équilibrée

o

Chapitre

1

Introduction

1.1 Historique

Entre 1834 et 1844, les observations de Friedrich Wilhelm Bessel ont montré que l’étoile la plus brillante du ciel. Sinus, ne suivait pas un trajet rectiligne, i;idiquant que cette étoile est un système binaire. Des calculs basés sur ces observations lui ont permis de prédire la position

et la période orbitale

₍

50 ans) du compagnon qui deiïieuraitcependant toujours introuvable.

Ce n’est qu’en 1862 qu’Alvan Graham Clark. grâce à un téléscope réfracteur de 1$ ponces (le plus gros existant à l’époque), réussit finalement à découvrir l’objet à la position prédite par Bessel. Ce compagnon, inainteuant appelé Sinus B, avait une luminosité environ 10.000 fois plus faible que Sinus A, une caractéristique surprenante pour les astronomes de l’époque puisque l’orbite de ces étoiles indiquait que la masse de Sinus B devait être comparable à celle du Soleil. De plus, des mesures spectroscopiques effectuées en 1915 par Walter Adams

ont mis en évidence le fait que Sinus B était une étoile bleue-blanche chaude et non une

étoile rouge et froide tel qu’attendu pour une étoile de faible luminosité. En fait, les valeurs modernes indiquent ciue Sinus B est même plus chaude que Sinus A (27,000 vs 9910 K). En

conséquence, selon la loi de Stephan-Boltzmanin (L = 4nR2uTf), le rayon de Sinus B devait

nécessairement être très petit. de l’ordre de 55x108 cm (soit 7.9x103R), ce qui implique

O

une densité moyenne d’environ 3.0 x 106g cn3! Ces paramètres semblaient absurdes pour les

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 2

o

_{tiques quantiques de Fermi-Dirac décrivant les propriétés d’un gaz d’électrons, ciue R.H. Fow}

1er put démontrer qu’un gaz d’électrons dégénérés pouvait fournir une explication adéquate à

l’existence de cet étrange objet connu maintenant sous le nom d’étoile naine bÏanche. Depuis,

plus de 10,000 naines blanches ont été découvertes dans notre Galaxie et celles-ci fout l’objet

de nombreuses recherches qui enrichissent constamment notre compréhension non seulement

de la Galaxie ainsi que de l’évolution stellaire en général, mais également de la physique dans des régimes de pression inaccessibles dans les laboratoires terrestres.

1.2 Formation des étoiles naines blanches

Les étoiles ayant une ruasse initiale entre environ 0.07 et $ M® terminent toutes leur

évolution sous forme de naines blanches. Les étoiles comprises dans cet intervalle de masse,

qui comprend plus de 97% des étoiles de la Galaxie, commencent leur vie sur la séquence principale, la phase durant laquelle le brûlage de l’hydrogène se produit. Elles sont alors en équilibre hydrostatique, résultat de la compétition entre la force gravitationnelle et le

gradient de pression thermiquegénéré par les réactions de fusion nucléaire au coeur de l’étoile.

Inévitablement, cet éciuilibre sera rompu lorsque le réservoir central d’hydrogène sera épuisé. Il se produira alors un réajustement de la structure de l’étoile consistant essentiellement cri une contraction gravitationnelle des régions internes accompagnée d’une augmentation de la température centrale. Ce réajustement se terminera lorsque la température centrale sera assez grande pour permettre le brûlage de l’hélium au coeur de l’étoile; un nouvel équilibre hydrostatique sera alors atteint.

L’évolution subséquente de l’étoile dépendra alors de sa masse initiale. Pour la vaste ma jorité des étoiles, un coeur inerte de carbone et d’oxygène s’accumulera, consécluence de la fusion de l’hélium dans la partie centrale. Une fois tout le carburant nucléaire épuisé, l’étoile va évoluer rapidement vers la branche asymptotique des géantes. Elle évoluera ensuite, lors d’une phase accompagnée d’une intense perte de masse qui dénudera le noyau d’une bonne partie de ses couches externes, vers la phase de nébuleuse planétaire pour finalement rejoindre

C

la séquence de refroidissement des naines blanches.

gravita-CHAPITRE 1. INTRODUCTION 3

tionnelle et se contracte jusqu’à ce qu’il atteigne une densité telle que les électrons libres sont

soumis au principe d’exclusion de Pauli et génèrent une pression additionnelle de nature quan tique. On dit alors que le gaz d’électron est dégénéré. La pression de ces électrons dégénérés empêche l’étoile de se contracter davantage (donc les naines blanches ont une évolution à rayon à peu près constant) et de générer une quantité significative d’énergie gravitationnelle. Dépourvues de toute source d’énergie autre que son énergie thermique, les naines blanches sont donc condamnées à un lent refroidissement qui dure plusieurs milliards d’années.

Puisque la pression des électrons dégénérés est indépendante de la température, la struc ture mécanique est déterminée uniquenient par les propriétés du gaz d’électrons; elle est donc pratiquement indépendante de sa structure therniiclue. La propriété la plus remarquable qui

en découle est l’existence de la fameuse relation masse-rayon des naines blanches: plus une

raine blanche est massive, plus son rayon est petit. Cette relation est valide jusqu’à une masse limite supérieure, appelée la masse de Chandrasekhar, au-delà de laquelle la pression des électrons dégénérés n’est plus suffisante pour empêcher l’effondrement gravitationnel de l’étoile.

La théorie de l’évolution stellaire standard prédit qu’une naine blanche typique est com posée d’un noyau de carbone/oxygène contenant plus de 99% de la masse de l’étoile (c’est le réservoir d’énergie thermique). Celui-ci est entouré d’une mince couche opaque composée d’hélium et peut aussi, selom le type d’évolution post-AGB, être enveloppé d’une couche supplénientaire d’hydrogène. La théorie prédit aussi que les masses d’hydrogène et d’hélium ayant survécu aux phases de brûlage nucléaire et de perte de niasse sont respectivement de

iO’ et 102 de la masse totale de l’étoile (Iben 1984; Koester Schoenberner 1986; D’Antona

Mazzitelli 1987). De prime abord, ces quantités peuvent sembler infimes. Cependant, ces minces couches jouent un rôle crucial au niveau du refroidissement puisqu’elles sont relative ment opaques et régularisent le taux de perte d’énergie de l’étoile (luminosité). La connaissance de la valeur exacte de l’épaisseur et de l’opacité de ces couches est donc primordiale pour la compréhension de l’évolution des naines blanches.

