Le present mémoire peut être livre â 1'impression.

(1)

(2)

Liege, le 29 mars 1974.

Le Secretaire de la Faculte, Le Doyen de Ia Faculte des Sciences, Secretaire du Jury President du Jury,

H. SAUVENIER M. MIGEOTTE

Article 6 de l1arrete royal du 10 mars 1931 appliquant la loi du 21 mai 1929 sur la collation des grades académiques et le pro- gramme des examens universitaires.

"En aucun cas, les opinions de l'auteur ne peuvent être considérées, par le fait de l'autorisation d'impression de la dissertation, comme étant celles du Jury ou de 1'Université".

(3)

SPECTRÜGRAPHIE ET PHOTOMETRIE INFRAROUGE DE L'ETOILE HD 45677 ET

D'AUTRES OBJETS PARTICULIERS A RAIES D'EMISSION

Jean Pierre Swings Institut d'Astrophysique

Université de Liege

(4)

TABLE DES MATIERES

INTRODUCTION : Les étoiles Be particulières

Page 2 CHAPITRE I : Généralités sur 1'étoile HD 45677 4 A. Introduction 4 B. Les observations spectrographiques

de HD 45677, de 1898 à nos jours 9 CHAPITRE II : Le spectre de HD 4567 7 11 A. Description générale 11 B. Variations dans le spectre de HD 45 677 22 C. Les profils de raies 2 8 1. Les raies d'emission interdites 28 2. La structure double des raies de

Fe II 28 3. Les raies de Ti II, Cr II, Mn II 32 4. Les raies H et K de Ca II 35 5. La raie de Mg II X 4481 36 D. Conclusion 36 CHAPITRE III Photométrie infrarouge de HD 4 5 677 38

1. Le rougissement intrinsèque de I'étoile38 2. Les données infrarouges 38 3. Le diagnostic 40 a. Compagnon infrarouge ? 40 b. Rayonnement free-free 41 c Rayonnement thermique de poussièr>e 44 4. Conclusion 45 CHAPITRE IV MWC 645 et MWC 819

Introduction

Les spectres : a) MWC 645 b) MWC 819 La photométrie

Conclusion

46 46 47 48 49 50

(5)

CHAPITRE V : De la spectrographie à Ia photométrie

infrarouge 51 a) Les étoiles symbiotiques et de type

VV Cephei 56 b) Les étoiles de Wolf-Rayet 62 1. Les étoiles WCS 66 2. Les étoiles WN et WC moins avancées

que WC9 67 3. Les étoiles Of 68 c) Conclusion 69 CHAPITRE VI : De la photométrie infrarouge â Ia

spectrographie 70 a) Hemisphere Nord 71 ß) Hemisphere Sud 74 Conclusion aux paragraphes a et & 79 y) La nébuleuse particulière M2-9 80 1. Le spectre de M2-9 8 0 2. Le c o n t i n u i n f r a r o u g e 84 3. M o u v e m e n t dans l e s a i l e s d e M 2 - 9 85 4. N a t u r e de l'objet M 2 - 9 ; C o n c l u s i o n 87 CHAPITRE VII Probabilités de t r a n s i t i o n s de raies

interdites 89 Introduction 8 9 Le calcul des probabilités de

t r a n s i t i o n 90 1. Dipoles magnétiques de [Fe II] 90 2. Les raies de [Cr II] 92 REMARQUES ET REMERCIEMENTS

REFERENCES

100 102

(6)

INTRODUCTION

LES ETOILFS Be PARTICULIERES

Le spectre d'une étoile chaude normale,de type B, presente une emission continue ayant son origine dans les couches profondes de 1'atmosphere stellaire : ce fond continu est lui-même in- terrompu par des raies sombres dues à 1'absorption dans les couches superficielles, relativement froid.es. Les raies d'absorption proviennent essentiellement de 1'hydrogène et de 1'hélium neutre ou ionise, ainsi que de divers elements, tels C, N, 0, Si, Mg, Fe, etc..., généralement ionises.

Une étoile B dont le spectre revele non seulement des raies d'absorption mais aussi une ou des raies d'emission est appelée une étoile Be. L'emission est presente principalement dans la raie H de 1'hydrogène, souvent aussi dans les raies plus élevées de Ia série de Balmer. Lorsque le spectre de 1'étoile Be contient des emissions anormales, par exemple des raies interdites de

[0 I],[S I I ] , [Fe I I ] , 1'étoile est désignée par Bep (p pour

"particulière"). Les raies permises et interdites peuvent avoir des profils complexes, indiquant que certaines zones de 1'atmosphere stellaire sont en expansion, rotation ou contraction.

Struve a montré que les étoiles Be sont généralement en rotation rapide, la vitesse äquatoriale indiquée par les raies d'absorption pouvant être de l'ordre de 200 km sec . D e plus, d'apres Struve, les zones équatoriales sont instables et perdent de la matière qui forme alors des anneaux gazeux en rotation autour de 1'étoile. Des observations en faveur de 1'existence d'un tel anneau seront fournies par le dédoublement des raies d'emission du fer ionise dans le spectre de 1'étoile particulière HD 45677.

Le chapitre I de Ia presente dissertation groupe les carac- téristiques essentielles de 1'étoile Bep HD 45677, à savoir ses coordonnées, ses variations de brillance entre 1899 et 1971, son aspect au foyer principal du telescope de 5 metres du Mont

Palomar, les caracteres principaux de son spectre et les premieres mesures de 1'excès d'infrarouge du rayonnement de HD 45677.

Le spectre de 1'étoile HD 45677 est décrit en detail au chapitre II; un modele physique de 1'atmosphere étendue est propose sur la base des profils de certaines raies d'emission

(7)

(notamment H, Fe II, [Fe II]). Par exemple, il semble vraisem- blable qu'un anneau equatorial en rotation existe autour de HD 45677.

Le chapitre III reprend les données infrarouges concernant HD 45677 et fournit une discussion relative à 1'origine de 1'im- portant excès infrarouge observe.

Le chapitre IV traite de deux étoiles particulieres à excès infrarouge et à spectre particulier redécouvertes récemment, à savoir MWC 645 et MWC 819 : ces deux objets ont des caractéris- tiques communes avec HD 45677.

Après que Geisel, Low et leurs collaborateurs aient montré que les étoiles chaudes â raies d'emission possédaient souvent un excès d'infrarouge, nous avons entreprís une prospection d'en- semble des étoiles anormales dans le domaine de 1'infrarouge proche : cette étude qui concerne les étoiles Be et Ae, les étoi- les de Wolf-Rayet ainsi que les étoiles symbiotiques et de type VV Cephei fait l'objet du chapitre V.

Le chapitre VI montre que Ia photométrie infrarouge peut conduire à Ia découverte d'objets à spectres particuliers, tels M2-9, He 2-446 et six astres de 1'hemisphere austral. Une description du spectre de ces objets est donnée également au chapitre VI.

L'interpretation des spectres d'étoiles ou de nébuleuses particulières à raies d'emission est facilitée lorsque les pro*- babilités de transition>dos raies d'emission sont connues : le chapitre VII donne un aperçu des calculs théoriques que nous avons effectués concernant les raies de [Cr II] et de [Fe I I ] .

(8)

CHAPITRE I

GENERALITES SUR L'ETOILE HD 45677

A. INTRODUCTION.

HD 45677 (BD-12°1500, MWC 142) est située dans la. constel- lation Canis Major : ses coordonnées (S.A.O., 1950) sont

o = 6h25m59s; 6 = -13°01'12". Son type spectral est B2IVe

(Burnichon et al., 1967); la classe de luminosité reste quelque peu douteuse vu Ia difficulté de distinguer des étoiles B2 de classes III, IV ou V.

La magnitude visuelle de HD 45677 était 7.46 dans le catalogue HD; eile est à l'heure actuelle plus proche de 8 ou 8,5 comme 1'ont montré A. Feinstein et M.J. Penston (résultats non publiés). Le tableau 1-1 groupe quelques valeurs, depuis le catalogue HD jusque 1971 : Ia date indiquée entre parentheses est celle de la publication et ne correspond pas a priori à la date à laquelle la mesure a été effectuée. Les valeurs de 1971 nous ont été communiquées par Margaret et Michael Penston.

