Détermination de la température des étoiles chaudes

On s'intéresse à des étoiles de la classe O qui sont les plus « bleues » et les plus « chaudes » selon la classification en type spectral O, B, A, F, G, H,...

Dans leurs spectres, il apparaît des raies d'absorption dues aux atomes d'hélium (spectre He I , selon la notation usuelle des spectroscopistes) et aux ions He⁺ (spectre He II).

Pour déterminer précisément la température effective de ces étoiles, on compare les raies spectrales observées aux raies calculées théoriquement.

On calcule un spectre théorique, dit « synthétique », grâce à des simulations numériques assez complexes. En effet le calcul doit combiner des processus physiques qui dépendent d'une part du modèle définissant les conditions de l'atmosphère de l'étoile à chaque couche superficielle (composition chimique, température, pression, vent...) et d'autre part des caractéristiques spectroscopiques des atomes, ions et molécules présents dans l'atmosphère stellaire (longueurs d'ondes des raies, probabilités d'absorption et d'ionisation, effet des collisions...).

Description de la figure :

Les graphes ci-dessous permettent de comparer l'intensité relative des raies de He I et de He II dans des spectres calculés pour des étoiles de différentes valeurs T_eff de leur température effective.

De haut en bas, la température T_eff est de plus en plus élevée : 30 000 K, 35 000 K, 40 000 K, 45 000 K, 50 000 K.

Chacune des trois colonnes montre une partie du spectre calculé centrée sur une raie bleue importante : celle de l'atome d'hydrogène (raie Hγ de la série de Balmer), de l'atome d'hélium (He I) et de l'ion hélium (He II ). Leurs longueurs d'onde sont indiquées en Ångström (1Å = 0,1 nm).

Les courbes montrent la superposition de plusieurs profils, très proches, obtenus en variant certains paramètres du calcul.

Considérons seulement les profils en trait épais qui correspondent aux choix suivants : l'accélération de gravité à la surface de l'étoile est égale à g = 10⁶ m.s^-2 ( log₁₀ g = 4, en CGS système d'unité usuel des astrophysiciens), l'abondance relative des différents éléments chimiques est identique à celle du soleil.

Légende originale : Effect of metallicity on the main spectral classification lines of O-type stars. The figure shows the predicted line profiles of Hγ λ4340 (left), He I λ4471 (middle), and He II λ4542 (right) for three metallicities : a solar metallicity (thick solid line), SMC metallicity (thin solid line), and zero metallicity, i.e., H and He line blanketing only (dashed line). The models span the effective temperature range from 30,000 (top) to 50,000 K (bottom) at a fixed surface gravity (log g = 4.0). Although the gravity indicator, Hγ, is insensitive to metallicity, the temperature indicator, He II λ4542/He I λ4471, is quite clearly sensitive to metallicity.

Source : Fundamental Properties of O-Type Stars, Sara R. Heap, Thierry Lanz et Ivan Hubeny, The Astrophysical Journal, 638, 409, 2006.

Figure 1. Spectres d'absorption de l'atome d'hydrogène (1^ère colonne), de l'atome d'hélium He (2^ème colonne), et de l'ion hélium He⁺ (3^ème colonne), en fonction de la température (de 30 000 K à 50 000 K)

Interprétation :

La raie d'hydrogène est fortement élargie et son profil varie peu quand la température est augmentée. Elle ne peut pas servir de diagnostic de température. On sait qu'elle est plutôt sensible à la valeur de la gravité (cf. légende de la figure : « the gravity indicator, Hγ, is insensitive to metallicity »).

On voit que pour une température effective de plus en plus élevée, la raie de l'ion He⁺ se creuse et devient prédominante. Au contraire celle de l'atome He diminue et disparaît presque pour T_eff = 50 000 K. En effet le gaz d'hélium est d'autant plus ionisé que le milieu est chaud et il ne reste que très peu d'hélium sous forme d'atome neutre pour T_eff = 50 000 K.

La légende signale que les raies sont peu modifiées par des changements de la composition chimique (le terme de metallicity désigne une moyenne de la concentration des éléments autres que H et He).

Ces spectres calculés constituent un outil de diagnostic des nouvelles étoiles O observées. On enregistre le spectre dans le même domaine spectral contenant les raies d'hélium neutre et ionisé. En comparant les raies observées aux profils calculés, on détermine la température effective de l'étoile.

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