LHIRES2 spectrograph measure the lithium abundance of some bright stars
La mesures de l'abondance du lithium de quelques étoiles brillantes avec le spectrographe LHIRES2

The telescope

Close look of the LHIRES2 spectrograph

The "control-room" (day vision)

The "control-room" (night vision)

The objective of this observation is the detection and the measurement of the lithium in solar-type stars by using a small telescope and a spectrograph having a resolution of 17,000. The traditional lithium line at 6708 Å line is concerned. The selected targets are bright (V<6.5) and well-know with regard to the lithium abundance (see for example D. Duncan, 1981, Ap. J. 1981, 248, 651 and R. Pallavicini, 1987, A&A, 174, 116). Solar comparison spectrum was also obtained by observing the Venus planet. The Li I 6708 Å is a very interesting feature of  the stellar spectra because the great astrophysical importance of the element which produces it. But this run is also a test for a possible (but difficult!) survey of variability (example: detection of lithium-rich spots on the surfaces of magnetics stars, like the Ap stars Beta CrB, HD188041 or Gamma Equ - see Polosukhina & all, 1999, A&A, 351, 283). The observation of the lithium is not very easy because the line in majority of situation is weak or blended (or absent!). High spectral resolution is necessary. The present observation is perhaps the first amateur detection of this element in stellar spectra.

L'objectif de cette observation est la détection et la mesure du lithium dans des étoiles de types solaires en utilisant un petit télescope et un spectrographe ayant une résolution de 17.000. La raie classique du lithium à 6708 Å est concernée. Les étoiles cibles sont brillantes (V<6,5) et bien connue en ce qui concerne la teneur en lithium (voir par exemple D. Duncan, 1981, Ap. J. 1981, 248, 651 et R. Pallavicini, 1987, A&A, 174, 11). Un spectre solaire de comparaison a aussi été obtenu en observant la planète Vénus. La raie Li I à 6708 Å est très intéressante à observer compte de l'importance astrophysique de l'élément qui la produit (voir plus loin). C'est aussi un challenge observationnel car elle est souvent peu intense. Cette séance d'observation est par ailleurs un test pour un possible (et difficile !) survey de la variabilité (exemple : détection du passage de taches riches en lithium à la surface d'étoiles, comme les étoiles magnétiques Ap Beta CrB, HD188041 ou Gamma Equ - voir Polosukhina & all, 1999, A&A, 351, 283).

Quelques commentaires à propos de la place du lithium en astrophysique.

La mesure de l'abondance du lithium à la surface des étoiles fait l'objet d'une attention toute particulière qui tient à l'origine de ce matériaux, synthétisé pour l'essentiel dans les tous premiers temps après le Big-Bang (nucleosynthèse primordiale). Cette mesure permet rien moins que de fixer l'un des paramètres qui décrit le modèle d'expansion de l'Univers.

Quand on observe de vieilles étoiles, pauvres en métaux (tout éléments plus lourd que l'Hélium est appelé « métal » en astrophysique), on trouve que l’abondance du lithium atteint un niveau constant, dit "plateau du Lithium", qui est indépendante de l’abondance en éléments lourds. Pourtant on s'attend dans le modèle standard d'évolution stellaire à ce que l'abondance du lithium suive la production d'éléments plus lourd, comme l'oxygène. Dit autrement, si le lithium était fabriqué seulement dans les étoiles, on devrait constater sa décroissance avec la métallicité des étoiles observées. L’explication logique du phénomène de plateau est que celui-ci représente l’abondance primordiale de cet élément ; d'où son importance en cosmologie (voir aussi http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/apr02/lithium.fr.shtml).

Le lithium est par ailleurs un élément fragile : il est détruit à des température plus faible que celle du coeur des étoiles, siège des réactions thermonucléaires (lorsque la température dépasse 2 millions de degrés environ). Sa présence à la surface des étoiles indique donc a quelle temperature le milieu est porté en fonction du temps et permet d'étudier l'extension des zones de mélange convectif des étoiles. Le lithium joue donc un rôle important pour comprendre l'évolution de la structure des étoiles. Soulignons que cet élément peut en outre être fabriqué dans les centres actifs des étoiles (taches, comme celles présentes à la surface du Soleil).

Enfin, récemment, la mesure du rapport d'abondance des isotopes 6 et 7 du lithium dans l'étoile HD82943 a permis de conclure qu'une partie de ce lithium provient d'une planète canibalisée par son étoile. La planète enrichie l'atmosphère de l'étoile en lithium. Celui-ci est donc aussi un des traçeurs permettant détecter indirectement la présence d'exoplanètes.

