Analyseur de
Binaires Spectroscopiques

Le problème du mélange de raies

Dans les étoiles doubles spectroscopiques, les raies issues d'un même élément chimique mais engendrées par chaque composante du couple conduisent à un spectre dédoublé. Plutôt que de présenter deux raies bien distinctes, le spectre se présente sous la forme d'une raie unique aux formes complexes. Ce phénomène de mélange des raies (blending) est particulièrement marqué sur les raies de Balmer et tout spécialement la raie H_α.

Pour contourner cette difficulté, les astronomes professionnels préfèrent se référer à des raies métalliques. Malheureusement, sur des instruments de taille plus modeste, les raies métalliques sont trop faibles.

La solution : décomposition en profils théoriques

Pour résoudre ce problème de mélange, il faut comprendre que la raie enregistrée par le spectrographe est la somme algébrique des deux raies élémentaires émises par chaque composante.

Sur l'image ci-dessous, on voit clairement la raie H_α issue de la composante 1 en bleu et la raie issue de la composante 2 en vert. Leur somme correspond à la courbe rouge, qui suit le spectre réel en noir.

Remarque importante : la longueur d'onde centrale de la raie de la deuxième composante (pointillé vert) ne correspond pas au minimum secondaire du spectre enregistré. Une évaluation directe des minima conduit donc à une erreur systématique sur les vitesses radiales.

L'algorithme SpectralAnalyzer

Le programme génère deux fonctions symétriques centrées sur λ₁ et λ₂. Chacune est une combinaison linéaire de deux Gaussiennes et d'une Lorentzienne — soit 7 paramètres par composante. Ces 14 paramètres sont déterminés par optimisation itérative de façon que la somme des deux profils théoriques reproduise au mieux le profil enregistré. Les centres λ₁ et λ₂ ainsi obtenus permettent de déduire, par décalage Doppler, la vitesse radiale de chaque étoile.

De la spectroscopie aux éléments orbitaux

À partir d'une série de spectres enregistrés à différentes dates, on obtient une liste : (date, V₁, V₂). La deuxième partie du programme utilise les équations de Kepler pour en déduire toutes les caractéristiques orbitales : masses stellaires, demi-grands axes, excentricité, dates de périastre et d'éclipses éventuelles.

SpectralAnalyzer accepte également en entrée des listes (vitesses, dates) issues de travaux préalables ou de bases de données professionnelles telles que SB9. Les spectres exploitables sont au format .FITS / .FIT, de résolution moyenne à haute (R > 15 000).