Relevé spectroscopique et étude des propriétés physiques des étoiles naines blanches à moins de 40 pc du Soleil

Par/by Marie-Michèle Limoges
Thèse défendue le 18 août 2014; Thesis defended on August 18th 2014
Département de physique, université de Montréal
Directeur de thèse/thesis advisor: Pierre Bergeron (U de Montréal)
Co-directeur/co-advisor: Sébastien Lépine (Georgia State U)

Résumé (English version follows)

Les étoiles naines blanches représentent la fin de l’évolution de 97% des étoiles de notre galaxie, dont notre Soleil. L’étude des propriétés globales de ces étoiles (distribution en température, distribution de masse, fonction de luminosité, etc.) requiert l’élaboration d’ensembles statistiquement complets et bien définis. Bien que plusieurs relevés d’étoiles naines blanches existent dans la littérature, la plupart de ceux-ci souffrent de biais statistiques importants pour ce genre d’analyse. L’échantillon le plus représentatif de la population d’étoiles naines blanches demeure à ce jour celui défini dans un volume complet, restreint à l’environnement immédiat du Soleil, soit à une distance de 20 pc (∼65 années-lumière) de celui-ci. Malheureusement, comme les naines blanches sont des étoiles intrinsèquement peu lumineuses, cet échantillon ne contient que ∼ 130 objets, compromettant ainsi toute étude statistique significative. Le but de notre étude est de recenser la population d’étoiles naines blanches dans le voisinage solaire à une distance de 40 pc, soit un volume huit fois plus grand.

Nous avons ainsi entrepris de répertorier toutes les étoiles naines blanches à moins de 40 pc du Soleil à partir de SUPERBLINK, un vaste catalogue contenant le mouvement propre et les données photométriques de plus de 2 millions d’étoiles. Notre approche est basée sur la méthode des mouvements propres réduits qui permet d’isoler les étoiles naines blanches des autres populations stellaires. Les distances de toutes les candidates naines blanches sont estimées à l’aide de relations couleur-magnitude théoriques afin d’identifier les objets se situant à moins de 40 pc du Soleil, dans l’hémisphère nord. La confirmation spectroscopique du statut de naine blanche de nos ∼ 1100 candidates a ensuite requis 15 missions d’observations astronomiques sur trois grands télescopes à Kitt Peak en Arizona, ainsi qu’une soixantaine d’heures allouées sur les télescopes de 8 m des observatoires Gemini Nord et Sud. Nous avons ainsi découvert 322 nouvelles étoiles naines blanches de plusieurs types spectraux différents, dont 173 sont à moins de 40 pc, soit une augmentation de 40% du nombre de naines blanches connues à l’intérieur de ce volume. Parmi ces nouvelles naines blanches, 4 se trouvent probablement à moins de 20 pc du Soleil. De plus, nous démontrons que notre technique est très efficace pour identifier les étoiles naines blanches dans la région peuplée du plan de la Galaxie.

Nous présentons ensuite une analyse spectroscopique et photométrique détaillée de notre échantillon à l’aide de modèles d’atmosphère afin de déterminer les propriétés physiques de ces étoiles, notamment la température, la gravité de surface et la composition chimique. Notre analyse statistique de ces propriétés, basée sur un échantillon presque trois fois plus grand que celui à 20 pc, révèle que nous avons identifié avec succès les étoiles les plus massives, et donc les moins lumineuses, de cette population qui sont souvent absentes de la plupart des relevés publiés. Nous avons également identifié plusieurs naines blanches très froides, et donc potentiellement très vieilles, qui nous permettent de mieux définir le côté froid de la fonction de luminosité, et éventuellement l’âge du disque de la Galaxie. Finalement, nous avons aussi découvert plusieurs objets d’intérêt astrophysique, dont deux nouvelles étoiles naines blanches variables de type ZZ Ceti, plusieurs naines blanches magnétiques, ainsi que de nombreux systèmes binaires non résolus.

Abstract

White dwarf stars represent the endpoint of stellar evolution for 97% of stars in the Galaxy. Our own Sun, in particular, will lose its external gas layers in about 5 billion years, and end up as an Earth-sized white dwarf. The study of their global properties (temperature distribution, mass distribution, luminosity function, etc.) requires statistically complete samples, free from any selection bias, and thus the best strategy to adopt when surveying these low-luminosity objects is to restrict the search to a given volume such as the immediate vicinity of the Sun. However, the current census of white dwarfs in the solar neighborhood suffers from significant statistical biases, since the most representative sample of the local white dwarf population, i.e. the stars within a sphere with a radius of 20 pc from the Sun (∼ 65 light-years), contains only ∼ 130 objects, and is thus dominated by large uncertainties due to small-number statistics. In order to perform a statistical analysis of the local white dwarf population which is more statistically significant, we present a study aimed at obtaining a complete sample of white dwarfs in the solar neighborhood within 40 pc of the Sun, thus increasing the sampled volume by a factor of 8.