Puisque les temps de refroidissement des naines blanches sont de l’ordre de plusieurs milliards d’années, ces dernières peuvent être utilisées pour contraindre l’âge des différentes

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 4 composautes de la Galaxie (disque, halo, amas). Par exemple, les naines blanches les plus vieilles dans le voisinage solaire sont encore visibles et peuvent donc être utilisées pour estimer l’êge du disque galactique local. L’utilisation des naines blanches comiïie cosnnochronomètres requiert un calcul détaillé de leurs taux de refroidissement (lui dépend intimement de la composition chimique et de la masse de ces étoiles.

1.3 Classification spectrale des naines blanches

Les observations spectroscopiques et photométnques de naines blanches sondent une région superficielle de l’étoile, l’atmosphère, de laquelle toute l’information sur les conditions phy siques de l’étoile est tirée. Ces observations montrent que la majorité des naines blanches

(

80%) ont une composition de surface dominée par l’hydrogène (type spectral DA) alors

que les autres montrent plutôt une atmosphère riche en hélium (type spectral non-DA). Des éléments lourds sont parfois observés niais ces derniers sont toujours relativement peu abon dants (voir ci-dessous). La grande pureté chimique de l’atmosphère de ces étoiles s’explique par le processus du tri gravitationnel (Schatzman 1958) qui est très efficace étant doniiée la gravité de surface élevée de ces objets. Ainsi, les éléments les plus lourds coulent rapidement

vers le coeur de l’étoile alors que les plus légers (hydrogène ou hélium) flottent en surface.

Les temps caractéristiques de diffusion des éléments lourds (variant entre quelques jours et quelque millions d’années) sont relativement courts en comparaison avec le temps de refroi dissement (qui est de l’ordre du milliard d’années). Des processus de lévitation radiative, de draggage convectif ou d’accrétion du milieu interstellaire doivent donc nécessairement être invoqués afin d’expliquer leur présence à la surface de certaines naines blanches.

1.3.1

Étoiles

ayant une atmosphère riche en hydrogène

Les étoiles dont l’unique signature spectroscopique dans le visible est due à des raies d’hydrogène appartiennent au type spectral DA. Ces étoiles représentent la vaste majorité des naines blanches et sont trouvées tout le long de la séquence de refroidissement, jusqu’à

environ 5000 K. Pour des températures inférieures, les raies de Balmer ne sont plus visibles

CHAPITRE 1. INTRODUCTION S 1.3.2 Étoiles ayant une atmosphère riche en hélium

La famille des étoiles non-DA est beaucoup plus diversifiée et comprend les types spectraux DO, DB. DQ. DZ et DC. Les étoiles riches eu hélium dont la température est supérieure à environ 45,000 K montrent un spectre dominé par les raies dhélium ionisé (type spectral DO). A plus basse température, ces étoiles ne montrent que de fortes raies d’hélium neutre et

sont alors classifiées DB. Les températures des étoiles DB sont situées entre 30,000 K (la

frontière froide de la brèche des DB, voir section 1.6) et 12,000 K (température pour laquelle l’atome d’hélium n’est plus stiffisamment excité pour que les raies soient spectroscopiquement

observables). Les naines blanches mie montrant aucune raie spectrale (Teft < 12,000 K) dans le

visible sont classifiées DC. La détermination de la composition chimique de l’atmosphère des étoiles DC les plus froides n’est possible qu’à partir d’une analyse détaillée de la distribution d’énergie (Bergeron et al. 1997. 2001). Les étoiles de type DQ et DZ sont des étoiles riches en hélium trop froides pour montrer des raies d’hélium niais montrent, à la place, des traces d’éléments lourds. Ces étoiles constituent le sujet principal de cette thèse et sont décrites plus en détail claris ce qui suit.

1.4 Étoiles de type DQ

Les naines blanches dont l’atmosphère riche en hélium est trop froide potmr montrer des raies d’hélium tout en montrant des traces de carbone sont classifiées DQ. La principale ca ractéristique des spectres des étoiles DQ dans le visible est la présence de bandes moléculaires

de C9 (et occasionnellement des raies de C i pour celles ayant une température effective plus

élevée que 9500 K). Ces fortes bandes moléculaires sont. le résultats de la surperposition de

milliers de transitions vibro-rotationnelles du système électronique Swan de cette molécule.

Les principalesbandes observées proviennent des transitions où la différence entre les nombres

quantiques vibrationnels de l’état initial et final sont v = 0, +1 et —1 (respectivement située

à 5160, 4730 et 5635

Â.

voir figure 2.1).

Les premières études basées sur des modèles d’atmosphère et des observations dans le visible (Grenfell 1972; Bues 1973; Yackovich 1982) ont permis de montrer que les températures

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 6

o

effectives de ces objets riches en hélium varient entre 6000 K et 13,000 K pour une abondance

de carbone variant entre log C/He —3 et —7 (rapport d’abondances exprimé en nombre).

Une compilation des anal ses atmosphériques d’étoiles DQ trouvées claris la littérature est

présentée au tableau 1.1. En particulier. Yackovich (1982, voir aussi Wegner yackovjch

1984) a mis en évidence pour la première fois une corrélation entre l’abondance de carbone

et la température effective puisque les étoiles les plus chaudes ont une abondance de carbone beaucoup plus élevée que leurs contreparties froides.

L’explication de l’origine des traces de carbone chez ces étoiles fut proposée par Muchmore (1981, voir aussi Koester et al. 1982a), puis développée de façon plus quantitative par Fontaine et al. (1984. calculs statiques) et Pelletier et al. (1986, calculs évolutifs). L’idée centrale est que la zone de transition entre la couche superficielle d’hélium et la couche de carbone sur laquelle

elle repose a une structure donnée l’équilibre diffusif. Lorsque la zone de convection rIe

la couche d’hélium et la queue de diffusion de cette distribution de carbone se rencontrent. une quantité observable de carbone se mélange dans l’atmosphère, donnant naissance aux étoiles DQ. Les calculs détaillés rIe Pelletier et al. (1986) ont montré que fabondance de carbone est maximale autour rIe 12,000 K et décroît avec la température effèctive, tel que déterminé empiriquement à partir d’analyses atmosphériques. De plus, cette théorie permet aussi de déterminer l’épaisseur de la couche d’hélium puisque la pollution en carbone dépend de la distance entre le noyau riche en carbone et la base de la zone convective d’hélium dans laquelle le carbone est dilué. Cependant, Pelletier et al. (1986) montrent qu’une valeur de q(He) Mtie/M* entre iO et 10_40 est nécessaire afin de reproduire les résultats observés, ce qui est en conflit apparent avec les prédictions théoriques de la phase évolutive

qui précède la formation de la naine blanche et qui suggère plutôt q(He) 10_2.

