Les bandes de CN et C2 dans les spectres des étoiles carbonées (classe C)

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Les bandes de CN et C2 dans les spectres des étoiles

carbonées (classe C)

A. Daudin, Ch. Fehrenbach

To cite this version:

LES BANDES DE CN ET C2 DANS LES SPECTRES DES

_{ÉTOILES CARBONÉES (CLASSE}

_C)

₍₁₎

Par Mme A. DAUDIN et M. CH. FEHRENBACH.

Sommaire. 2014 La

présence d’atomes 12C, 13C, 14N, 15N _{permet d’expliquer} la nature _complexe des bandes de CN et C2 observées dans les _spectres des étoiles de classe C. Mais les abondances trouvées à partir de ces _{spectres pour les différents isotopes} sont tout à fait surprenantes (35 pour 100 _{pour 13C,}

25 pour 100 pour 15N). De nouvelles mesures, et une théorie plus précise de _{l’absorption} dans les

atmo-sphères de ces étoiles sont nécessaires.

LE _JOURNAL DE _PHYSIQUE ET LE RADIUM. SÉRIE VIII, TOME _IX, MAI l~~$.

Nous avons commencé en à l’Observatoire de Haute

Provence,

une étude des

_spectres

des

étoiles rouges des classes R et N en vue de

déter-miner les

_{températures}

de ces étoiles par la mesure

des intensités relatives des diverses bandes d’un

système.

,

Les étoiles carbonées des classes R et

_N,

nouvel-lement classées _par

_Morgan

et

Keenan

comme

(lj Communication _présentée au _Colloque de _{Spectroscopie moléculaire, Paris,} mai I g4; .

164

étoiles de la classe C sont des étoiles

_géantes

très

froides

_{(température}

de l’ordre de

_2oooo).

L’étude

de ces

_étoiles,

en

_général

_variables,

est difficile car les

_plus

brillantes

_{n’atteignent}

que la

cinquième

grandeur

à leur maximum. Seule la

_partie

_rouge

du

_spectre

_peut-être

_{photographiée}

avec des

_temps

de pose raisonnables. La

dispersion

est

_toujours

petite.

Description

du

_spectre.

-

Le caractère

prin-cipal

du

_spectre

de ces étoiles est l’existence de

très forts

_systèmes

de bandes

_{d’absorption}

des

molécules

Les diverses

séquences

de ces

_systèmes

sont bien

développées ( fig.

i).

Les

_rapports

des intensités des bandes dans une

séquence

sont facilement mesurables par

spectro-photométrie

et

_peuvent

être

_comparés

à la théorie.

Fig. 2.

Rappelons

brièvement la théorie du calcul des

intensités. L’intensité d’une bande de vibration est

le

_produit

du

_peuplement

du niveau vibratoire

origine

par la

probabilité

de transition

a. Nous admettons que la

répartition

des molé-cules entre les

divers

niveaux de vibration d’un

même état

_{électronique}

est une

_répartition

de

Boltzmann

b. La

_probabilité

de

_transition,

donnée

qualita-tivement _{par la}

_règle

de Franck

Condon,

peut

être

calculée avec une

_{approximation}

suffisante dans

le cas des molécules

_symétriques

à l’aide des fonctions

de

_Schrôdinger

des états initiaux et finaux

Nous avons

_complété

les calculs de Wurm _{pour la}

molécule

_C2

et _{fait les calculs pour le}

_système

_rouge de CN. A titre

_d’exemple;

nous montrons la varia-tion

_(fig.

2)

de l’intensité dans la

_séquence

3

de CN. L’intensité de la

_première

bande a été

_prise

pour unité. On constate la forte influence de la

température

sur

_l’aspect

de la

_{séquence :}

A 1000° la

_première

bande

_(3,o)

est à

_peine

accom-pagnée

par la bande

(4, I).

A 6000° c’est la seconde bande

_qui

est la

_plus

intense,

les bandes

5,2

et

6,3

sont bien visibles.

°

Les

_phénomènes

se

_passent

de

_{façon analogue}

pour les autres bandes. La détermination de la

température

se _{fera par}

_exemple

_{par la} mesure

des

_rapports

tels que

Résultats

_{expérimentaux. -}

_{L’expérience}

montre bien une variation semblable à celle de la

théorie. L’accord

_numérique

est

_acceptable

_{pour les}

bandes de Swan et fournit des

_{températures}

de

Fig. 3.

l’ordre de 2000~. L’accord est bien moins bon _pour les _{bandes rouges} de CN et

_malgré

la similitude de

l’allure des courbes la détermination des

tempé-ratures n’est _pas

_{possible ( fig.}

3).

