jrasc june 1998 final - The Royal Astronomical Society of Canada

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ionisé et d’électron — qui ont la même densité en nombre selon laconservation de la charge et l’équilibre d’ionisation. La moléculeneutre, par contre, est le résultat de la rencontre de deux atomesd’hélium, qui sont typiquement 10 10 fois plus abondants que lesélectrons dans la photosphère des étoiles de type DB froides. Malgréla courte vie d’une molécule He 2 individuelle, le nombre total decollisions entre atomes d’hélium pourrait impliquer une trèsimportante contribution de cette molécule à l’opacité.5. Les processus d’élargissement des raies del’atome d’hélium dans le visibleMalgré les problèmes que soulève la modélisation du continu del’hélium, ce sont les processus d’élargissement de raies, cruciauxdans la modélisation des spectres synthétiques, qui en posent leplus. Si on considère leur contribution à l’opacité, les raies d’héliumneutre forment deux groupes aux propriétés fort différentes. Cellesdans l’ultraviolet proche et le visible sont le résultat de transitionsà partir d’un niveau inférieur excité (avec n 2), alors que les raiesde résonance, toutes dans l’ultraviolet lointain, proviennent del’excitation du niveau fondamental. Nous étudions les raies dupremier groupe dans cette section, et celles du second groupe à laprochaine section.Pour une transition d’un niveau inférieur i à un niveau supérieurj, la contribution à l’opacité monochromatique est proportionnelleau produit du nombre N i d’atomes par unité de volume dans leniveau inférieur de la transition avec le profil monochromatique , qui représente la probabilité que le photon émis lors de latransition ait une fréquence . La principale difficulté dans le calculde l’opacité de type lié-lié réside dans la détermination de ce profilmonochromatique, qui nécessite une bonne compréhension desprocessus d’élargissement de raies.Aux conditions caractéristiques des atmosphères d’étoilesde type DB, le processus d’élargissement à considérer est l’élargissementpar pression, qui provient de l’interaction électrostatique entrel’émetteur et les autres particules; celles-ci perturbent les niveauxd’énergie de l’atome émetteur et, par conséquent, la fréquence duphoton émis. Le profil monochromatique résulte de la contributionde tous les atomes émetteurs à un temps donné, chacun soumis àsa propre configuration de perturbateurs. Pour les naines blanchesde type DB, on rencontre deux types de perturbateurs : ce sont lesparticules neutres (atomes d’hélium) qui produisent les élargissementspar résonance et de van der Waals, et les particules chargées (He iiet électrons) qui produisent l’élargissement Stark.Dans la région de formation des raies d’étoiles plus froidesque 16 000 K, l’hélium est presque complètement à l’état neutre,et la densité de perturbateurs neutres dépasse largement celle deperturbateurs chargés. Pour cette raison, la contribution totale desperturbateurs neutres à l’élargissement domine à ces températures.Les théories d’élargissement disponibles, que ce soit pour l’élargissementpar résonance ou de van der Waals, traitent de façon très approximativeles interactions, et prédisent toutes un profil Lorentzien,1 w( 0) 2 w 2 , (2) avec une largeur w et un décalage d ( 0 ) par rapport à la fréquenced’émission 0 en l’absence de perturbations. Pour une raie donnée,les paramètres du profil Lorentzien changent d’une théorie à l’autre,parfois par autant qu’un ordre de grandeur. On peut donc douterde la fiabilité des paramètres atmosphériques d’une étoile froidedéterminés à partir du profil des raies du visible.La situation est bien meilleure pour l’élargissement Stark desraies du visible par les ions et électrons, car il existe une théoriesophistiquée pour ce type d’élargissement (Griem et al. 1962; Barnardet al. 1974). Certains auteurs ont reproduit de façon satisfaisantedes portions de spectres observés en se servant des tables de profils,longtemps disponibles pour seulement cinq raies de l’atome d’hélium(Wickramasinghe et Reid 1983; Koester et al. 1985). Avec les travauxde Beauchamp et al. (1997), le profil de l’ensemble des raies del’atome d’hélium dans le visible peut maintenant être incorporédans les spectres synthétiques. Pour les étoiles plus chaudes qu’environ18 000 K, il est maintenant possible de modéliser entièrement lespectre visible, car l’élargissement Stark domine.Avec ces développements récents, notre compréhension desprocessus d’élargissement des raies de l’hélium neutre des nainesblanches de type DB se compare maintenant à celle des raies deBalmer des étoiles de type DA: dans les deux cas, les profils Starks’inspirent de théories d’élargissement sophistiquées, alors que letraitement de l’élargissement par les particules neutres resteapproximatif.6. Le profil des raies de résonancedans l’ultraviolet lointainLe profil des raies de résonance de l’atome d’hélium, dont le cœurest situé dans l’éventail 500–600 Å, pose un problème fort différentde celui des raies du visible.En appliquant les théories d’élargissement disponibles, lacontribution de toutes les raies du visible devient négligeable àquelques centaines d’Angströms de leur cœur, et ce, pour les troistypes d’élargissement par pression. Ceci n’est plus vrai pour les raiesde résonance de l’hélium neutre, dont la contribution reste importantemême jusque dans le visible, à plusieurs milliers d’Angströms deleur cœur. En introduisant un tel surplus dans l’opacité du continude la partie visible du spectre, les raies de résonance, selon cesthéories, ont une très grande influence sur la structurethermodynamique de l’atmosphère.Cette opacité peu réaliste associée aux ailes des raies derésonance, beaucoup plus importante que celle des raies du visible,résulte de la conjonction de deux phénomènes. En premier lieu, lecomportement du profil normalisé des raies des deux types, telque déduit des théories disponibles, est relativement similaire. Ensecond lieu, l’opacité de la raie de résonance est proportionnelleau produit de ce profil par la densité en nombre d’atomes dans l’étatinférieur de la transition considérée; cette densité est extrêmementélevée pour ces raies, car la presque totalité des atomes d’héliumest au fondamental dans les atmosphères d’étoiles de type DB.Aucune théorie d’élargissement disponible aujourd’hui, mêmesophistiquée, ne traite correctement les collisions impliquant desénergies d’interaction élevées, seules susceptibles de provoquer unélargissement à plus de quelques centaines d’Angströms du cœurd’une raie. Le seul traitement possible actuellement pour les raiesde résonance est l’utilisation de profils calculés avec les théories130JRASC June/juin 1998

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