Puisque le spectre visible des étoiles DQ est relativement pauvre (les seules structures ob servées sont les bandes moléculaires), plusieurs observations et analyses de spectres dans f ul traviolet (UV) ont été effectuées afin d’enrichir nos connaissances de ces étoiles (par exemple

Weidemann et al. 1980. 1981: Vauclair et al. 1982; Koester et al. 1982a; Weidemann Koester

Q

1995). Les raies atomiques du carbone clans l’ultraviolet sont visibles pour des abondances beaucoup plus faibles que ce que permet la spectroscopie visible. Eu particulier, une compi

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 7

o

_{lation des analyses dans l’ultraviolet et le visible par Weidemann & Koester (1995) a montré}

qu’en plus des étoiles suivant les prédictions théoriques pour une masse constante d’hélium (Pelletier et al. 1986), plusieurs étoiles ont nue faible abondance de carbone. Ces faibles abon dances semblent ne pouvoir être expliquées que par une plus grande épaisseur de la couche d’hélium. Cependant, ceci semble impliquer l’existence de deux classes distinctes d’étoiles DQ ayant des couches d’hélium de différentes épaisseurs; cette dichotomie est surprenante et mal comprise.

En regardant l’ensemble des résultats d’analyse dans l’UV et le visible (par exemple Wei

demann Koester 1995, fig. 4), on observe que la corrélation entre l’abondance de car

bone et la température effective est beaucoup moins convaincante qu’elle ne paraissait dans l’étude de Pelletier et al. (1986). Des calculs de MacDonald et al. (1998) apportent une in terprétation alternative du patron d’abondance observé chez les étoiles DQ. Leurs modèles suggèrent que l’ensemble des données peut être reproduit en supposant un continuum de va leurs pour l’épaisseur de la couche d’hélium. De plus, contrairement aux modèles de Pelletier et al. (1986), leurs modèles prédisent une augnientation de l’abondance de carbone en dimi rmant la température effective. Les étoiles formant la séquence décroissant monotoniciuement avec Te trouvée par Yackovich (1982) correspondraient ainsi à un ensemble de valeurs pos sibles de l’épaisseur de la couche d’hélium, et non à une valeur approximativement constante. Cependant, étant donné le faible nombre d’objets analysés de façon homogène, de nouvelles analyses, qui seront présentées au chapitre 5, sont attendues afin de confirmer l’un ou l’autre de ces modèles.

Nous allons terminer cette section en discutant de quelques résultats intéressants concer

nant la distribution de masse et en température des étoiles DQ. Koester et al. (1982a) utilisent

les distances connues pour 17 objets de leur échantillon afin de déterminer le rayon, et donc la masse d’étoiles DQ en supposant la relation niasse-rayon pour un modèle de carbone pur à température zéro. La niasse moyenne pour 16 DQ (ils omettent une étoile dont la parallaxe

est incertaine) est 0.55 M0, u 0.16 M®, comparable à la masse moyenne des étoiles DA

(Bergeron et al. 1992) et DB (Beauchamnp 1995).

Berge-CHAPITRE 1. INTRODUCTION 8

o

_{ron et al. (1997, 2001). Ces analyses utilisent la photométrie dans les bandes BVRIJHK ainsi}

que des mesures de la parallaxe trigonométrique afin de reproduire la distribution d’énergie

pour un échantillon de 152 naines blanches froides (dont 17 DQ et 8 DZ). Des spectres autour

de la région H permettent également. de déterminer le rapport H/He ou, à tout le moins. de contraindre l’abondance d’hydrogène lorsque ce dernier n’est as visible spectroscopique-ment. Les résultats de ces analyses sont utiles afin d’estimer l’âge local du disque galactique et obtenir une meilleure compréhension de l’évolution des naines blanches froides (par exemple, des mécanismes responsables du changement du nombre relatif de types spectraux en fonction de la température effective, voir section 1.6). Les modèles de Bergeron sont composés d’hy

drogène pur, d’hélium pur ou d’un mélange d’hydrogène et d’hélium. Leur analyse d’étoiles

DQ, à partir de modèles purs en hélium, indique que la masse moyenne est significativement plus élevée (0.73 M) que celle des autres types spectraux. L’analyse de l’étoile DQ Procyon B par Provencal et al. (2002) a cependant clairement montré que ces modèles sont inadéquats pour ce type «étoile. Les modèles «atmosphère calculés en incluant explicitement le car

bone sont significativement différents de ceux avec hélium pur, et ce, même si le carboiie ne

représente qu’un constituant mineur (le 1 atmosphère (log C/He < —5). Ce résultat s’explique

par la contribution non négligeable du carbone au nombre d’électrons libres clans le plasma atmosphérique, ce qui augmente significativement l’opacité libre-libre de He. Les paramètres atmosphériciues trouvés pour les étoiles de type DZ (voir section 1.5) sont donc également in certains étant donné que les métaux sont absents de ces modèles. Les étoiles riches en hélium avec trace de niétaux de l’échantillon de Bergeron et al. (2001) devront donc être réanalysées avec des modèles appropriés.

Un autre résultat intéressant. de l’analyse de Bergeron et al. (2001) est l’absence d’étoiles

DQ à des températures effectives inférieures à 6500 K (notons que bien que les analyses à

partir de modèles d’hélium pur conduiseHt à des paramètres atuiosphériques erronés, ces der niers représentmit. tout de nième une boHne approximation au premier ordre). Cette coupure ne peut être expliquée en termes de temps de refroidissement puisque le disciue galactique est suffisamenit vieux pour que des étoiles de ce type aient des températures beaucoup plus

d’en-CHAPITRE 1. INTRODUCTION 9

C

_{viron 5100 K, mais cet objet, de même que d’autres similaires présentés dans Harris et al.}

(2003), est exceptionnel. Les étoiles DQ froides sont relativement rares et sont observées dans une moindre proportion crue ce qui est attendu. Une étude détaillée d’un grand échantillon. tel qtt’entrepris dans cette thèse, pourrait aider à faire la lumière sur cet étrange phénomène.

1.5 Étoiles de type DZ

Les naines blanches avec une atmosphère riche en hélium trop froides pour montrer des

raies d’hélium mais montrant des raies métalliques sont classifiées DZ. La principale ca ractéristique des spectres des étoiles DZ dans le visible est la présence des raies H et K du

doublet de Caii (À3933, 3968). Certaines d’entre elles montrent égalenient des raies de Mg

(À3$35). Fe i (3730) et Ca I (4226). La venue des téléscopes spatiaux Internatzoriat Ultra

violet E.rpÏorer (TUE) et HnbbÏe Space Tetescope (HST) a aussi permis l’observation d’éléments

lourds pour plusieurs DZ dans l’tiltraviolet. Cette région du spectre éIectromagnéticue est par ticulièrement intéressante puisqu’elle montre un nombre de raies beaucoup plus imiportant, et

possède _{une sensibilité plus accrue que ce que permet la spectroscopie dans le visible. Entre}

autres, on peut y voir des centaines de raies provenant des ions lVlg I, MgIi. Si I, SiII, FeI, Fe II

et C i. Une compilation des analyses atmosphériques d’étoiles DZ trouvées dans la littérature

est présentée au tableau 1.2. Ces études n’ont pu mettre en évidence aucune corrélation entre l’abondance des divers éléments et la température efièctive. Elle ont cependant montré que la présence d’hydrogène était anormalement peu élevée dans ces objets (voir ci-dessous). Un des

grands défis de la théorie de l’évolution spectrale est d’expliquer quantitativement ces patrons d’abondance.

