Objets compacts - LUTH - Observatoire de Paris

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38 Naines blanches Fig. 3.8 – Forme théorique des raies d’absorption de la séquence de Balmer dans l’atmosphère des naines blanches. Le groupe de raies dessiné tout en bas correspond à Hβ, on trouve ensuite en montant Hγ, Hδ, Hɛ, H8 et H9. Dans chaque groupe, les différents profils correspondent à différentes valeurs du champ gravitationnel en surface : le profil le plus étroit (en pointillés) correspond à g = 10 5 m s −2 et le plus large à g = 10 7 m s −2 [d’après Bergeron, Saffer & Liebert (1992)]. par Adams. Heureusement, les valeurs actuelles de ∆λ/λ concordent avec ce nouveau GM/Rc 2 . Pour plus de détails sur cette histoire, on pourra consulter Greenstein et al. (1985). A partir du rapport M/R fourni par le décalage vers le rouge gravitationnel, il faut une détermination indépendante de R [cf Eq. (3.2)] ou bien utiliser une relation masse-rayon théorique [cf. § 3.4.4] pour obtenir la masse de l’étoile. La masse d’une vingtaine de naines blanches a pu être déterminée de cette façon (cf. Fig. 3.10). Modèles d’atmosphère et largeur des raies de Balmer La méthode la plus répandue pour mesurer la masse des naines blanches est indirecte : elle consiste tout d’abord à déterminer la forme des raies de Balmer dans le spectre de l’étoile. En comparant avec des modèles d’atmosphère, on en déduit la gravité de surface g = GM/R 2 ainsi que la température effective (cf. Figs. 3.8 et 3.9). On utilise ensuite une relation théorique masse-rayon pour obtenir M à partir de g. Sur la Fig. 3.10 est effectuée la comparaison entre les masses déterminées de cette façon et celles obtenues à partir du décalage vers le rouge gravitationnel. Parallaxe et température effective Pour les naines blanches les plus proches, la mesure de la parallaxe fournit la distance précise de l’étoile. On a donc accès à sa luminosité intrinsèque L et, par la relation
3.5 Masses et rayons observés 39 Fig. 3.9 – Raies d’absorption de la séquence de Balmer (Hα, Hβ, Hγ, Hδ, Hɛ et H8 de bas en haut) observées à l’aide du spectrographe UVES du VLT pour 4 naines blanches. Les nombres en haut à droite de chaque figure donnent la température effective (en K), le logarithme de la gravité de surface (en cm s −2 ) et la valeur du χ 2 du meilleur fit [d’après Koester et al. (2001)]. Fig. 3.10 – Comparaison entre les masses déterminées à partir du décalage vers le rouge gravitationnel (MGR, en abscisse) et celles obtenues à partir de la largeur des raies de Balmer (MBSL, en ordonnée) pour 17 naines blanches [d’après Bergeron, Saffer & Liebert (1992)].
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