TABLEAU 1-1 - Photométrie UBVRI. de HD 45677 Source

Catalogue Henry Draper Mendoza V (1958)

Wampler (1968) Low et al. (1970) Mars 1971

Septembre 1971

U (3600 Â)

- 6,86 7,32 7,46 7,79 7,73

Canal photometrique

B

(4300) - 7,58 8,03 8,15 8,49 8,40

V

(5500) 7,46

7,55 8,00 8,18 8,46 8,40

R

(7000)

7 7 8

- -

,79 ,83 ,25 -

I

(9000) - - - 7,81 8,37

- Entre 1969 et 1971, HD 45677 a done faibli d'approximativement une magnitude. En fait, on ne doit pas s'etonner que la magnitude de HD 45677 soit variable, étant donné les modifications spectrales, les caracteres proches d'autres objets à [Fe II] ayant un excès infrarouge, certaines similitudes avec des astres symbiotiques, ainsi que la presence d'une enveloppe (shell) à

(9)

spectre variable.

Des observations photométriques precises sont três desira- b l e s , afin de mettre en evidence d'eventuelles variations, soit rapides, soit lentes.

E n attendant des mesures precises, il parait utile de r e - chercher si d'eventuelles variations importantes survenues au cours des dernières décennies peuventêtre détectées dans les clichothèques. Nous avons été autorisés à consulter les archives photographiques du Harvard College Observatory; nous nous sommes contentes d'estimations visuelles rapides sur 684 cliches

(Swings et S w i n g s , 1 9 7 2 ) . La Table 1-2 rlunit les nombres de cliches examines groupés par année. Nos estimations ne sont certes pas precises,mais elles paraissent süffisantes pour le but poursuivi.

TABLE 1-2 - Cliches examines dans les archives photographiques

1899 1900 1901 1902 1903 1901+

1905 1906•L3U U

1907 1908 1909 1910 1911

6 6 9 16 24 21 16 1 8A. U

10 19 20 15 9

du

1912 1913 1914 1915 1916 1917 1918 1 α-i q 1920 1921 1922 1923 1924

Harvard

16 27 9 9 5 9 11 5 4 7 6 21 15

College

1925 1926 1927 1928 1929 1930 1931 1932X J \J £-

19?3 1934 1935 1936 1937

Observatory

12 15 16 9 18 16 29 13 9 8 25 13 8

1938 1939 1940 1941 1942 1943 1944 1945_{JL -J T iJ} 1946 1947 1948 1949 1950

9 13 21 13 14 6 6 IfiX U

6 7 10 9 7

1951 1952 1953 1954 1963 1964 1969 Total

7 2 2 2 2 1 6 684

j

i. i

En fait, ces estimations sont aisées, car deux étoiles de brillance fort semblables sont voisines de HD 45677. II s'agit de HD 45733 (A2) et HD 45629 (B8). La Table 1-3 donne les carac- téristiques de ces deux étoiles, de même que celles de HD 45677;

les 3 objets sont designes a, b et c. Les separations sont indi- quées dans la figure I-l. La comparaison de a, b et c a été faite simplement à la loupe. Une precision d'environ 0,1 mag est pro- bablement atteinte ainsi. Lors de mesures precises ultérieures,

(10)

M'l

Aα (s)

17 18

FIG. I-l : Positions et separations des trois étoiles comparees : a = HD HS733; A2;

m p g = 7.it; b = HD "+S677-, B2 IVe; c = HD 45629; B8; wp g = 6,9

(11)

TABLE 1-3 - CARACTERISTIQUES DES ETOILES HD 45733, HD 45677 ET HD 45629

Type Magnitudes HD Am spectral HD photométr. photogr. photogr.

"1950 °1S5O (catalogue Smithsonian)

a) HD 45733 BD-12° 1503 A2 b) HD 45677 BD-12° 1500 BOp c) HD 45629 BD-13° 1504 B8

7 7 6

,36 ,46 ,94

7 7 6

,42 ,22 ,89

0 0

,20 ,33

6h

6 6

26m

25 25

16?

59 41

-13°00' -13 01 -13 07

58"

12 40

i

(12)

í •

il sera, sans doute, utile et pratique d'utiliser les mêmes étoi- les de comparaison a et c. Ces deux étoiles paraissent normales"

et nous avons suppose qu'elles n'etaient pas variables. Dans le catalogue HD la magnitude photographique de HD 45677 est inter- médiaire entre celles de HD 45733 et HD '+5629.

Sur les 678 cliches antérieurs à 1969 que nous avons examines, la magnitude photographique de b <HD "+5677, plaques Hi- Speed et récemment IlaO) est toujours intermédiaire eritre celles de a (HD 45733) et de c (HD 45629). De faibles differences peuvent certes résulter des emulsions utilisées, ou d'effets photographiques et optiques, étant donné que les types spectraux des trois étoiles sont différents et que différentes chambres photo - graphiques ont été utilisées. La magnitude photographique de b paraít parfois plus proche de a que de c ; parfois, c'est I1in- verse qui est observe. Mais, dans aucun cas, b n'est ni plus brillante que c, ni moins brillante que a. II n'y a qu'en 1969 que b soit devenue nettement plus faible que a.

La Fig. 1-2 illustre lfevolution de 1' éclat de HD 45677 chaque point represente la magnitude moyenne mensuelle entre 1899 et 1954. Les variations de 1'é.elat de HD 45677 sont faibles et la courbe ne semble indiquer aucune périodicité. Quelques faits à noter sont les suivants : 1'augmentation de magnitude photographique durant 1'hiver 1934-1935; les périodes calmes de septembre 1915 à janvier 1920, d'octobre 1927 à octobre 1931 et de janvier 1936 à janvier 1942 (avec quelques variations durant 1'hiver de 1939). Ces plateaux mis à part, la magnitude de HD 45677 semble avoir varie faiblement, mais irrégulièrement (amplitude inférieure à 0,3 m ) .

Un affaiblissement de HD 45677 tel que celui en cours depuis 1968-69 n'a jamais eu lieu entre 1899 et 1954. Ce déclin recent en éclat (J.P. Swings et Allen, 1971) devrait se manifester sur des clichês dans le domaine bleu-violet. Nous n'avons malheu- reusement pu disposer que de deux clichês pris en 1969 sur emulsion IlaO (janvier 16, 1969 et février 15, 1969) indiquant que b est devenu légèrement plus faible que a. Si HD 45677 n'avait

(13)

o.s

74

6.9

7.4

6.9

74

6.9

7 L

6.9

it

6.9

74

* + • "

r r r r p

* • +

* • • » • 5S00 ' S O ! ' 1302

1 1308 ' 1909 ' 1910 '

I9J6

* - «

»24'

+

n*fTi7TTrfrrrn~tTri n i i i n-s n rr

1303 1S0.4 !

" l ' 9 1 i " " ' " " l 9 ! 2 " "S" V913"

' 1917 1910 ' 1919 ' 1920 ' IQ21 '

1925 1926 S92?

* t*i +*

•

* * . +• *

iOS 190(5 1907

"'""isi""'"'1^1"1

1922 ' !923 ' 1924

rjTiTif Tt nTrTTTfiTP nTTn cnrnTi nvriTi i r n n rrp n i CÍTTTT

1926 1929 1930 1331 J932

3 1934 1935 1933 1937 1938

941 !3í2 1343 T3Ú4 1945 ' I3Í6

+

•

• * 4«

* *•

• 1950 1931 1952

• » + 1953 Í95Í

j , U

1339 ' 1940

föi? mS 1949

• • 1963 1364

Fig. 1-2 - Evolution de la magnitude photographique de HD 45677. Symboles : *une mesure par mois; + 2;

x 3; : 1; : 5; § 6j 8 8. Ordonnées : magnitudes photographiques

(14)

pas decline en magnitude, b aurait paru au moins aussi brillante que a, 1'emulsion IIa-0 ne différant pas três fortement des emulsions Hi-Speed utilisées autrefois. Les cliches 103aF et IlaD de Janvier et février 1969 niontrent b plus faible que a ( = 0 , 1 mag et = 0,3-0,4 mag, respectivement). Nous ne disposons d'aucune photographie plus recente. Nous espérons que d'autres clichothè- ques pourront fournir des renseignements complementaires.

Des observations photométriques répétées ont été effectuées pécemment par Feinstein, au Chili, en mars-avril 1973. Ses ré- sultats sont les suivants :

22/23 mars 23/2t mars 2t/25 mars 25/26 mars 26/27 mars 27/28 mars 28/29 mars 29/30 mars 31 mars/I avril 2/3 avril

V

= 8,20 8,22 8,11 8,16 8,20 8,08 8,15 8,16 8,05 8,14

B-V = 0,03 0,06 0,04 0,06 0,01 0,06 0,03 0,07 0,06 0,01

U-B = -0,68 -0,71 -0,69 -0,68 -0,65 -0,67 -0,68 -0,64 -0,64 -0,58

Des variations dépassant un dixième de magnitude sont done quelquefois observées d'une nuit à l'autre : il serait done in- té r e c e n t d'observer phcLwESt^iq-.iement HD 45(577 syctématiqy.ement au cours de plusieurs nuits afin de décelerd'eventuelles variations rapides(en relation ou non avec les variations spectrales qui sont décrites dans le chapitre I I ) .

En ce qui concerne les caracteristiques physiques de

HD 45677, il faut signaler que cette étoile B2e a une vitesse de rotation élevce (% 200 km sec ) et qu'elle ne semble entourée d'aucune nébulosité. Trois cliches sur emulsion rouge (103aE) avec filtre in:.erférentiel H ont en effet été obtenus par H.C.

a

Arp au foyer principal du telescope de 5 metres du Mont Palomar.

Ces photographies, prises dans de bonnes conditions de turbulence, ayant des temps de pose de 9,3 et 1 minutes ne montrent aucune trace de nébulosité au-delà du disque Stellaire (- 1,5 seconde d'arc).

(15)

B. LES OBSERVATIONS SPECTROGRAPH!QUES DE HD 45677, DE 1898 A NOS JOURS.

Madame Fleming a été la premiere en 1898 a détecter lês raies d'emission de 1'hydrogène dans le spectre de HD 45677. Les pre- miers spectres ont été décrits par Merrill en 1925 : celui~ci a decouvert les raies d'absorption larges de He I et Mg II, les deux composantes d'emission des raies de Balmer, les raies de Fe II et d'autres raies d'emission non identifiées (non identi- fiables ä 1'époque). Le titre de la publication de Merrill (1925) est : "Unusual Bright Lines in the Spectrum of HD 45677". Les mêmes raies " inhabituelles" sont en fait presentes également dans les spectres de XX Ophiuchi (HD 16114) , AG Pegasi et

n Carinae. C'est Merrill lui-même qui, en 1928, a identifié ces raies comme étant dues à [Fe II]. Merrill (1928) a trouvé aussi que le continuum intense sous-jacent presente les raies d'absorption caracteristiques d'une étoile de type B2; il mesure également les vitesses radiales des raies stellaires (He I, Mg II) et de l'enveloppe (Fe II, [Fe II]). HD 45677 a ensuite été examine par P. Swings et Struve (1940, 1943) lors de leur étude systématique des "peculiar objects". En 1940, ils ne trou- vent aucun changement appreciable vis-à-vis des résultats publiés par Merrill. En 194 3, par contre, ils constatent que les profils des raies de 1'hydrogène se sont fortement modifies alors que les raies d'enveloppe demeurent inchangées. Ils notent par exemple qu'en 1939, le rapport V/R (intensité de Ia composante vio- lette par rapport à celle de Ia composante rouge des raies de 1'hydrogène neutre) est de 1'ordre de 0,5 et qu'en 1943 ce même rapport est voisin de zero. Swings et Struve (1943) identifient également quelques raies d'emission dans le proche ultraviolet

o

(de 3334 a 3495 A ) . En 1952, Merrill insiste sur les variations du profil de H et mesure quelques vitesses radiales addition- nelles. Son importante contribution de 1952 est, a notre avis, synthétisée dans les deux phrases suivantes que nous estimons être d'une grande importance en ce qui concerne 1'interpretation des spectres des étoiles particulières à raies d'emission :

"Cette étoile (HD 45677) n'est pas une étoile à enveloppe de type normal, mais plutôt un objet intermédiaire entre une étoile Be ordinaire et une nébuleuse planétaire. Elle peut être consi- dérée comme une étoile à enveloppe dont 1'atmosphere extérieure est extraordinairement étendue et brillante". HD 45677 ferait

(16)

10

done partie de la "chaíne" d'objets examines par Allen et l'auteur, intermédiaires entre des étoiles telles'que HD 50138 et des né- buleuses denses particulières c o m e M2-9 (voir Chapitre V I ) . Tous ces objets ont un excès d'infrarouge sur lequel nous reviendrons.

A partir des raies de [S I I ] , Babcock (195B, 1960) a trouvé que HD 45677 possède un champ magnétique d'environ -1600 gauss;

cette mesure a été critiquee, mais n'a jamais été répétée.

Babcock (1958) a également remarque que les profils des raies de Fe II sont diffus, ou même inverses. Cette observation três importante sera reprise et détaillée au Chapitre II.

En 1967, Burnichon, Chalonge, Divan et l'auteur ont attribué à HD 45677 le type spectral B2IVe, à partir de Ia mesure de Ia discontinuité de Balmer et du continu ultraviolet. Comme nous l'avons fait remarquer plus haut, la classe IV de luminosité demeure sujette à caution. Burnichon e_t al_. (1967) ont également identifié une série de raies d'emission dans I'ultraviolet, entre 3195 Ä et 3497 A.

Une courte note concernant le spectre de HD 45677 a été publiée en 1970 par Chkikvadze.

En 1970, Low, Johnson, Kleinman, Latham et Geisel ont dé- couvert une emission conti m e infrarouge importante en provenance de HD 45677, et 1'ont attribuée à un compagnon de 1'étoile B2 ayant une temperature de 580°K. L'auteur, en collaboration avec Allen (Swings et Allen, 1971) a critique cette interpretation et montré qu'il n1existe aucune variation périodique -appreciable de ]a vitesse radiale des raies de HD 45677 au cours d'un intervalle d'un demi-siècle. Les deux mêmes auteurs ont propose que 1'excès d'infrarouge soit explique par 1'emission thermique d'une enveloppe circumstellaire contenant des grains de poussières, les plus chaudes ayant une temperature de l'ordre de 800°K. Une discussion concernant 1'origine de l'excès IR du continuum des étoi- les particulières à raies d'emission est donnée au chapitre III.

Aucune emission radio n'a été observée en provenance de HD 45677. Par exemple, E . Hardebeck a recherche OH à notre de- mande, mais le résultat a été négatif : aucune emission OH supé- rieure à une unite de flux (1 u.f. = 1 0 ~2 6 W m ^ H z "1) n'a été détectée.

(17)

11

CHAPITRE II

hZ SPECTRE DE HD 4 5677"

A. DESCRIPTION GENERALE.

Le spectre de HD 45677 est compose principalement d'un continuum de type B2 et d'un grand nombre de raies d'emission dues surtout à Fe II et [Fe II]. Ceei est illustre à Ia figure II-l qui

o reproduit 3a portion du spectre de HD 45677 entre 4150 et 4500 A, sur emulsion IlaO). Les caractéristiques principales sont la structure complexe de H , qui est en fait variable et à laquelle nous reviendrons plus loin, la finesse des raies interdites de Fe II et Ni II, et le fait que la raie permise de Fe II X 4233 parait double. Ce dernier point est analyse plus loin dans ce Chapitre II.

La Table II-l donne les identifications des raies presentes dans le spectre de HD 45677 entre 319C et 8700 A.

o

Dans la region ultraviolette (A 3100 ä 3600 A ) , le spectre de HD 45677 est semblable à celui d'autres objets particuliers à raies d'emission, tels que KQ Puppis=Boss 1985 (Swings, 1969) ou a Sco B (Preston et Swings, en preparation). La region X 3225 - X 3500 A est illustree a la Figure II-2 : comme dans le visible, les raies pt_j?mises sont plus larges que les raies interdites.

Nous discuterons le profil "emission + absorption d'enveloppe"

des raies de Ti II, Cr II et Mn II au paragraphe C-3 de ce chapitre.

«Voir J.P. Swings, 1973.

(18)

4359.34[F«]

[FtE]

4413.78.

4416.27-

en si

i o c_

p (0

•FtE 4233.17 -[F«n]4243.98

-4276.83 -428740

[Fel]

4452.11 4457.S

447148 Hel-

•[NÍIE14326.25

FTG= II-l : Le spectre de HD t5677 (Mont Wilson, Janvier 1971, dispersion originale >+,5 A/nun) dans la region 4150-4500 A. Remarquer la structure complexe de Hγ, la finesse des raies de [Fe II]

et [Ni II] et le fait que X 42 33 Fe II est double.

,f

(19)

(D

CO

cn

FIG. II-2 Le spectre ultraviolet de HD 15 67 7 dans la region 3225-35QC Â monti-e de fortes emissions de Fe II, [Ni I I ] , Cr II et Mn II.

Des absorptigns fines d'enveloppe sont v^;;^.1

(E.S.O., 10 A/mm, fév. 1972).

(20)

TABLE TI-1 - Lβ s p e c t r e de HD '+5677

12

E/A Idc-.nt If ication Jon Mult. Int.

3196, 3210, 3211.

3213.

3227, 3227.

32m.

3243.

3255.

3277.

3281.

3335.

3338.

3339.

3340.

3^41.

331+2.

3347.

3349.

3357.

3358.

3360.

3361.

3368.

3372.

3374.

3376.

3378.

,07 .45 .07 ,31 .13 ,73 96 72 88 35 29 15 7 80 39 88 51 84 40 40 50 30 21 05 80 21 20 2

s m m m m

V. 3

m m v. s v.s s m w m m s m m s s m s s

it

w v.s s

L'-A-E A A E E A A E E-A-E E-E E E A A A A A E-Α

A

E-Α A E-Α E-A-E A E E E

3 V.

s

V.

s s

V .

V.

s s s s s s s

s s s

w w

w

w Fe Fe Fe

? Fe

•j

Fe Fe Fe Fe Cr

?Fe CΓ

?Cr Ti Cr Cr Ti Cr

CΓ Cr Ti Cr Ti

? [Fe [Ni

II IJ II II II II II II II II II II II

ir

ii ii II II II II II II ii]

in

7

5 6 S 119

1 1 1 ltt 76

i)

92 16

i+

4

1 79 U 21 1 1 26F

5F

an

10 13 13 8 8 9 7 2

3 3338.52?

50

20 3339.90?

1ÖU 50 M-0 125

40 75 100 125 150 100

5.8 6

Kotes (0)

(1X2)

(2) (2)

CDÍ2)

(21)

13

k

3 3 7 9 . 3 7 3 37 9 . 8 3 3 3 8 2 . S i 3 3 S 3 . 7 G

3387.10 3393.5

3 4 0 3 . 3 2

3407.30 3408.77 3421.2Ü 3422.74 3425.69?

3428.5 ? 3433.30 3438.9 3438.98 344Q.99 3441.95 3446.54 3452.30 3455.11 3460.31 3474.04 3474.1?

3482.91 3488.68 3489.3 3490.62 3493.47 3495.85

I

m m m

Tl!

31 S

s

w

s s v . s w w

s v . s

IT'

w v . s w s w v . s

v . s s s w m m m

E/A

A A

E-A-E A i:

>;

L-A-E A E-A-E E-A-E

Xs "*" i \ ™* ill

E E E-A-E E

El

E E-A-E

T i •

H E E-A-E E-A-E E-A-E E?~A-E A A A E-A

D

s s s s

V , w

w w s

s

5

s

s w

s

Ment- i o n

?Ci' JI Cr 11 Cr I I Ti II [Fe I I ]

•p

CΓ I I Mi I I Cr II Cr I I Cr 11

?Fe I I Cr I I [Hi I I !

Mn I I [Fe IT!

Kn I I

?Co 11 [Fe I I I [Fe II3 Mr, I I

Mn I I Mn I I Mn I I

? He I Fe II Mn I I

ification

KUIT . 2 1 2 Í i 1 2fiF

3 4 3 3 3 5 3 5F 1 2 6F

3

-i

2GF 2 5F

3 3 3

41 114 3

I n t 30 6.) 6G 125 1 .

10 0 8 15 0 75 125 3

7 5 2 1 . 20

1.

10 0 iOO 5 . Í J 75

5 0 40 40 40

1 10 40

34 2 5 . 5 6 ?

92

3 4 4 6 . 4 0 ?

4 4-

Notes

( 2 )

1 ) ( 2 >

(1X2)

( 2 )

( 3 ) ( 3 )

( 3 )

(2X3)

(22)

bl X 3496 3497 3500 (3501

•(3501 3504 3504 3538 3539 3559 3580

?3613 362S 3631 3631 3666=

3685.

3700.

3806.

3819.

3860.

73863.

3869.

3933.

3968.

3993.

4026.

4068.

4076.

4114.

4120.

4143.

.87 .54 .63 .62 .73?

.02 .51 .69).19) .4 .53 .85 .9 .49)

72)

• 19 8 34 61 ) 78 ) 92 4 1 66 47 15 3 62 22 48 81 77

I w w w s

in

m m s w v.w V .W

m m w w m w w w s s m s v.s w v.w w m

E/A A

E-Α- E

E E

•E

E E E A EE A A A A E A E E E A A E A E E E A A

D s

s s s s s s

S

s s w w

V.

s s s

V.

s s s V.

V.

w

w w

Identification Ion Mult. Int Mn II

Mn II

?Fe II [Fe II]

?Co II [Fe II]

[Fe II]

IMi II]

1

?Mg II [Ni II]

CΓ II Cr II H 27 Ti II [Cu II]

He I

?Fe II

? Ca IIK Ca IIH INi 113

He I He I

ES II3

[S II]

[Fe II]

He I He I

3 3 115

26F 2 26F 26P 26F 5F 2 5F 12 12 14 2F 22 22 1S21S2

1 1 4F 18 18 IF IF 23F 16 53

20 40 4 2 200

1 G 0 1 7 4 4 50 50 250 9.

4 1 1 1 400 350 5 5 1 1.

0.

• 3 2

3499.

.04 .04 .84 .80 .52 .4

3613.

.4

5

3863.

3883.

4026.

3 26 54

88?

80?

41 ? 95 ?

1936

Notes

(2X3) (3) (3) (3) (3)

<3) (3)

(3) (3)

<3) (4) (3)

"Les raies de 1'hydrogène ayant des profils complexes et variables dans le spectre de HD 45677 ne sont pas reprises dens la table II-l

(23)

15

E/A

Identification

Ion Mwlt. Int. Notes

4173.45 4177.21 4178.8?

4201.1 4233.17 4243.38 4244.81 4276.83 4237.41 4296.57 4 3 0 3 . 1 7 4305.90 4319.62 4326.25 4330.3 4346.85 4351.76 4352.78 4358.37 4359.34 4372.43.

4382.75 4387.93 4397.27 4413.78 4416.27 4452.11 4457.95 4471.48 4474.91 4481.13 4481.33

w w w v.w s v . s w s

V . S

v . w v.w w in w v.w w m m m

V , S . w v.w m w v . s v . s m m s m

Var

E-E F

r

£ E-E i:

E E E E - E E-E E E E

V

E E-E E E E E E A E-E E E E E A E A(+E?)

E W

s s

5 S

s s s s s s s s s v.w s

• s s s v.w s

> w

Fe f Fc Fe

Fe TFe

[ F e [ F e [ F e F e Fe

£Fe

[ F e [ H i Í F e Fe

I F G [ F e [ FP.

[ F e [ F e He Fe [ F e Í F e Í F e [ F e He Í F e Hg

I I I I J

i T

I I 17}

111 I I ] I I ] I I I I 1 1 ]

II3 I I I

? I l l I I 113

i n

T I ]

i n

i i ] i

I I 113 I I I

I I ] I I ] I I I ] I I

?J 2 !F 28

27 2 IF 2 1 F

2 If

7 F 26 2?

2JF

2 IF 3F

11F 27 2 1 F 2 I F

7F

? 1 F 6F 51 3 3 7F 6F 7F 6F 14

7F 4

8 1 • 8

11 1 0 .

2 . 6 . 6 . 6 8 1 . 4 . 8 .

r.

i. •

9 3 . 4 . 4 . 2 . . 3

p 3 . 4 . 2 .

£ a

6 1 .

JlOO

4

8 0 5 7

9 2 6

5 1 4 9 2 4

5 6 2 3 1

(5)

1

(24)

-. *

'4KBB 4491

1 4492.

4 4 9 4 . 4 5 0 8 .

?4509.

4 5 1 5 . 4 5 2 0 . 4 5 2 2 . 4 5 2 8 . 4 5 4 9 . 4 5 5 5 . 4 5 5 S . 4 58 3.

4 5 8 8 . 4 589 4 6 2 9 . 4 6 3 9 . 4 7 1 3 . 4 7 2 8 . 4 7 7 4 . 4 8 1 4 . 4 8 8 9 . 4 9 2 3 . 5 0 1 8 . 5 1 5 8 . 5 1 5 8 . 5 1 6 9 . 5 1 3 7 . 5 2 3 4 .

75 4 0 64 8ü 20 g 34 23 63 4 47 3 9 66 83 22 34 68 14 07 74 55 63 92 43 0 81 03 57 62

T

w w

V

w

V

w

V

w

V

m w w m w w m w v<

rr.

V.

m

V .

m m

V .

w w w V.

. w . w . w . w

w w

w

17 A

T;

• E ~ L r

L I;-K E E-E E E-E E E-E E-E E-A- Z E-F

ill *" } \ " Li

?E-A-E

r;-r;

L A E E E E

E

E E E

E

E E

D

..•

W

s

V . V

s s s w w s s

VJ

w w

Ider.t Icn [Fe TT]

Fr- IJ iTe 11]

Fv-i rr [Fe 1I.I

Fe II Fe II Fe II [Fe IIJ

Fe II Fe II Cr II Fe II

C Γ II

? Fe TI [ Fe Tll

He I f. V e 11]

í Pt- IIJ Ire in EFr- II3 Fe II Fe II [ Fe IT}

Í Fe III Fe II Fe II Fe II

i f i c a Í í Hui t.

6 V ' 7

hT

3 S

bF 37 37 3 8 SF 38 37 4U

?ß 44 37 4F 12

4F 20F

?0F 4F 42 42 18F 18F 42 49 49

on I n t .

5

•

. 7 7 9 . 10

8 100 11 75 7 3 1.

u , 2.

12 12 1.

6.

12 6 7

Motes

90 bO

23 4509.63?

28 4528.39?

(2)

98 32

ou

0 16

2 2

(25)

17

E/A Identification

Ion üult. Int.

Notes

5261.61 5273.39 5275.99 5316.61 5325.56 5333.65 5376.47 5875.63 6300.31 6318.4 6363.79 6383.8 6456.38 6493.1 6548.1 6583.6 76944.1 7155.14 7171.98 7202.4?

7307.97 7378.88 7388.16 7411.57 7452.50 77495.5 77507.2 7515.0

V V

w m

V V

w m w w w w

V .

w w

V . V . V . V ,

s w w

V . V . V .

m .w .w

.w .w

.s

,w ,w

s w w w

w w w

E E E E E E E A E E E E E E E E E E E

E E E E E E E E

s

w s s

V .

s

w

s s

s s s s

[Fe I I ] [Fe I I ] Fe I I Fe I I Fe I I [Fe I I ] [Fe I I ] w He I(D3)

[0 I ]

?Fe I I [0 I]

?Fe I I Fe I I

?Fe II [N I I ] [H I I ]

?[Fe I I ] ,£Fe II]

[Fe II]

? Fe II

?[Ni II]

[Ni II]

[Fe II]

[Ni II]

[Fe II]

19F 18F 4 9 4 9 49 19F 19F 11

I F 4^0 z D -

IF

74

Z cC"

IF I F 43F 14F 14F 737F 2F 14F

2F • 14F

3 . 7 2 . 2 7 8 2 2 . 6 2 . 1 10

0.025 - 0.008 - 200 - 0.005 0.015 0.70 1.5

. 5

50 1 . 1

. 3 . 6 6 . 5

6317.98?

6383.75?

6493.05?

6944.91?

7 á : / . 8 2 ? ( 6 )

( 6 )

(6) :

( 7 ) 3

(7) ;

i

Í -•

(8) I

(7) \

f

(7) !

v.w ?Fe II 73 7515.88? (6)

(7) (9)

(26)

18

A 7711 7772 7866 7877-

?897.

7917.

7999.

8110.

8125.

8215.

8229.

3288.

8298.

8**6.

8*90.

8629.

865s>«

8680.

8683.

.8 .9 .8 .5 .0 ,*

,85

* 22 7 55 0 8*

5 5 2*

88 2*

38

I

8

S

m m m

in

m m m w

V.W

v.s

m m w m w

E/A

E E

E E E E E E E E E E E E

E E E E E

D

8

V.W

S V.W V.W

w s s s w s w w

Identification Ion Mult. Int.

?Fe II

0 I0 I 0 I

?

tCr II]

?[Cr II]

[CΓ II]

?N I tCr II]

? H(P28>

0 I0 I 0 I

? N I N I

N I N I

73 11 1

IF

aV

1F 2 IF

* 8 8 1 1

15 2726 25

1.02 0.12 0.75 6 0.53

2525 23 8 3 10

8

7711.

7771.

777*.

7775.

8110.

8216.

8**6.' 8**6.

71?

9618

*0

31

28?

3535 76

Notes (5)(7) (9)

(7>

U0>

(7)

(7) (JO)

(11)(7)

(7)

(11) (7) (11)

(io)

(*2>

(10) (13)

(27)

19

PRESENTATION DE LA TABLE TI-1.

Colonne 1 : Raie presente dans le spectre de HD 4-5 677; si 1'identification est certaine, la colonne 1 donne la longueur d'onde de laboratoire; si eile est incertaine,

o

c'est la A observée (A) qui est reprise.

Colonne 2 : Intensite v.

w m s

V.

w

s

três faible faible moyenne intense três intense Colonne 3 : Emission ou absorption.

Colonne 4 : Description de la raie : s w V. W

Colonnes 5 a 8 : Identification

fine large três large

Colonne 9 : Notes.

Notes à la table II-1.

(0) Quelques raies de Cr II et Ti II semblent être presentes en emission en dessous de X 3196; [Fe II] X 3175 est presente.

(1) Est également double ou triple sur le cliche D2060 du Kitt

o

Peak National Observatory (10 A/mm) obtenu par l'auteur en Janvier 1970.

(2) La composante d'absorption A est fine.

(3) Present à la fois sur cliches E.S.O. et du Lick Observatory.

('+) La série de Balmer est visible jusque H2 7.

(5) Mg II X 4481 -3jnble être variable : 1'absorption large a quelquefois c ax ailes en emission.

(6) Comme dans n arinae.

(7) Raie presente dans le spectre de Lick Ha 101 (Herbig, 1971).

(28)

20 (8) Voir n Car pour Fe II.

(9) Voir remarque dans Herwig (1971) concernant le multiplet 7 3 de Fe II.

(10) Non identifiée bien qu'intense dans L,H 101 et n Car.

K a

(11) Confirme la detection de [Cr II] dans HD 45677 (Nussbaumer et Swings, 1970).

(12) La série de Paschen est visible en emission de Po 0 à P,,, (13) M I A 8594,01 (mult. 8) est perturbée par P.,-.

REMARQUES.

Les clichês suivants ont été sélectionnés en vue de la preparation de la table II-l.

o - Mt U 85 (Observatoire de Haute Provence), Dec. 1967, 68 A/mm;

obs. Y. Andrillat pour 3130 < A < 3500.

o

- EC 6295 (Lick Observatory), Dec. 1967, 12 A/mm; obs. G. Herbig pour 3450 < X < 4000.

- G 2566 (E.S.O., Chili), Fév. 1972, 10 A/mm; obs. J.P. Swings pour 3196 1 A < 4000 A.

o

- H 705 ( E . S . O . , C h i l i ) , F é v . 1 9 7 2 , 3 A/nun; o b s . J . P . Swings p o u r 4000 < A < 5000 A.

o

- 6658 (McDonald Observatory), D e c 1969, 20 A/mm; obs. J.P. Swings o

pour 4800 < A < 6700 A.

- Cé 15285 (Mt Wilson Observatory), Jan. 1962, 40 A/mm; obs. L.

o

Houziaux pour 6300 f. X <8800 A.

o - E'252 (Observatoire de Haute Provence), Nov. 1965, 300 A/mm,

obs. Y. Andrillat pour A * 8400 A.

- Pd 12665, Pd 12666 (Palomar Observatory), Dec. 1971, 30 A/mm;

o obs. J.P. Swings pour 6300 < A < 8200 A.

o

- Pd 11678 (Palomar Observatory), Fév. 1970, 30 A/mm, obs. J.L.

Greenstein, centre ^ 8300 A.o

(29)

21 Comme nous 1'avons indique plus haut, la region bleue du spectre comprend surtout un continuum de type 82, avec les larges absorptions dues à He I et Mg II, et des raies d'emission de H, Fe II, [Fe I I ] , [Ni II] et d'autres ions repris dans la Table II-l. Ces raies d'emission sont caractéristiques d'objets particuliers comme n Carinae, MWC 6H5 et MWC 819 qui sont examines au Chapitre IV : les raies interdites du spectre de HD H5677 sont cependant simples alors qu'elles ont une structure multiple dans

n Car et MWC 645. Les raies de [Fe II] et [Ni II] sont également observées dans toute une gamme d'objets : les étoiles symbiotiques ou de type VV Cephei (KQ Puppis, WY Geminorum, Z Andromedae, VV Cephei...), les variables à longue période (x Cygni, Mira), les objets de Herbig-Haro, Ia nébuleuse d'Orion, certaines regions H II du Grand Nuage de Magellan.

Les regions verte et jaune du spectre de HD 45677 compren- nent três peu de raies : quelques emissions de Fe II et [Fe II]

et 1'absorption de He I à 5876 A.

o

Au-delà de 6300 A apparaissent les raies de [O I ] , de Fe II et [Fe I I ] , Ha três intense, le doublet de [N II] 6548-65811;

[0 II] et [S II] sont absents. Le spectre au-delà de la bände o

tellurique de 09 à 7600 A est reproduit à la figure II-3. Cette figure montre notamment le large triplet de 0 1 autour de 7773 A,

o et les raies relativement intenses à 7866, 7917 et 8110 A qui, comme dans n Car et Lick H 101, demeurent non identifiers. Les

a o

deux raies J\e [Cr II] à 8000 et 8125 A confirment l'identifica- tion faite par Nussbaumer et l'auteur (1970) sur la base des pro- babilités de transitions qu'ils avaient calculées. La plupart des raies de [Cr II] du multiplet IF qui sont presentes dans le

spectre de n Carinae sont également observées dans celui de Lick Hffl 101 (Herbig, 1971). Le spectrogramme du Palomar reproduit à Ia figu-re 1-3 disparait au-delà de 8200 A par suite de la dimi- nution rapide de sensibilité du tube image utilise au 200". Les plaques IN obtenues par Madame Y. Andrillat à 1'Observatoire de Haute Provence et L. Houziaux au Mont Wilson, ainsi qu'un cliche

o

de tube-image (centre autour de 8200 A) pris par J.L. Greenstein au Mont Palomar nous permettent d'observer la série de Paschen en emission de P2 8 ä P., *, de même que Ia raie três intense de

(30)

c iff

o>

c-

o o o

00

o

S SS

.o,

FIG. 11-3 : Le spectre de HD ^5b?7 dans le proche ir.frarouge (telescope de 5 m du Mort Pa3-.o7nar< tube-image au foyer coudé, 30 A/mrn> dec. 1971),

(31)

22

o

O I à 8446 A. Les intensités relatives de O I X 8446 et de Ia raie de Paschen voisine (P 18) sont à peu prè.s dans le rapport 8/1.

B. VARIATIONS DAMS LE SPECTRE DE HD 45677.

Des variations du profil de H avaient été remarquées par Merrill et par P. Swings et Struve. Ces variations sont aisément détectées lorsqu'on examine la collection de spec- trogrammes de Ia clichothèque des Hale Observatories a Pasadena.

Par exemple, en 192 3, H a un profil P Cygni et garde ce profil jusqu'en 1926 lorsqu'une composante d'absorption addition- nelle décalée vers le bleu apparait. De plus, à certaines épo- ques, la composante d'absorption est large, puis devient pro- fonde et etroite, etc... Des changements importants apparaissent aussi sur deux cliches pris à 1'Observatoire McDonald à un mois d'intervalle. Des profils ayant une composante d'absorption entourée d'emissions sont visibles de temps en temps : le rapport V/R est alors plus petit que 1'unite. La dernière raie de la série de Balmer qui est visible est également variable, comme on peut le voir ä la figure 1 de 1'article de Burnichon, Chalonge, Divan et l'auteur (1967). La dernière raie semble fluctuer entre H„o et „; Ia densité électronique dans 1'atmosphere de HD 45677 dérivée de Ia formule de Inglis et Teller (1939) (ou de sa formulation nouvelle, par

12 14 —3 Mitrofanov, 1973) varierait entre 10 et 10 cm .

Un examen sytématique de tous les spectres de 1923 à 1967 que nous avons à notre disposition n'a révélé aucune périodicité dans les variations spectroscopiques; ces variations semblent ä premiere vue aussi erratiques que les changements de luminosité (Swings et Swings, 1972). Aucune modification n'apparait dans les raies d'emission de Fe I.I et [Fe II] pendant les périodes de forte variation du profil de H .

Afin de determiner sur quelle échelle temporelle les modifications de profils des raies de 1'hydrogène se manifestaient,

(32)

23 nous avons decide d'observer HD 45677 systématiquement durant l'hiver 1971-1972, le plus souvent possible et à des moments aussi rapprochés que possible. Nous avons obtenu deux missions d'observations, l'une à 1'Observatoire de Haute Provence (en collaboration avec Mademoiselle M. Bloch) (3-10 décembre 1971), l'autre à 1'Observato.ire European austral E.S.O. (La Silla, Chili, 1-10 février 1972). La figure II-i+ montre le résultat d'une série d'observations de HD 45677 nuit après nuit, effec- tuées par Mademoiselle Bloch. Les cliches sont centres aux en-

o

virons de 4340 A : le profil de H varie de cliche à cliche. Les vitesses radiales des raies d'emission de [Fe II] ne varient pas au cours de la sequence de cliches. La figure II-4 montre 1'appa- rition et la disparition de la composante d'absorption la plus décalée vers les courtes longueurs d'onde sur une échelle de temps de l'ordre d'une nuit. Si l'on veut ensuite pouvoir dé- tecter des variations plus rapides dans le spectre de HD 45677, il faut utiliser un telescope et un spectrographe rapides, bénéf ficier de temps clair et d'une turbulence três faible et avoir de longues périodes de visibilité de cet objet dont la declinai- son est -13°. Toutes ces conditions furent remplies durant notre mission au spectrographe coudé du telescope de 1,5 m de l'E.S.O.

en février 1972. Les deux premieres nuits, nous avons obtenu six

o

et cinq spectres de HD 45677 a une dispersion de 12 A/mm (plaques IlaO chauffées); le temps de pose moyen était d'environ 50 minutes. La region couverte s'etend de 1'ultraviolet jusque Hfi, cette dernière raie étant surexposée, H étant excellent et H.

três bon. Nous avons alors observe durant deux nuits à 20 A/mm et obtenu ainsi 14 et 16 cliches (IlaO chauffés) pour lesquels le temps de pose moyen était 16 minutes : le temps de pose est

excellent pour H et bon pour H*. Le premier et le dernier* spectre de chacune de ces nuits sont reproduits à la figure II-5; le

temps universel à la moitié de la pose est indique. La vitesse radiale des raies de [Fe II] ne varie pas durant la série d'observations. Par contre, des changements frappants dans la structure de H sont visibles; ils ont lieu simultanément dans H^

(non reproduit à la fig. II-5). Le tableau II-2a groupe les vitesses radiales mesurées pour les cinq clichês de la partíe su- périeure de la figure II-5 : ces valeurs sont données à titre d'exemple de variation du profil de H et de constance de ceux de [Fe II]. La table II-2a indique que la composante A2 â

(33)

"IG. Il-tf : Variations d'une nuit â l'autre du profil de Ky

observées par Mademoiselle Bloch en dec. 1971 au telescope de 1,5 m de 1'Observatoire de Haute Provence (20 A/mm; poses ^> 2 heures). La raie large d'absorption est X 4387 He I; les raies d'emission fines sont dues principalement ä

lFe 111: leur vitesse radiale :ne varie pas

•-''•rant Ia série d 'observations .

ID. U.T h m

!69 25 50 290

291 292 29?

295 2 %

25 22 24 27 25 26

25 57

/•4

i>6

23

32

(34)

2/ ?Vi

U. T.

29 22 29 43 2« SO 25 05

FIG, II-5 ; Variations rapides du profil de Uγ. he disparition de la composante d'absorption Iα plus décalée vers Iβ bleu a lieu entre la plaque 3 et la plaque 6 : son intensité a diminué entre le dernier cliche de JJ 2441 49 et le premier de JJ 244350, puis a continue à faiblir entre T.U. 25 18 et T.U. 27 58 de JJ 244135 0. Comme pour la figure II-4, la raie d'absorption intense est He I X 4387 et les raies d'emission sont dues à [Fe I I ] , Les clichês ont été chtenus par 1'auteur en fév. 197 2 au foyer coudé üu telescope de 1,5 m de l'E.S.O. (La Silla, Chil.O les dispersions sont 12 et 2C A/nun.

(35)

TABLE II-2 - Vitesses radiales (km/sec) de raies du spectre de HD 4567 7

Cliché/JJ

a)

52553 2441 349 G2554

2441 349 62S56

2441 350 G2557

2441 350 62558

2441 350 b)

F670

2441 351 F671

2441 351

T,

20 30 25 26 27

29 29

U.

04 06 18 36 58

22 4S

TF *

-155 -152

- - SO

~ 43

E2 -148 -155

H

A2 Y' -88 -88 -86 -

H6 A2

-68 -83

Al 4

0

12 13 8

Al 15

8

El

*

79 86 72 72 78

El 72 87

EFe II]

4276.83

17 22 19 20 23

E2 -160 -170

tFe 113 4287.40

18 20 18 21 22

H A² -95 -89

EFe II]

4359.34

19 20 18 18 22 y_

Ai

ii

7

[Fe 113 4413.78

19 19 20 21 23

El 82 76

(36)

25 NOTES A LA TABLE II-2.

1. La correction solaire e été introduite dans 1'evaluation de la vitesse radiale.

2. Les composantes d'emission et d'absorption des raies de Balmer sont larges : leur position souffre par consequent d'une certaine imprecision. Par contre, les vitesses radiales des raies de [Fe II] sont déterminées avec grande precision (Av « 2 km sec ) .

3. E1 =

Al =

sommet de Ia composante d'emission du profil P Cygni premiere absorption vers le bleu à partir de E...

seconde absorption vers le bleu à partir de E*.

emission large sur le côté bleu de A„.

í,

•-«tá

(37)

26 -90 km sec -1""• disparait de JJ 2441349 à JJ 2441350 alors que les composantes A., et E., restvnt inaltérées. Le tableau II-2b compara les vitesses mesurées pour H et H,, prouvant ainsi qu'une

structure identique existe dans ces deux raies de Balmer. Aucune mesure de H n'a été faite, car d'une part cette raie est si intense que la composante E, devient trop forte et masque 1'absorption voisine et d'autrepart, les spectres bleus obtenus à

o

l'E.S.O. ont un leger astigmatisnie au-dela de 4500 A. H , pour sa part, est trop intense pour qu'une mesure de position precise puisse être effectuée sur des cliches rouges exposes normalement.

Une série de trois spectres consécutifs sur emulsion 103aF (31 o

A/mm: pose d'environ 45 minutes) ne montre aucune variation de la vitesse radiale de [0 I] X 6300.

Avant de passer à une tentative d'interpretation des variations de profils des raies de Balmer, nous comparons HD 45677 à quelques autres étoiles Be.

Le profil de H dans le spectre de HD 45677 à certaines époques est semblable à celui observe dans HD 218393 (Doazan et Peton, 1970) : le profil de H^ dans cette autre étoile Be est variable, mais sur une période nettement plus longue (environ 37 jours). Les variations sont dues à des mouvements d'expansion (pulsations) dans l'enveloppe entourant l'objet. Pour HD 218393 Doazan et Peton ont montré que la vitesse radiale de Hy était inférieure â celle de H1 2> comme dans HD 50138 (Doazan, 1965) : en consequence, les couches extérieures sont en expansion plus rapide que les couches plus profondes. Ceei n'est cependant pas le cas pour HD 4 5677 oü nous trouvons au contraire la même vitesse pour toutes les raies de Balmer, jusque H2 7- Lacoarret

(1965) a observe 1'existence de variations périodiques du rapport V/R dans HD 174237, la période étant de l'ordre de 7 jours : Ha

disparait à certains moments ou devient une raie d'absorption.

Ce phénomène n'a jamais été observe dans HD 45677 oü Ha a toujours été une raie d'emission três intense. Dans HD 50138, Doazan

(1965) trouve des variations des raies métalliques d'absorption (y compris Ca II) sur une durée de 24 heures environ. Les variations au sein des raies de Balmer sont interprétées comme étant dues à des phénomènes de compression et de relaxation dans 1'atmosphère stellaire, avec une période d'environ 50 jours.

Hubert (1971-1972) a effectué une étude qualitative de plusieurs étoiles Be dans le spectre desquelles Ha variait

(38)

27 considerablement (emission ->• absorption -+ emission), la période de variation étant située entre 12 et 35 ans : certaines étoiles suivent done un cycle Be + B + Be en deux ou trois décennies.

Comme nous l'avons indique ci-dessus, HD 45677 ne semble suivre aucun cycle analogue puisque son spectre demeure constamment riche en raies d'emission. De plus, nous n'avons jamais observe de profilsanti-P Cygni dans les raies de Balmer de HD 45677 alors que ce phénomène a été observe par exemple dans HD 21754 3

(Hubert, 1972). Des variations plus rapides ont été trouvées par Adam et a_l. (1969) dans ie Draconis (HD 109387) oü Ia photométrie photoélectrique en H. montre des variations en 1 1 0m qui sont en étroite correlation avec des differences spectrales simulta- nées dans le profil de Ia raie Hß elle-même. Des variations plus rapides encore (échelle de temps de l'ordre de dix minutes) ont été observées par Bahng (1971) pour les largeurs equivalentes de H. et H dans c. Tauri. Des modifications ultra-rapides (en des temps proches de la minute) du profil de H ont été détectées dans plusieurs étoiles Be par Hutchings et aJL. (1971). Ces auteurs donnent deux interpretations possibles. Selon la premiere, les variations observées sont cues à de Ia matière de plus haute densité en provenance de la photosphere stellaire oü se déroulent des fluctuations sur de petites zones le long de l'equateur; ces fluctuations engendreraient alors des "flashs" de rayonnement qui exciteraient H dans de petites condensations ayant des vitesses différentes. Selon la seconde, les "flashs" sont pro- duits par des conditions locales qui auraient lieu dans les condensations elles-mêmes. De telles interpretations peuvent pa- raltre correctes lorsque seul H est considere. II semble par contre que, dans le cas de HD 45677, les variations plus ou moins rapides (une heure ou moins) observées simultanément dans H et H, doivent se produire dans de grandes zones de 1'atmosphere éten- due entourant cette êtoile. Les changements ne consistent pas en une légère variation de la vitesse radiale d'une composante spe- cif ique du profil : e'est, en fait, une absorption importante, -'décalée d'environ 30 km sec par rapport à 1'absorption A^ (cons-

tamment presente) qui apparait et disparaít. De fortes pulsations ou des mouvements de nuages considerables doivent exister dans la region située entre la photosphere et l'enveloppe extérieure de HD 45677. Les composantes P Cygni particulièrement bien mar- quees pour les raies de Balmer indiquent qu'il y a de forts

(39)

28 courants de matière à partir de la surface de cette étoile par- ticulière. La distribution de vitesse vers 1'extérieur ainsi que le schema de mouvements des nuages demeurent inconnus.