Les éléments lourds présents dans l’atmosphère de ces naines blanches froides ne peuvent avoir une origine primordiale puisque les temps caractéristiques de diffusion de ces éléments

(

i05 ans) sont beaucoup plus courts cie le temps de refroidissement (‘ i0 ans). La

seule façon dexpliciuer la présence de ces éléurents est d’invoquer l’accrétion épisodique de

matériel (rencontres avec des nuagesinterstellaires, astéroides, comètes, etc.) puisque les autres mécanismes pouvant entrer eu compétition avec la diffusion gravitationnelle (par exemple, les forces radiatives, les vents stellaires, la convection, la circulation méridionale, les champs

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 10

r

_{magnétiques, etc.) se sont tous avérés insastisfaisants. Cependant, les métaux accrétés difi}

fusent rapidenient an bas de la zone convective, d’où la nécessité de rencontres périodiqnes afin de ravitailler l’atmosphère.

Le modèle le plus souvent invoqué dans la littérature est celni de l’accrétion à partir de nuages intertellaires. Dnpnis et al. (1992, 1993a,b) proposent un modèle à deux phases où

le milieu interstellaire est représenté par nu milieu relativement homogène ayant une densité

d’environ 0.05 cm3 à travers lequel se trouvent des régions plus denses (nuages interstel laires) ayant nne densité de 10 cm3. Dans ce scénario, les naines blanches montrant des raies métalliques sont des objets (lui traversent (ou ont récemment traversé) un nuage interstellaire

pour lequel le taux d’accrétion est suffisaiuent grand

(

5 y 10’511J® an1, voir Annexe A)

pour que les éléments lourds soient observables spectroscopiquement. Cependant, durant la majeure partie de sa vie, l’étoile se promène à travers la composante chaude du milieu in terstellaire avec un taux d’accrétion beaucoup trop faible pour que les raies soient visibles. L’étoile apparaît alors cornue une naine blanche de type DC. La grande force de ce modèle repose sur son explication naturelle et quantitative des ratios d’abondances d’éléments lourds observés chez ces étoiles (voir ci-dessous).

Plus spécifiquement, le modèle de Dnpuis et al. suggère que les abondances d’éléments lourds observés sont le résultat d’un équilibre entre la diffnsiou gravitationnelle à la base de la zone convective et l’accrétion à la surface de l’étoile. La matière accrétée est rapidement mélangée dans la zone convective qui agit alors comme une sorte de réservoir de métanx. Ce réservoir se videra peu à peu de son contenu d’éléments lourds à cause de la diffnsiou gravitatiounelle à sa base. Un modèle analytique simple. basé sur l’équation de conservation de la masse à la base de la zone convective, nous permet de comprendre approximativement les résultats provenant de la solution numérique du problème de diffusion. Tel que décrit dans Dupuis et al. (1992), ou a

3X ₂

= M + 4irrXzpz’wcz (1.1)

Ç

où AM est la masse de la zone convective, X la fraction de masse de l’élément eu

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 11

o

pectivement le rayon, la densité et la vitesse de diffusion à la base de la zone convective. Cette

équation peut être résolue exactement si le gradieut de concentration demeure négligeable

(c’est-à-dire que vi ne dépend pas du temps). ce qui donne

X(t) X(O) exp(—t/O) +

:cz [1

— exp(—t/9)] (1.2)

où X (O) est la fraction initiale de l’élément considéré dans la zone de convection et O est la constante de diffusion à la base de la zone de convection:

& =

(1.3)

4xrp w

Selon le scénario à deux phases, la valeur de alterne approximativement entre 5v 10’9A1® anm,

valeur typique pour la composante chaude du milieu interstellaire et 5 z 1015M® an, va leur typique pour les nuages interstellaires. Puisque le temps caractéristique de diffusiou O est de l’ordre du million d’années, l’abondance d’un élément donné décroît exponentiellement (par rapport au temps de refroidissement) lorsque l’étoile quitte un nuage interstellaire dense. La valeur de l’abondance d’un élément lourd entre les rencontres de nuages est donnée par la valeur cri régime stationnaire (“steady-state”) qui, bien sûr, n’est pas assez élevée pour que l’élément chimique soit spectroscopiqueiuent observable. L’étoile ne conserve donc aucun souvenir de ces épisodes d’accrétion antérieurs. La valeur en régime permanent (équivalent à

t — oc) est

(1.4) L’abondance de surface de chaque élément alterne ainsi entre cette valeur minimale et la valeur maximale atteinte durant la traversée du nuage. De plus, puisque les différents éléments «ont pas tous le même O, le ratio des abondances de deux métaux varie en fonction du temps après la rencontre d’un nuage interstellaire. Les ratios d’abondances déterminés par les différentes études atmosphériques sont en excellent accord avec les prédictions théoriques de ce modèle. Les succès du modèle de Dupuis et al. pour rendre conmpte de l’intervalle de valeurs d’abon dance, des ratios d’abondance ainsi que de la fraction d’étoiles ayant des métaux en fonction

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 12

Q

_{de la températtire représentent de forts arguments en sa faveur. Cependant, la représentation}

du milieu interstellaire utilisée pour ce modèle est très simpliste et ne correspond probable ment pas à la réalité. Malgré tout. les conclusions tirées des études de Dupuis et al. (1992, 1993a,b) ne serout probablement que très peu affectées cri considérant un rrnlieu interstellaire plus réaliste si l’on conserve l’idée que la présence de métaux est un phénomène épisodique. L5J

Problèmes reliés à l’accrétion de l’hydrogène

Les nuages interstellaires sont composés en grande partie d’hydrogène. L’hydrogène étant

l’élément le plus léger, il n’est pas soumis au processus de diffusion gravitationnelle et rie peut que s’accumuler en surface au cours du périple d’une naine blanche dans le milieu interstellaire. Une importante masse d’hydrogène est donc nécessairement accrétée si l’on suppose que le milieu interstellaire contient environ 70% d’hydrogène. Or, les observations spectroscopiques montrent que le rapport métaux/hydrogène est plus élevé que ce qui est attendu pour un milieu interstellaire de composition solaire. Ceci laisse supposer qu’un mécanisme favorisant l’accrétion des métaux au détriment de l’hydrogène est à l’oeuvre (à moins, bien sur, de tout simplement admettre que les métaux rie proviennent pas des nuages interstellaires et que le taux d’accrétiori d’hydrogène est beaucoup plus faible que ce que prévoit les estimés à partir de la formule de Bondi-Hoyle. voir Annexe A).

