Les étoiles à disque

L’étoile de la séquence principale

β-Pictoris β-Pictoris étant une étoile de type spectral A5, son flux photosphérique dans le domaine des FUV est très faible, empêchant toute observation de raies en absorption. Cependant, les raies d’émission du doublet de résonance de O VI sont présentes dans le spectre FUSE de β-Pictoris (Deleuil et al. 2001), et peuvent servir de continu pour observer les transitions de H2 (voir paragraphe 2.3). Lecavelier des Etangs et al. (2001) ont montré, à partir des observations FUSE obtenues en 2000 et 2001, que le spectre de β-Pictoris présente une déficience en hydrogène moléculaire. En effet, aucune raie d’absorption de H2 n’est observée sur les raies d’émission. Ces auteurs ont estimé une limite supérieure à la densité de colonne de H2 dans le disque de β-Pictoris de 1018 cm−2 . Cette étoile a été ré-observée avec FUSE en Novembre 2002. Le temps de pose total est de 50 000 secondes alors que les temps de pose des observations obtenues en 2000 et 2001 étaient de 25 000 et 30 000 secondes respectivement. Un des objectifs de cette dernière observation était d’augmenter le plus possible le rapport signal-sur-bruit (S/N par la suite) du spectre FUV afin d’éventuellement détecter de faibles raies d’absorption. J’ai effectué l’analyse de ce nouveau spectre, sans succès de détection. La Figure 4.1 présente le doublet d’O VI vers 1032 et 1038 ˚A, observé dans le spectre obtenu en 2002. Sur cette figure sont reportées les positions en longueur d’onde des transitions de H2 que l’on devrait observer si du H2 était présent sur la ligne de visée. Le rapport S/N de l’observation obtenue en 2002 étant nettement supérieur à celui des observations précédentes, j’ai pu affiner l’estimation de la limite supérieure de la densité de colonne de H2 à 2.58×1017 cm−2 . Les limites supérieures sur les densités de colonne de 55 Les étoiles à disques 56 Les étoiles à disques chaque niveau d’énergie, estimées avec un degré de confiance de 97%, sont données dans la Table 4.1. Le disque de β-Pictoris est vu par la tranche. C’est une configuration idéale pour observer des raies d’absorption du gaz contenu dans le disque. La non détection de H2 dans le spectre FUSE montre donc que le disque de β-Pictoris est déficient en hydrogène moléculaire (Lecavelier des Etangs et al. 2001). Ceci est en parfait accord avec le statut évolutif de cette étoile. Cette déficience en H2 a été récemment confirmée par les observations du satellite Spitzer dans l’infrarouge moyen (Chen et al. 2004), ce qui exclu définitivement les détections de grandes quantités de H2 suggérées par les observations du satellite ISO par Thi et al. (2001).

Les objets de transition : HD141569A et HD109573

HD141569A et HD109573 sont des étoiles de Herbig, dites étoiles de transition, de type spectral B9, connues pour être entourés de disques de débris (Augereau et al. 1999; Jura 1991). 4.2.1 HD141569A Dans le spectre FUSE de cette étoile, quelques raies d’absorption d’éléments atomiques sont observées. Les densités de colonne, vitesses radiales et largeurs de raies de ces espèces sont présentées dans la Table 4.2. Des raies d’absorption de H2 correspondant aux transitions issues des niveaux rotationnels J = 0 à J = 4 (v = 0) ont été également identifiées. De plus, une raie du niveau J = 5 (v = 0) est marginalement détectée dans le spectre. Cette détection étant à moins de 2σ, je n’en tiendrai pas compte dans l’analyse du spectre. Tab. 4.2 – Densités de colonne, vitesses radiales et largeurs de raies des espèces atomiques observées dans le spectre FUSE de HD141569A. Les vitesses radiales ont été mesurées sur le spectre observé et sont héliocentriques. Pour les raies saturées, la vitesse radiale a été mesurée à partir du centro¨ıde de la raie et ont des barres d’erreur symmétriques (non calculées par minimisation du χ 2 ). – a désigne les espèces pour lesquelles la largeur de raie n’a pas été mesurée car aucune raie n’était en régime saturé.

HD109573

 Comme on peut s’y attendre pour une étoile de type spectral B9, dont le rougissement est très faible, E(B-V)=0.03, le flux photosphérique de HD109573 est très élevé aux longueurs d’onde supérieures à 1120 ˚A et décroˆıt brusquement aux longueurs d’onde inférieures. Aucune raie d’émission d’éléments trés ionisés comme le C III ou l’O VI n’est observée, ce qui est en accord avec le statut évolutif de cette étoile. Malgré l’angle d’inclinaison (20.5±3 ◦ ) favorable à l’observation de gaz circumstellaire en absorption, aucune raie de H2 n’est détectée dans le spectre FUSE de HD109573, alors que quelques raies du Fe II et le triplet de résonance du N I vers 1134˚A sont observés. Deux composantes en vitesse radiale sont observées pour ces espèces. Ces deux composantes ont des vitesses radiales d’environ -5 km s −1 et -15 km s −1 dans le référentiel de l’étoile, ce qui est en accord avec les observations HST/STIS de cette étoile pour les raies du Fe II et du SiII par Chen & Kamp (2004) et les observations dans le domaine optique du Ca II par Holweger et al. (1999) (voir chapitre 2). A partir du spectre FUSE, j’ai estimé que la densité de colonne de H2 doit être inférieure à 2.5×1015 cm−2 , ce qui est compatible avec la limite estimée par Chen & Kamp (2004), 4.7×1015 cm−2 , à partir du même spectre. La non détection de H2 implique que le disque de HD109573 est déficient en gaz moléculaire. Ceci confirme les prédictions des modèles qui montrent que pour les étoiles de Herbig, le temps de vie du gaz dans les disques est plus court que celui de la poussière du fait du processus de photo-évaporation très important (Takeuchi et al. 2005). 

Les étoiles pré-séquence principale 

BD+46◦3471, BD+61◦154 et NX Pup sont trois étoiles qui font partie des programmes dits “Observatory Programs” qui sont des programmes dédiés à des tests instrumentaux et non à de l’analyse spectroscopique pure. Cela peut expliquer le fait que quelques problèmes puissent survenir lors de ces observations. En effet, le flux observé dans les spectres FUSE des étoiles BD+46◦ 3471 et BD+61◦ 154 est pratiquement nul et seules les raies d’airglow sont présentes. En analysant les données brutes (non traitées par le pipeline) ainsi que le comptage de photons, on s’aper¸coit que les deux étoiles n’étaient pas dans la fente du spectrographe lors des observations. Il faut noter que les segments du spectre de BD+61◦154 correspondant au détecteur 2 de FUSE, ne contiennent aucune donnée. L’analyse des données brutes a montré que le détecteur était en position OFF au moment de l’observation. NX Pup est une étoile de type spectral AO qui présente un rougissement modéré (voir Table 2.2). De ce fait, le flux photosphérique de NX Pup est assez élevé pour entreprendre une analyse des raies d’absorption. Cependant, le rapport S/N du spectre est de l’ordre de 2 à 1100˚A ce qui empêche toute identification réaliste des éventuelles raies d’absorption. Ceci est probablement dû à un temps de pose trop court pour obtenir un S/N correct