Nous avons

_essayé

de

_changer

les constantes mal connues dans le calcul des

_{probabilités}

de

tran-sition sans arriver à un accord meilleur

(notamment

la variation Ar de la distance _{des noyaux dans la}

165

Pour éliminer les

_peuplements

des niveaux

_origines

et _pour comparer la théorie et

l’expérience,

nous

avons fait les

_rapports

des intensités des diverses

bandes

_ayant

même niveau

_origine.

Ces

_rapports

sont

_égaux

aux

_rapports

des

_{probabilités}

de tran-sition et

_{indépendants}

de T.

Le désaccord entre

_{l’expérience}

et la théorie est

formel. Ainsi CN : ,

En _gros, la

_séquence

₄

est dix fois

_plus

intense que ne le veut la théorie. Ce

_phénomène

doit être

expliqué.

Nous devons le mettre en relation avec les recherches de

_Swings

sur

_l’opacité

des

atmo-sphères

stellaires bien

_qu’une

si forte variation

dans un domaine de

_longueurs

d’onde restreint soit

très

_surprenant.

Naturellement

_{l’intégration}

des

_absorptions

_pour des

_longs

_parcours n’est _pas

_simple

et le calcul doit être fait avec

_beaucoup

d’attention

_(courbe

de

croissance).

Nous continuons ces travaux : nous avons surtout besoin de _comparer les résultats de la théorie avec des

_spectres

de laboratoire. Des essais dans ce sens

sont en cours.

Isotopes.

- La structure des bandes de CN

s’est montrée dès le début très

_complexe.

A cause

de la

_petite

_{dispersion possible}

les diverses branches donnent des maxima très

_rapprochés

et souvent non

_séparés

bis).

L’étude de

_spectres

à très

petite

dispersion (i3o À

au

_millimètre)

nous a

permis

de montrer les bandes de vibration dues à la molécule

_{isotopique C13 N14}

à côté de la molé-cule

_C12

_N14.

Ce résultat est

_surprenant

car les bandes

_isotopiques

sont très intenses et

_permettent

de calculer un

_pourcentage

de 3o _pour 100 de

C13

dans le

_mélange,

_{alors que le carbone} terrestre ne contient _{que 0,7 pour} 100. Ces résultats nouveaux

pour les bandes de CN étaient connus _{pour le}

spectre

de Swan

_(recherches

de

_Shajn).

Il était

intéressant car les résultats de l’auteur russe ont été

_attaqués

_par des considérations

_{théoriques qui}

ne

_{s’appliquent}

_{pas à la} molécule CN.

(Différence

de mécanisme

_{d’absorption}

_{pour des molécules}

C12 C,,

et

_C]2

Nous avons mis en service un nouveau

spectro-graphe

pour confirmer ces résultats. La structure des bandes s’est avérée bien

plus complexe,

mais les atomes

_C,2

_CJ3

_N~~

_N]5

_{permettent d’expliquer}

complètement

tous les accidents sûres observés. Nous

_étayons

cette identification _{par l’accord}

numérique

entre les

_{déplacements}

_isotopiques

Du

observés et ceux calculés.

Fig.4.

Sur la

_figure

₄

_{nous avons}

_porté

_{les divers w} observés en fonction de la distance de la bande de vibration à

_l’origine

du

_système

_(à

une

_petite

correction

_près).

Les droites sont les droites

théo-riques.

Les

_{points expérimentaux}

se

_placent

bien sur

elles..

Les coefficients

_{angulaires p}

-

i se calculent faci-lement à l’aide des masses réduites des

molécules,

en effet _p

=V03BC1,

_{et 03BC2} sont les masses

molécu-03BC2

laires réduites des deux molécules.

Les abondances des

_isotopes

sont

_{surprenantes :}

Là aussi une discussion très serrée de

l’absorption

subie par un _{rayon lumineux}

_qui

traverse une

grande

épaisseur

de molécules absorbantes est

nécessaire. Des considérations assez

_simples

_que

nous n’avons pas le

_{temps d’exposer}

ici

indiquent

que les

rapports

mesurés sont bien les

_rapports

des

abondances.

Conclusion. -- Des

mesures de laboratoires et une théorie

_précise

de

_{l’absorption}

dans les

atmo-sphères

des étoiles carbonées sont _{nécessaires pour}