I continued my investigations in the field of stellar spectropolarimetry and the measurement of the stars magnetic field. Compared with my first tests, the progress is notable, thanks in particular to the effort of Daniel Verilhac who fabricated for me the mechanical part of a polarimeter that greatly facilitates operations. Simple, but decisive. I also use a fiber spectrograph that provides a much temporal consistency than a LHIRES III. Here, I use the spectrograph VHIRES-MO, with a resolution power of R = 50000.
Des vues du setup :
Some view of the setup:
Un rappel, on réalise deux (ou plus) spectres en isolant la polarisation circulaire droite et gauche en jouant sur l'angle de la lame de phase (quart d'onde) du polarimètre. Par exemple ici, deux extraits de spectres de l'étoile de type Ap, beta CrB :
A reminder, two (or more) spectra are captured by isolating the right and left circular polarization by playing on the retarder plate angle (quarter wave) of the polarimeter. For example, here two spectra part of the Ap star beta CrB:
L'écartement des deux systèmes de raies (0,043 A dans l'exemple - c'est subtile) est proportiennel à la valeur moyenne sur le disque stellaire du champ magnétique longitudinal (ici on mesure 770 +/- 200 Gauss). C'est l'effet Zeeman. Pour la première fois, avec ces nouveaux moyens, je peux observer l'effet Zeeman sur un nombre considérable de raies de manière sure. Toujours sur l'étoile beta CrB, un bout de spectre :
The spacing of the two line systems (0.043 A in the example) is proportional to the mean value on the mean stellar disk longitudinal magnetic field (here 770 +/- 200 Gauss). This is the Zeeman effect. For the first time, I can observe the Zeeman effect on a considerable number of metallic lines. On a small portion of the acquired beta CrB spectrum:
Le spectre I/Ic (Ic = continuum) est le spectre standard vu sans polarimètre. Le spectre V/I est le taux de polarisation circulaire observé au niveau d'un grand nombre de raies métalliques (c'est cette informations que l'on exploite pour extraire le champ magnétique et son évolution temporelle). Le spectre N/I est un spectre particulier (spectre "nul") calculé suivant une combinaison particulière des données qui permet de juger le bruit et le biais de mesure, et juger si ce que l'on voit dans le spectre de Stokes V/I est une réalité (c'est le cas ici).
Pour la première fois aussi, je vois le champ magnétique dans la raie Halpha, ici dans le spectre de l'étoile alpha(2) CVn (le prototype des étoiles Ap) :
The spectrum I / Ic (Ic = continuum) is the standard spectrum seen without a polarimeter. The V/I spectrum is the circular polarization rate observed on a large number of metallic lines (this information is used to extract the magnetic field and its temporal evolution). The N/I spectrum is a particular spectrum ("null spectrum") calculated according to a particular combination of the data which makes it possible to judge the noise and the measurement bias, and to judge whether what is seen in the spectrum of Stokes V / I is a reality (this is the case here).
For the first time also, I see the magnetic field in the Halpha line, here in the spectrum of the star alpha (2) CVn (the prototype of the Ap stars):
Les raies métalliques montrent aussi l'effet Zeeman (avec une force différence suivant la sensibilité magnétique des raies en questions). La forme particulière du profil de Stokes indique que le dipôle magnétique de l'étoile est plutôt vu de profil. Dans le cas ci-après, pour l'étoile 53 Cam, le pôle est plutôt dirigé vers l'observateur (courbe en "S") :
The metal lines also show the Zeeman effect (with a force difference depending on the magnetic sensitivity of the lines in question). The particular shape of the Stokes profile indicates that the magnetic dipole of the star is rather seen in profile. In the following case, for the star 53 Cam, the pole is nearly directed towards the observer ("S" curve):
Le temps d'observation pour tous ces spectres est de l'ordre de une heure.
Le but poursuivi est le suivi d'un changement du champ magnétique apparent sur la période orbitale, de détecter des anomalies (certaines étoiles ont plusieurs pole magnétique, des centres actifs, ...), de faire des cartes de la surface magnétique à terme...
The observation time for all these spectra is of the order of one hour.
The goal is to track changes in the apparent magnetic field over the orbital period, detection of anomalies (some stars have several magnetic pole, active centers, ...), make maps of the magnetic surface...
Christian Buil
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