Un mécanisme pouvant accomplir cette sélection a été proposé par Wesemael Truran (1982). Ces derniers ont adapté le “propeller mechanisin” de Illarionov Sunyaev (1975) au cas des naines blanches et montré qu’un champ magnétique modeste

(

104G), jumelé à une

faible rotation (< 10 krns), suffisait potir accélérer les protons et les particules chargées de faible niasse à des vitesses excédant la vitesse d’échappement, les enipêchant ainsi d’être

accrétés. Selon Wesemael Truran (1982), les éléments lourds pourraient être contenus dans

des grains de poussière qui ne seraient pas affectés suffisament pour inhiber l’accrétion de

métaux à la surface de l’étoile. Pour que ce mécanisme fonctionne, il faut que la luminosité stellaire soit suffisament élevée pour ioniser l’hydrogène tombant sur la magnétosphère, muais assez faible pour permettre aux grains de traverser le rayon de Alfvèn avant de s’évaporer. Ce mécanisme s’avère particulièrement efficace pour des températures effectives variant entre

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 13

o

_{8000 et 15,000 K. Les analyses d’étoiles DZ n’ont cependant jamais pu mettre en évidence}

l’existence d’une température charnière en deça de laquelle le mécanisme n’est pius efficace et l’abondance d’hydrogène augmente. Par contre, le nombre de DZ ayant des températures et abondances d’hydrogène déterminées de façon fiable demeure trop faible ponr que des conclu sions définitives soient tirées. Des analyses atmosphériques pour un plus grand échantillon d’étoiles DZ sont donc attendues (chapitre 7).

1.6 Évolution spectrale des naines blanches

Il est maintenant bien établi empiriquement qu’il y a une évolution spectrale le long de la séquence évolutive puisque le ratio d’étoiles non-DA/DA montre une corrélation avec la température effective. En particulier, le ratio non-DA/DA est pratiquenient nul entre Teg 30,000 et 45,000 K, alors que la proportion de non-DA est beaucoup plus grande à plus basse température. La seule façon d’expliquer cette distribution d’étoiles riches en hydrogène

et riches en hélium est d’invoquer des mécanismes qui transforment certaines étoiles DA en

étoiles non-DA et vice versa.

Le faible nombre de naines blanches avec une atmosphère riche en hélium et une température

effective entre 30,000 et 45,000 K (Wesernael et al. 1985 Liebert et al. 1986; Eisenstein et al.

2006b), intervalle appelé la brèche des DB (“DB gap”), indique clairement qu’un changement

de type spectral est à l’oeuvre puisque des étoiles riches en hélium sont trouvées en grand nombre aux deux extrémités de la brèche. Cette absence de naines blanches riches en hélium daims la brèche des DB est communément expliquée par l’existence d’un processus de diffusion

où une infime quantité dhydrogène, initialement unifbrmnémnent mélangée dans l’atmosphère

d’une PG1159/DO, diffuse vers la surface sous l’effet de la séparation gravitationnelle (Liebert

et al. 1987a; Fontaine Wesemael 1987; MacDonald Venues 1991; Fontaine & Wesemael

1997). Lorsqu’une quantité suffisante d’hydrogène s’est accumulée à la surface, l’étoile ap paraît alors comme une DA. Les étoiles DO se transformeraient ainsi progressivement en DA

entre Teif 80,000 K et Tff 45,000 K, température où pratiquement toutes les étoiles de

c

type DO ont succombé au processus de diffusion. Lorsque l’étoile s’est refroidie à 30,000

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 14

C

_{fraction de ces étoiles, la couche d’hydrogène accumulée à la surface est suffisaiueut nnnce}

pour que la zoue de couvection d’hélium, beaucoup plus massive, dilue l’hydrogène préseut à la surface, dounaut naissauce aux étoiles de type DB.

De plus, ou observe uue prépoudérance marquée d’objets riches eu hélium pour uue température effective iuférieure à environ 10,000 K. Cette deruière observation implique qu’un processus de mélange convectif, transformant une étoile DA en étoile riche en hélium, est à l’oeuvre chez nu certain nombre de naines blanches froides. Selon ce scénario (voir Strittmat

ter Wickramasiughe 1971; Shipmau 1972; Baglin & Vanclair 1973; Koester 1976; Vanclair

& Reisse 1977), la rencontre des zoues convectives d’hydrogène et d’hélium peut mélanger la couche snrperficielle convective d’hydrogène, transformant une étoile DA en nue étoile ayant une atmosphère riche en hélium. La températnre exacte à laquelle ce mélange se produit dépend de la masse de la couche d’hydrogène puisque plus l’épaisseur de la couche d’hy drogène est élevée, plus la profondeur de la zone convective d’hydrogène, qui augmente vers les basses températures, doit être grande avant d’atteindre la couche d’hélium sous-jacente. Ce mécanisme de mélange couvectif requiert tontefois une mince couche d’hydrogène, nue exigence qui va à l’encontre des prédictions des calcul évolutifs (Iben 1984; Koester & Schoeu berner 1986).

Finalement, nue autre brèche entre r’6000 K et 5000 K, appelée la brèche de uon-DA (“uon-DA gap”), a été unse en évidence par Bergeron et al. (1997, 2001). Bien qu’il semble évident que l’existence d’une telle brèche soit reliée d’une façon ou d’une antre à des processus de mélange couvectif, aucun modèle n’arrive à rendre compte de façon satisfaisante de la

disparition d’étoiles riches en hélium à 6000 K puis à leur réapparition à 5000 K.

À

cet amalgame de problèmes uou-résolns s’ajoute les mystères entourant les détails de

l’évolution des naines blanches de type DQ et DZ, le sujet de cette thèse. En particulier, ou peut se questionner sur le destin des étoiles DB à basses températures. Quelle fraction d’entre elles devient des DQ et des DC, et pourquoi évoluent-elles vers l’un ou l’autre de ces types? Quelle est l’origine des métaux observés chez les DZ et ponrqnoi accrètent-elles si

C

peu d’hydrogène? Qnelle fraction des étoiles froides riches eu hélium est le fruit du mélange

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 15

C

_{1.7 But et format de cette thèse}

Ce bref résumé de l’état de nos connaissances snr l’évolntion spectrale des naines blanches nous a permis de constater que les étoiles froides riches en hélium ne forment pas un gronpe homogène dont les propriétés sont entièrement comprises. Certaines d’entre elles sont d’an ciennes étoiles DB refroidies alors que d’antres pourraient être d’anciennes étoiles DA qui se sont transforniées en étoiles riches en hélium suite à nn mélange convectif. Certaines font ressurgir de leurs entrailles des traces de carbone alors que d’autres montrent un nouveau visage après avoir interagi avec le milien environnant.