To identify every white dwarf within 40 pc of the Sun, we rely on SUPERBLINK, a large catalog containing proper motions and photometric information for over 2 million stars. Our approach is based on reduced proper motion diagrams, which are efficient at separating white dwarfs from other stellar populations. The distances for all white dwarf candidates in the northern hemisphere are determined from theoretical color-magnitude relations, in order to identify the stars that lie within 40 pc of the Sun. The spectral confirmation of the resulting ∼ 1100 candidates required 15 observing runs with 3 large telescopes at Kitt Peak, Arizona, as well as ∼ 60 hours of allocated time on the 8-m telescopes of Gemini North and South Observatories. From these spectroscopic observations, we identified 322 new white dwarf stars, among which 173 lie within 40 pc the Sun, thus increasing the current census of white dwarfs in this volume of space by 40%. Among the new white dwarf identifications, 4 could even belong to the 20 pc sample. We also show that our method is efficient at recovering white dwarfs in the densely populated area of the Galactic plane.

We then present a spectroscopic and photometric analysis of our sample with state-of-the- art model atmospheres in order to determine their physical properties, in particular the effective temperature, surface gravity, and chemical composition of each star. Our statistical analysis of these properties — based on a sample almost three times larger than the 20 pc sample—reveals that we are successfully uncovering the most massive and thus less luminous stars of this population, which are often missing in most surveys reported in the literature. We also identify a significant number of very cool and thus potentially old white dwarfs, which are useful to sample the cool end of the luminosity function used to constrain the age of the Galactic disk. Finally, we report the discovery of several objects of astrophysical interest, including two new ZZ Ceti variable stars, several magnetic white dwarfs, and a few unresolved double degenerate binaries.

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♐ Autumnal Equinox ♑

Published September 23, 2014

 
 

Andromeda, as shown in an engraving from the 17th century Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia star atlas by Johannes Hevelius. Credit: U.S. Naval Observatory and the Space Telescope Science Institute.

Andromeda, as shown in an engraving from the 17th century Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia star atlas by Johannes Hevelius. Credit: U.S. Naval Observatory and the Space Telescope Science Institute.

In this issue:

ACURA News
An ALMA Update
NRC Herzberg News
Bulletin de CNRC Herzberg
Updates from the Canadian Gemini Office
Nouvelles de l’Office Gemini Canadien
Arctic Update
Continuing Evolution of JCMT
Mid-Term Review of LRP


Editors: Joanne Rosvick & Magdalen Normandeau
 
E-cass is CASCA’s quarterly Newsletter, published on or near the solstices and equinoxes (March 21, June 21, September 21 and December 21). To submit a contribution please email cassiopeia.editors@gmail.com. All submissions must be received at least one week in advance to be published in the next edition. We accept plain text and Word documents. Please include any images as attachments in your email, not embedded in the text.


Maunakea Spectroscopic Explorer (MSE) Project Office Now Open for Business (May 14, 2014)

The Maunakea Spectroscopic Explorer (MSE) project, formerly know as the “Next Generation CFHT”, has opened a Project Office at CFHT’s headquarters in Waimea, Hawaii, with the goal of generating a Construction Proposal over the next three years.

The Project Office is the culmination of over five years of design and feasibility studies that have demonstrated the opportunity to achieve compelling and dramatic science through upgrading CFHT into an advanced, modern and unique facility. MSE, a 10 m dedicated wide field spectroscopic telescope, will be capable of observing up to ~3200 separate objects simultaneously at spectral resolutions ranging from ~2000 – 20,000, within a ~1.5 square degrees field of view. By leveraging the exceptional image quality of the CFHT site, MSE will yield stunning new research capabilities to tackle problems ranging from dark matter, dark energy and cosmology, to galaxy evolution and structure, the archaeology of the Milky Way, stars and stellar systems, and exoplanets. Intended to support both individual programs and large scale surveys of unprecedented scale, MSE will complement the other Maunakea observatories as well as those planned for deployment worldwide and in space.

Contact Information:

  • CFHT Executive Director, Doug Simons (simons@cfht.hawaii.edu)
  • MSE Project Manager, Rick Murowinski (murowinski@mse.cfht.hawaii.edu)
  • MSE Project Scientist Alan McConnachie (mcconnachie@mse.cfht.hawaii.edu).

Additional Information: