UNIVERSITE DE STRASBOURG I
THESE DE TROISIEME CYCLE
Spécialité : Physique
Mention : Astronomie
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ETUDE SPECTROGRAPHIQUE D'ETOILES PARTICULIERES
AU SILICIUM A 4200
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Soutenue le 23 Novembre 1983 par Pierre -DIDELON devant le Jury composé de :
Monsieur G. MONSONEGO . Président Monsieur C. JASCHEK : Rapporteur Madame M. FLOQUET l Monsieur A. FLORSCH 1 1 Examinateurs Madame M • .JASCHEK J + REM ERC I EM ENTS
Je voudrais exprimer ma gratitude à Monsieur C.Jaschek qui a dirigé ce travail. Je le remercie, ainsi que Madame M.Jaschek, pour l'enseignement et la formation qu'ils m'ont donnés. Je remercie Monsieur G.Monsonég9, grâce à qui j'ai obtenu une bourse DGRST. • Mademoiselle M.Floquet et ses·collaborateurs m'ont accueilli à l'Observatoire de Meudon et ont mis à ma disposition leurs pro grammes de dépouillement. Leur aide m'a été très précieuse et je les en ·remercie. Plusieurs missions à l'Observatoire de Haute Provence m'ont permis d'acquérir le matériel nécessaire à cette thèse. Que la direction et les techniciens de nuit trouvent ici mes remercie ments pour leur accueil et leur aide. Je remercie Monsieur A.Florsch et tout le personnel de l'Ob servatoire pour leur accueil chaleureux. Je tiens à rem~rcier plus particulièrement· Madame M.Hamm et Mademoiselle C.Bruneau pour la dactylographie du texte, Monsieur J.Marcout pour la réalisation des figures et Monsieur C.Schonn pour son aide lors du tirage et de la reliure. ~- Je dédie ce travail à ma femme et à mes parents car ils m'ont permis de le mener à bien. Pour finir,je remercie les parents et amis qui m'ont sup porté dans mon travail.
' TABLE DES MATIERES
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INTRODUCTION 1
I. Classification des étoiles A particulières 1 II. Autres types d'étoiles chaudes particulières 2 III. Les étoiles Ap dans le diagramme HR 3 IV. Champ magnétique et vitesse de rotation 1 V. Binari té 8 n A~ 9 VII. Variabilité 9 VIII. Les étoil!=!s à Mn et les étoiles CP non magnétiques 11 IX. Abondance des éléments 12 X. Interprétation théorique des anomalies d'abondances 14 XI. Objet de la présente étude 19
CHAPITRE ·1 - ETUDE SPECTROSCOPIQUE D'ETOILES
PARTICULIERES Si l. 4200
i. Clf\ssification des étoiles étudiées et matériel 20 II. Identification 21 III. Eléments identifies dans les étoiles A) Etoiles standards 1. Etoiles standards de type A 22 2. Etoiles standards de type B 23
B) Etoiles particulières au silicium 1. HD 34452 23 2. HD 29009 25 ' 3. HD 177410 26 4. HD 25823 27 5. HD 16545 29 6. HD 14392 30 7. HD 179527 32 8. HD 68351 34 9. HD 133029 36 ~ 10. HD 219749 38 • 11. Remarques 39
IV. Comparaison des identifications
1. Comparaison des étoiles Si :\ 4200 aux étoiles standards 43
2. Comparaison des 10 étoiles Si :\ 4200 étudiées 44
3. Comparaison des étoiles étudiées à d'autres étoiles Si :\ 4 200 47
V. Conclusion 50
CHAPITRE II - DETERMINATION DES TYPES SPECTRAUX DES
ETOILES Si l 4200 51
I. Données utilisées et types spectraux déterminés 52 II. Comparaison des types spectraux déterminés par photométrie 55 III. Raies de Balmer 58 IV. Types spectraux adoptés 61
CHAPITRE ID - INTENSITES DES RAIES DANS LES ETOILES
Si l 4200 65
I. Largeurs équivalentes des raies des étoiles standards 66 ' II. Comparaison à des séquences de référence 69 III. Largeurs équivalentes des raies des étoiles Si ;\ 4200 ...... \, a) Comparaison aux étoiles standards '12 b) Corrélation des intensités de raies 78 IV. Résultats et Objectifs 82 fE
1~ ~- !'· 1 f [ ~ BIBLIOGRAPHIE 84 t ! t
t:" ANNEXES
Annexe I : Catalog of magnetic field measurements - Didelon P. - 1983a - A.A. Suppl. 53, 119
Annexe II : Stellar magnetic fields - Didelon P. - 1983b - A.A. Suppl. (sous presse)
Annexe III : Largeurs équivalentes de raies spectrales dans les étoiles B -- -Didelon P. -1982-A.A. Suppl. 50,199
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' " -1-
INTRODUCTION
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Les anomalies spectrales des étoiles A particulières (Ap) sont connues depuis le début de la classification stellaire. Les spectres de certaines étoiles (5 à 10 %) de types spectraux compris entre B5 et FO, présentent certaines ano malies, telle la présence de raies inhabituelles pour le type spectral et l'intensité anormale de certaines raies. Ces étoiles présentent des raies métalliques et de terres rares, très intenses et un affaiblissement des raies de l'hélium et d'autres éléments légers.