C. LES PROFILS DE RAIES.

1. Les raies d'emission interdites.

Toutes les raies interdites de N II, 0 I, S II, Cr II, Fe II, Ni II et Cu II presentes en emission dans le spectre de HD 45677 sont simples et fines. Leur vitesse radiale ne varie pas en fonc- tion du temps. II est par consequent probable que ces raies sont formées dans une enveloppe, ou un anneau étendu, existant autour de 1'étoile.

Si l'on émet 1'hypothèse que les niveaux electroniques des atomes et ions sont peuplés suivant la loi de Boltzmann, on peut, à partir des intensités relatives des raies de [Fe II],(pour les probabilites de transition, voir Chapitre VII) determiner une temperature electronique voisine de 4500°K. II n'est evidemment pas exclu qu'il existe des zones de temperature plus élevée et de densité légèrement plus faible ou sont formées, par exemple, les raies de [N I I ] , II semble toutefois que Ia densité N dans

"1'enveloppe" de HD 45677 reste élevée et la temperature T relativement basse puisque les raies de [0 II] à 3729 et 7320 Â, ainsi

o

que les raies rouges de [S II] X 6717 et 67 31 A sont absentee, de mime que les raies nébulaires de [0 III].

2> La structure double des raies d'emission de Fe II : une indication en faveur de la presence d'un anneau mince en rotation autour de HD 45677.

On constate mime , à partir de spectres à dispersion relati- o

vement faible (environ 20 A/mm), que les raies d'emission de Fe II sont plus larges que celles de [S II]et [Fe I I ] . Ces raies proviennent done de regions différentes de 1'atmosphere de HD 45677. Fe II serait forme plus près de 1'étoile oü la turbulence et la rotation sont plus élevées; le profil resultant serait done large. Sur des clichês à 4,5 A/mm obtenus au telescope de 2,5 m du Mont Wilson , Babcock (1958) a remarque que les raies d'emis-

o

sion de Fe II avaient une largeur d'environ 1/3 A; d'apres le même auteur, certaines raies de Fe II auraient une absorption centrale. Le profil double des raies de Fe II, tel qu'il est observe

(40)

en 1972, apparart clairement à la figure II-l. Trois questions se posent alors :

a. Les raies de Fe II sont-elles formées profondément dans 1'atmosphere, puis réabsorbées dans les couches extérieures ? b. L'emission de Fe II provient-elle d'une enveloppe en rotation?

c. Les raies de Fe II sont-elles originaires d'un disque ou d'un anneau en rotation ?

Si le cas a représentait la réalité, les absorptions au centre des raies de Fe II devraient avoir la même largeur que les raies d'emission de [Fe I I ] , car elles seraient produites dans les mêmes regions de 1'atmosphere étendue de HD 45677. Dans le cas b , une absorption centrale serait visible jusqu'en

dessous du niveau du continuum : eile correspondrait a une absorption par de la matière située "devant" 1'étoile. Les profils resultants seraient alors semblables â ceux observes par Merrill et Babcock durant la période 1943-1951. Dans le cas c, le profil des raies de Fe II consisterait essentiellement en deux composantes d'emission déplacées par effet Doppler de deux fois Ia vitesse de rotation du disque ou de 1'anneau.

Afin de trouver une réponse I cette triple question, nous avons tente d'obtenir des spectres de HD 45677 à três haute dispersion. Des temps de pose considerables sont requis à cause de la faiblesse de HD 45677 (magnitude m * 8,0 à 8,5). Une pose de deux nuits en décembre 1971 à la chambre de 7 3 pouces du spectro- graphs coudé du telescope de 2,5 m du Mont Wilson (dispersion

o

environ 1,9 A/mm) n'a donné qu'un cliche sous-expose... car les conditions d'observation sont devenues três mauvaises au cours de la seconde nuit. On peut néanmoins constater que la raie

X 4-584 de Fe II possède deux composantes d'emission, décalées de o

0,4 à 0,5 A, ce qui correspond à un effet Doppler d'environ 30 km sec . Les raies de [Fe I I ] , elles, sont simples. Un specxre à 3 A/mm a alors été obtenu en février 1972 au foyero coudé du telescope de 1,5 m de l'E.S.O. (La Silla, Chili) : la pose s'est étendue sur trois nuits (total <* 15 heures) qui toutes trois ont été excellentes aux points de vue transparence et turbulence (<^ 1 sec.d'are). Une partie de ce spectrogramrae est re- produite à la figure II-6 : celle-ci montre clairement la separation entre les deux composantes d'emission de Fe II X 4233,17,

«•-

(41)

HD 45?

8. i)

gem W9

he I!

4233.17

[ft n]

4243 98

[Fs II]

424181

TIG. II-6 : La raie d'emission de Fe II A 4233.17 est double et na presente pas d'absorption centrale. Les deux raies de [Fe II] voisines sont simples. Cliche E.S.O., 3 A/mm, pose de 3 nuits, fév. 1972.

(42)

30 alors que les deux raies de[Fe II] \ 4243,98 et \ 4244,81 derneu- rent simples. La separation entre les deux composantes de Fe II est légèrement plus large que le profil des raies de [Fe I I ] , ce qui tend à invalider le cas a. II n'existe aucune absorption entre les deux composantes de Fe II, ce qui détruit le cas b. En conclusion,les raies de Fe II ne sont formées ni dans des couches profondes de 1'atmosphere de HD 45677, ni dans une enveloppe en rotation autour de cet objet particulier.Nous suggérons par consequent que les emissions de Fe II sont produites dans un anneau <ou disque) equatorial en rotation, entourant HD 45677.

L'existence de tels anneaux autour d'etoiles Be en rotation rapide (environ 200 km sec" pour HD 45677) avait été" proposée dès 1931-1932 par Struve (1931) et Struve et P. Swings (1932). A notre connaissance, aucune indication observationnelle n'avait jusqu'l ce jour corrobore cette proposition. Les raies émises dans un anneau auront done deux composantes respectivement déca- lées vers le bleu et le rouge. II n'y aura aucune absorption entre les composantes si 1'anneau est suffisamment mince pour ne pas absorber de rayonnement continu stellaire et s'il est suffisamment éloigné de la photosphere de 1'étoile. Un anneau mince est done plus plausible qu'un disque.

La vitesse de rotation de 1'anneau autour de HD 45677 est de l'ordre de 16 km sec , vu que le dédoublement des raies de— 1

_ - i

Fe II correspond à une vitesse de 32 km sec '. La table II-3 resume les déplacements mesurés pour A 4233 et X 4584 sur le

o

clichê E.S.O. ayant une dispersion de 3 A/mm. Le centre de gravite des deux composantes est, pour ces deux raies, respective-

o

ment X 4233,27 et X 4583,89 A. Ces longueurs d'onde mesurées et corrigées de Ia vitesse radiale des raies d'emission de [Fe II]

sont légèrement décalées versle rouge par rapport à leur longueur d'onde de laboratoire. II faut noter à ce sujet qu'il existe un accord excellent entre les longueurs d'onde observées et théo- riques pour les raies de [Fe II] : ceei apparait clairement dans le tableau II-4, pour les raies de [Fe II] mesurées sur le clichê

o

à 3 A/mm. Le decalage du centre de gravite des raies de Fe II peut s'expliquer par le fait qu'il exista une difference systéma- tique entre les raies stellaires et les raies d'enveloppe. Cette difference, de l'ordre de 5 à 6 km sec (voir Swings et Allen,— 1 1971) , est attribuée au flux continu de matière vers 1'exté- rieur de 1'étoile, comme 1'indiquent les profils P Cygni des