Un des buts premiers de la théorie de l’évolution spectrale est d’identifier les mécanismes (diffusion. accrétion, convection, etc.) qui compétitionnent avec la gravité afin d’expliquer la présence de métanx et de comprendre qualitativement, mais surtout quantitativement, les patrons d’abondance (éléments lourds et hydrogène) observés. De plus, une connaissance plus exacte de la coniposition et l’épaisseur des couches externes des naines blanches froides est iniportante pour la calibration des séquences de refroidissement utilisées pour estimer l’âge des différentes composantes de la Calaxie (cosmochronologie). Elle peut aussi apporter des contraintes utiles à la modélisation des étoiles évoluant sur la branche asymptotiqne des géantes (ACB). C’est dans cette optique que nous avons entrepris cette étude consacrée à l’analyse de naines blanches appartenant à deux groupes très particuliers, les étoiles DQ et DZ.

Les travaux de nies nombreux prédécesseurs ont peruns d’angmenter considérablement notre compréhension de l’évolution de ces étoiles bien que plusieurs aspects de la théorie de l’évolution spectrale des naines blanches demeurent toujours mal compris. Pour arriver à percer les derniers mystères de ces objets, il est nécessaire d’analyser un nombre d’étoiles beaucoup plus élevé que ce qui a été fait par le passé. Ceci peut maintenant être réalisé grâce aux découvertes récentes d’un très grand nombre de nouvelles naines blanches par le relevé

Sloan Digital 8kg Survey (SDSS). De plus, les progrès au niveau des données atomiques et

l’aniélioration des capacités numériques au cours des 20 dernières années nons encouragent à

C

_{effectuer une étude contemporaine de plusieurs objets qui ont déja été analysés par le passé.}

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 16

o

d’explication supplémentaires en français sur les observations et les modèles utilisés. Nous

présentons les données observationnelles, anciennes et nouvelles, au chapitre 2. Le chapitre 3 est consacré aux modifications du code d’atmosphère de Bergeron et al. (1997, 2001) qui ont dû être effectuées afin de modéliser les étoiles avec des éléments lourds et des molécules.

Au chapitre 4. nous présentons nos grilles, constituées de plusieurs milliers de modèles qui

couvrent systématiquement tout l’espace des paramètres où sont trouvés ces objets. Nous y présentons également la technique d’obtention des paramètres atmosphériques employée alors que les analyses détaillées de naines blanches de type DQ et DZ, acceptées (ou soumises)

pour publication dans l’Ast’rophysicaÏ Journal (ApJ), sont présentées aux chapitres 5, 6 et 7.

Finalement, nous concluons par un résumé de ce qui a été appris sur l’évolution des naines blanches froides grâce au présent projet de thèse.

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 17

Q

TABLEAU 1.1 — Paramètres atmosphériques de naines blanches de type DQ trouvés dans la

littérature

Nom Nom WD T0ff log C/He Références

G218-8 0038+555 10900 —6.0 13,16 0268-40 0042—238 10500 —2.7 3 G33-49 0115+159 9800 —4.7 3,14,16 G35-26 0203+207 12000 —1.5 11 W219 0341+182 6600 —6.0 3,8,14,16 Stem 2051B 0426+588 6800 —6.7 6 L879-14 0435—088 6600 —5.7 3,8,14,16 G99-37 0548—001 6000 —3.0 1,2,14,16 G87-29 0706+377 7000 —5.5 8,14,16 Procyon B 0736+053 7740 —5.5 15,17 GD84 0714+458 9000 —7.0 13 L97-3 0806—661 10000 —6.0 2,3,14 G47-18 0856+331 10000 —2.0 1,2,3,8,14,16 LP487-021 0913+104 9000 —4.7 9 LDS 275A 0935—371 8800 —6.0 5,14 G195-42 0946+534 7500 —5.4 8,14,16 LP 93-21 1042+593 8500 —2.9 2 LP 612-033 1115—029 10120 16 L145-141 1142—645 7800 —5.4 2,3,16 ESO 267-110 1157—462 7710 14 GSCU J131147.2+292348 1309+296 5120 —5.8 18 GD352 1550+626 8000 —5.0 8 0257-38 1641+732 7000 —3.7 2 L845-70 1708—147 9250 —7.0 13,14 G227-5 1727+560 12500 —2.5 10 0184-12 1831+197 7000 —5.5 8,16 BPM 11668 1837—619 8500 —5.0 7 LDS678B 1917—077 10200 —6.7 12 G187-15 2059+316 9000 —4.7 5.8,16 G126-27 2140+207 7800 —6.3 2,3,16 G18$-27 2147+280 11000 —7.0 13 BPM 27606 2154—512 7000 —4.2 2,3,8 EG 156 2254+076 12230 14 0157-034 2311—068 7980 16 L791-40 2317—173 10800 —6.5 4,13 0171-27 2352+401 7750 —5.0 8,14,16

Références.— (1) Grenfell (1974); (2) Bues (1979); (3) Koester et al. (1982a); (4) Koester et al. (1982b); (5) Wegner (1983a); (6) Wegner & Yackovich (1983); (7) Wegner (1983b); (8)

Wegner Yackovich (1984); (9) Wegner et al. (1985); (10) Wegner Koester (1985); (11)

Thejll et al. (1990); (12) Petersori (1991); (13) Weidemann Koester (1995); (14) Bergeron

et al. (1997); (15) Provencal et al. (1997); (16) Bergeron et al. (2001); (17) Proverical et al. (2002); (18) Carollo et al. (2003).