I - CLASSIFICATION DES ETOILES A PARTICULIERES
Morgan (1933) en classant des spectres à 30 11.. /mm d'étoiles Ap, a défini six groupes de particularités, déterminé par l'élément prépondérant dans le spec tre. Les raies caractéristiques de chaque élément, utilisées par Cowley et al (1969), pour déterminer un groupe sont :
0 Si À 4200 4200 A, haut niveau d'excitation de Si II Mn 4137 Si 4128-4131 Cr 4111 dans l'aile de Ho, 4171 Eu 4129, 4205 Sr 4077, 4215
Jaschek et Jaschek (1958) ont montré que ces groupes forment une séquence - ordonnée, décroissante, en température. Excepté les étoiles à manganèse qui sont situées dans le même intervalle de température que les étoiles à silicium À 4200 et silicium, on observe un léger recouvrement des groupes contingus. -2-
Osawa (1965) a défini plus de groupes en tenant compte des particularités spectrales principales, classées par ordre d'importance. On obtient ainsi des sous groupes ou groupes intermédiaires tels Si-Sr, Cr-Eu, Sr-Cr, Si-Eu-Sr, etc ... Mais ceci soulève des inconvénients, les étoiles Ap étant parfois variables de manière assez importante pour les faire changer de groupe. On peut se demander alors, à quoi ceux-ci correspondent.
Il est évident que la dispersion influe la classification spectrale. En effet, plus la dispersion est grande, plus on voit de raies et les étoiles Ap présentant des caractéristiques variables d'étoiles à étoiles, on aboutit à une description de l'étoile ou à la création de groupes avec trop peu d'objets.
C'est en ce sens que les Jaschek estiment raisonnable de classifier les Ap à des dispersions de 40 l /mm au plus, et de ne considérer que trois groupes :
- les étoiles à Manganèse ;
- les étoiles à Silicium et à Silicium À 4200 ; - les étoiles de type spectral froid, Eu, Cr, Sr.
Le dernier groupe des étoiles Ap contient tous les groupes tardifs (Sr, Cr, Eu) et les groupes mixtes (Cr-Si, Eu-Cr, etc ... ), il est de ce fait moins homogène que les deux autres.La distinction entre étoiles Si et Si À 4200 se fait à basse dispersion où l'on ne distingue que les raies les plus fortes. La présence de la raie 0 à 4200 A , haut niveau d'excitation de Si II, détermine ainsi une classe d'objets chauds où le silicium est plus abondant. Mais à haute dispersion beaucoup plus d' étoiles à silicium montrent une raie à?t200.On observe alors une transition conti nue des étoiles normales aux étoiles à silicium À 4200, avec une abondance de plus en plus forte (Durrant - 1970 ; Mégessier - 197 4).
II - AUTRES TYPES D'ETOILES CHAUDES PARTICULIERES
Mentionnons les groupes d'étoiles particulières qui prolongent et complè tent cette séquence.
Du côté des types spectraux froids, ce sont les étoiles A métalliques (Am) où tous les éléments avant le fer sont généralement déficients, (entre autres Ca et Sc) ou normaux, les éléments du pic du fer et les éléments plus lourds sont -3-
surabondants. Les terres rares sont cependant moins intenses que dans étoiles Ap. Parmi ces étoiles, on distingue trois groupes qui· montrent des effets plus ou moins marqués. Les Am classiques, qui ont des caractéristiques très marquées, sont les plus froides. Les étoiles Am marginales (Am: ou Am m), un peu plus chaudes, pré sentent des caractéristiques moins marquées, mais encore reconnaissab