J L] H

o

ç) H

o

o

TABLEAu 1.2 Paramètres atmosphériques (le naines blanches de type DZ trouvés dans la littérature

o

Nom Nom WD Teg log H/He log C/He log Mg/He log Si/He log Ca/He log Fe/Hc Références vMa2 0016+051 5700 —5.0 —7.3 —9.1 <—9.0 —10.65 —9.4 1,2.4.13,14.20.23,24 G245-5$ 0246+735 18,19 G77-50 0322—019 5200 —1.6 ... ... ... —10.1 ... 15.20 G99-44 0552—041 5050 20,23.24 0105-B2B 0625+100 8800 <—4.0 <—6.0 <—7.2 <—7.5 —9.5 ... 13 L745-46A 0738—172 7500 —3.1 <—8.0 —9.05 —9.1 —10.6 —9.8 2,13,15,21 Glu-54 0802+386 10800 —5.3 ... ... ... —9.5 ... 18,23 GD 95 0843+358 8200 <—5.5 <—6.0 —7.2 ... —9.6 —8.5 14 L190-021 1013—559 3,5 CBS 127 1015+377 10500 <—5.0 ... ... ... —8.2 ... 18 G163-28 1055—039 6500 ... ... —8.0 ... —10.7 ... 13 LHS 2534 1221—023 6000 22 K789-37 1225—079 10500 —3.8 <—7.5 —7.6 <—7.5 —7.9 —7.4 14,17,24 LHS 2710 1313—198 5510 .. ... ... .. ... ... 20 0165-7 1328+307 7500 <—4.0 ... —6.1 ... —7.7 —5.9 8.23 ESO 445-271 1338—311 8690 20 Ross 640 1626+368 8500 —3.3 <—9.0 —7.25 —7.5 —8.65 —8.3 2.7.10,13.14.15.21 G139-13 1705+030 6200 ... ... —8.9 ... —10.2 ... 18,23 GR 497 1939+662 11 GD 401 2215+388 8800 <—3.4 ... <—8.0 <—8.5 —8.0 <—8.2 9.13 L119-34 2216—657 9200 —4.0 —6.0 —6.8 —7.9 —9.1 —7.95 13.16.24 LP 701-29 2251—070 4500 ... ... ... ... [—1.7] ... 6,12,23 0157-35 2312—024 6000 <—6.3 <—7.3 —6.8 ... —10.6 —8.8 13,14,20,23 WD 2322+118 2322+118 12000 —5.2 <—6.0 ... ... —8.7 ... 14 ESO 292-43 2348—444 5190 20 Réf&ences.— (1) Weideinanii (1960); (2) Wegner (1972); (3) Wegner (1973); (4) Greniéll (1974); (5) Wegner (1974); (6) Cottreli et al. (1977); (7) Liebert (1977); (8) Wehrse & Liebert (1980); (9) Cottreil & Greenstein (1980a); (10) Cottreil & Grecustein (1980b); (11) Greenstein (1984); (12) Kapranidis & Liebert (1986); (13) Zeicller-K.T. et al. (1986); (14) Liebert et al. (1987b); (15) Hammoncl (1989); (16) Weiclemann & Koester (1989); (17) Koester etal. (1990) (18) Sioii et al. (1990); (19) Hanrmoiicl et al. (1992); (20) Bergeron et al. (1997); (21) Koester & Wolff (2000): (22) Reid et al. (2001); (23) Bergeron et al. (2001); (24) Wolff et al. (2002).

Chapitre

2

Description des observations

Cette étude se concentre sur l’analyse d’observations spectroscopiques et photométriques provenant de cieux échantillons «étoiles de type DQ (56 étoiles) et DZ (159 étoiles). Ces échantillons consituent les plus grands ensembles d’étoiles DQ et DZ à être analysés de façon homogène à ce jour (nous avons répertorié clans la littérature des analyses pour 32 étoiles DQ

et 17 étoiles DZ). Les échantillons pour chacun des types spectraux qui nous intéressent ici

proviennent de deux Sources:

1. L’analyse spectroscopique et photométrique de naines blanches froides ayant des mesures de la parallaxe trigonométrique (Bergeron et al. 1997, 2001, respectivement BRL97 et BLR01 clans ce qui suit)

2. Le Sloan Digital Sky $urvey ($D$S)

2.1

Échantillon BRL9Y/BLROÏ

Le premier échantillon est tiré des analyses de 3LR97 et BLROÏ et constitue un ensemble homogène «objets pour lesquels nous avons:

— un spectre clans le visible couvrant Hcr ainsi ciue la région des bandes moléculaires de

C2 (pour les étoiles DQ) ou les raies H K de Ca H (pour les étoiles DZ);

- des observations photométriques clans les bandes BVRI et JHK; — une mesure tic la parallaxe trigonométriclue.

CHAPITRE 2. DESCRIPTION DES OBSERVATIONS 20

C

_{Ces études incluent 21 étoiles de type DQ et 12 étoiles de type DZ. Nous avons re}

jeté de notre échantillon les étoiles DQ qui ne montrent du carbone que dans l’ultraviolet

(WD 0038+555 et WD 0806—661), qui ont un spectre de qualité manquant (WD 1708—147 et

WD 2254—512) et dont les données photomét.riques sont hautement incertaines (WD 2154—512). Les données observationnelles (photométries et parallaxes) des étoiles DQ et DZ retenues dans l’échantillon sont présentées dans les Tables 2.1 et 2.2. La parallaxe trigonométrique permet tra de déterminer la masse de chacun des objets ainsi que la masse moyenne de ces deux types spectraux.

Deux missions d’observation ont également été dédiées à l’observation d’étoiles dont le spectre étaient de mauvaise qualité ou manquant. Ainsi, les spectres des étoiles DQ WD 2311—06$ (0157-34) et WD 2140+207 (LHS 3703) ainsi ciue des étoiles DZ WD 0016+051 (vMa2). WD 0802+386 (LP 257-28), WD 1626+368 (Ross 640) et WD 1705+030 (0139-13) ont été obtenus en septembre 2004 au télescope de 1.6 m de l’Observatoire du mont Mégantic alors que les spectres des étoiles DZ WD 2251—070 (LP 701—29) et WD 2312—024 (LH$ 3917) ont été obtenus en octobre 2004 au télescope de 2.3 mn du Steward Observatory à Kitt Peak. Les autres spectres proviennent des données darcliive de Bergeron utilisées pour les analyses de 3RL97 et BLROÏ (les détails sur l’acquisition et la réduction des données sont présentés clans ces articles). Une partie des spectres visibles des étoiles DQ et DZ utilisés dans cette étude sont présentés aux figures 2.1 et 2.2.

2.2 Echantillon SDSS

Le second échantillon est constitué des étoiles récemment découvertes clans le cadre du

relevé Sioari Digitat Sky $trvey. Ce relevé a permis de découvrir plus de 10,000 nouvelles

naines blanches dont plusieurs ont spectroscopiquement été identifiées aux types spectraux DQ et DZ. Ces étoiles DQ et DZ possèdent toutes tin spectre couvrant un intervalle de longueur

d’oncle entre 3500 à 8300

À

avec une résolution de 3

À

(pleine largeur à mi-hauteur) ainsi

que des observations photométriques dans les bandesvgriz. En particulier, nous avons extrait

les données spectroscopiques et photométriques (le 40 nouvelles étoiles DQ du catalogue du premier “data release” (Kleinman et al. 2004), permettant de doubler le nombre d’étoiles DQ

CHAPITRE 2. DESCRIPTION DES OBSERVATIONS 21

C

_{connues. Les données photométriques. ainsi}

que les numéros d’identification permettant de

retrouver les spectres dans les archives du SDSS (Plate, MJD et Fiber), sont présentés au tableau 2.3 alors que les spectres visibles de ces objets seront présentés eu annexe.

Nous avons également extrait toutes les étoiles de type DZ connues répertoriées dans les catalogues de Kleiuman et al. (2004) et de Eisenstein et al. (2006a). De plus, nous avons ajouté à cette liste plusieurs étoiles DZ, absentes des catalogues, découvertes par plnsienrs membres du projet SDSS avec qui nous collaborons. Les données photométriques, ainsi que les numéros d’identification premettant de retronver les spectres dans les arclnves du SDSS (Plate, MJD et Fiber), sont présentés au tablean 2.1. Les spectres visibles de ces objets seront présentés an chapitre 7. Notre échantillon SDSS est donc constitué d’un total de 147 étoiles DZ, toutes de nouvelles découvertes à l’exception de C 165-7 (également présente dans l’échantillon BLRO1). Nous avons donc un très grand échantillon d’étoiles de type DQ et DZ ayant tontes des données photométriques complètes et nu spectre optique dans les régions d’intéret, ce qui per mettra d’effectuer la plus grande analyse homogène entreprise à ce jour. L’avantage principal de cette approche est d’éliminer la confusion pomvamit résulter de la combinaison de résultats provenant de différentes études effectuées à partir de différents codes d’atmosphère, différentes techniques d analyse et différentes régions du spectre électromagnétique. C’est «ailleurs afin de conserver l’homogénéité de notre analyse que nous n’utilisons pas les spectres ultraviolets disponibles pour une vingtaine d’objets trouvés dans les archives des télescope spatiaux Inter national Ultraviolet Explorer et Hnbble Space Telescope. L’analyse de ces spectres fera l’objet d’une étude qui sera présentée dans un autre contexte que la présente thèse.

o

o

Q H TABLEAu 2.1 Données observationnelles des étoiles de type DQ 7T Nom WD Nom (mas) (mas) V B — V V — R V I J J — H H — K 0115+159 LH$ 1227 64.9 3.0 13.85 +0.10 +0.11 +0.20 13.72 +0.00 —0.02 0341+182 Wolf 219 52.6 3.0 15.19 +0.33 +0.28 +0.54 14.56 +0.21 —0.05 0435—088 L$79-14 105.2 2.6 13.75 +0.33 +0.32 +0.57 13.00 +0.15 +0.06 0548—001 G99-37 90.3 2.8 11.56 +0.52 +0.34 +0.61 13.73 +0.10 +0.00 0706+377 G$7-29 41.2 2.4 15.64 +0.30 +0.26 +0.48 15.00 +0.12 +0.06 0856+331 G47-1$ 48.8 3.4 15.16 +0.03 +0.13 +0.19 15.12 +0.03 —0.02 0935—371A LDS 275A 43.7 1.9 18.75 ±0.55 +0.56 +0.90 17.75 +0.05 ... 0946+534 G195-42 43.5 3.5 15.18 +0.17 +0.13 +0.28 14.90 +0.03 —0.01 1115—029 LHS 2392 26.3 5.1 15.34 +0.08 +0.09 +0.17 15.23 —0.04 —0.02 0 1142—645 LHS 43 218.3 6.7 11.49 +0.17 +0.16 +0.29 11.19 +0.07 +0.03 1157—462 ESO 267-110 18.5 1.9 17.55 +0.25 +0.20 +0.43 ... ... 1831+197 G184-12 17.9 4.8 16.41 +0.29 +0.23 +0.37 15.93 +0.11 +0.01 2059+316 G1$7-15 29.0 3.5 15.04 +0.11 +0.07 +0.14 14.94 —0.03 —0.01 2140+207 LHS 3703 79.9 3.2 13.24 +0.13 ±0.14 +0.26 12.95 +0.02 —0.02 2311—06$ G157-34 39.8 4.7 15.40 +0.23 +0.18 +0.35 14.9$ ±0.05 +0.03 2352+401 G171-27 38.7 5.6 14.94 +0.19 +0.19 +0.32 14.57 +0.05 +0.02

o

o

C) H TABLEAU 2.2 Données observationrielles des étoiles de type DZ 7T O Nom WD Nom (mas) (mas) V B — V V — R V — I J J — H H — K 0046+051 vMa 2 232.5 1.9 12.39 +0.52 +0.26 +0.49 11.69 +0.08 +0.09 0552—011 LP 658-2 155.0 2.1 14.47 +1.01 +0.50 +0.98 13.02 +0.12 +0.08 073$—172 L715-46A 112.4 2.7 13.06 ±0.24 +0.18 +0.34 12.65 +0.04 +0.09 0802+386 LP 257-28 24.0 3.0 15.56 +0.04 +0.05 +0.08 15.60 +0.02 —0.06 1313—19$ LHS 2710 40.6 1.8 17.14 ±0.95 +0.43 ±0.82 15.87 +0.17 +0.14 132$+307 G165-7 33.4 5.3 16.03 +0.70 +0.29 +0.43 15.50 ±0.14 +0.02 133$—311 ESO 445-271 . . . ... 17.25 +0.17 +0.14 +0.31 . . . . .. . . . O 1626+368 Ross 640 62.7 2.0 13.83 +0.19 +0.08 +0.17 13.58 +0.01 —0.01 1705+030 G139-13 57.0 5.4 15.20 +0.43 +0.24 +0.16 14.62 +0.12 +0.02 2251—070 LP 701-29 123.7 4.3 15.71 +1.84 ±0.61 +1.15 13.86 ±0.23 +0.16 2312—024 LHS 3917 37.5 5.9 16.31 +0.51 +0.26 ±0.19 15.70 +0.17 —0.05 2345—447 ESO 292-43 38.1 2.2 17.87 ±0.79 +0.42 +0.84 16.66 +0.07 +0.26

o

o

CHAPITRE 2. DESCRIPTION DES OBSERVATIONS

II

x1

1.0

24

FIGuRE 2.1 Échantillon de spectres observés d’étoiles DQ dans le visible. Les spectres sont 0.0

4000 5000 6000

x(Â)

CHAPITRE 2. DESCRIPTION DES OBSERVATIONS 25

FIGURE 2.2 — Échantillon de spectres observés d’étoiles DZ dans le visible. Les spectres sont

normalisés à 4300

À.

o

o

(j .1

o

M

WD2251 —070 WD2345—447 WD2312—024 WD 1705+030 WD1626+368 WD1338—31 1 WD1313—198 WD 0602+386 W00738— 172 WD0552—04 1 WD0046+051 1.0 0.0 3800 4000 4200 4400

x(Â)