The spectra presented here were taken with a 0.28 cm telescope (Celestron 11) and the Littrow spectrograph LHIRES2 that provides a inverse dispersion of 0.1117 Å/pixel at 6708 Å. with a Kodak CCD KAF-0402ME (Audine camera, pixel size of 9 microns and spectral coverage of about 85 Å). The measured FWHM of neon lines is of 3.50 pixels, hence, the spectral resolution is 17,000 at the Li I line level. The projected size of the entrance slit on the sky is 1.7 arcsec.

The data were taken the August 15, 2004. The stars concerned are well documented, it is the reason of this choice - this run is for establish a reference point of the instrumentation.

Spectra were reduced using Iris and VisualSpec softwares. Individual CCD frames had bias, dark frames subtracted and flat-fielded. The flat-field come from a quartz lamp. The reduced individual spectra were manually cleaned of cosmic rays and combined into averaged spectra. An optimal procedure is used for extract the spectral profiles. The final spectra were then normalized to an approximate continuum level (fitted by a spline function) and a wavelength scale was added based upon a neon lamp. Only two neon lamp lines are available onto the spectral range observed, at l6382.922 and l6402.246 Å, so a linear dispersion law model is adopted. In the standard pipeline the wavelength shifts due to annual solar orbit of the Earth and its diurnal rotation is applied to the final spectra.

Les spectres présentés ici ont été obtenu avec un télescope de 0,28 cm (Celestron 11) et le spectrographe Littrow LHIRES2 qui donne une dispersion inverse de 0,1117 Å/pixel à 6708 Å. avec un CCD Kodak KAF-0402ME (caméra Audine, pixels 9 microns et couverture spectrale d'environ 85 Å). La largeur à mi-hauteur (FWHM) des raies spectrales de la lampe de calibration au néon est de 3,50 pixels, ce qui donne un pouvoir de resolution de 17000 au niveau de la raie du ILi I. La largeur de la fente d'entrée projetée sur le ciel est de 1,7 seconde d'arc.

Les données ont été acquises le 15 août 2004. Les caractéristiques des étoiles concernées sont bien connues - c'est la raison de leur choix - le but étant d'établir un point de référence de l'instrumentation sur ce type d'objet.

Les spectres ont été réduits avec les logiciels Iris et VisualSpec. L'offset et le signal d'obscurité est soustrait des images individuelles, puis le résultat est divisé par le flat-field. Ce dernier provient du spectre d'une lampe à iode.  Les spectres sont ensuite nettoyés manuellement des rayons cosmiques, puis additionnés. Une procédure optimale vis à vis du bruit est employée pour extraire les profils spectraux. Le continuum est normalisé (ajustement avec une fonction spline) et une échelle de longueur est ajoutée en utilisant une lampe au néon. Seulement deux raies du néon sont présentent dans l'intervalle spectral couvert, à l6382.922 et l6402.246 Å, aussi une loi de dispersion linéaire est adoptée. Dans la procedure de réduction standard les longueurs d'ondes sont corrigés de l'effet Doppler causée par la vitesse de la Terre sur son orbite et par la rotation diurne.

3D view of the LHIRES2 spectrograph (click here for details) 

The morning sky (note suburban conditions and Venus planet)

The next table gives the list of the stars examined and the observation log. The signal-to-noise ratio (S/N) in the continuum of the final coadded spectrum is also listed. This S/N was measured by determining the 1 scatter in line-free regions.
La table suivante donne la liste des étoiles et les conditions d'observations. Le rapport signal sur bruit (S/N) dans le continuum des spectres additionnés est aussi tabulé. Le S/N est mesuré à partir de la dispersion à 1 dans des régions libres de raies.

Star

V

Sp

Date (mid-exposure)

Total exposure time

Air mass

S/N per
sampling element

S/N per
resolution element

Iota Peg

3.76

F5V

14.072 / 08 / 2004

2400 s

1.08

400

750

53 Aqr

6.35

G2V

15.079 / 08 / 2004

3600 s

2.17

75

140

94 Aqr

5.19

G5IV

15.019 / 08 / 2004

4200 s

1.95

220

410

Delta Eri

3.51

K0IV

15.121 / 08 / 2004

1800 s

2.67

450

840

The figure below shows the spectra in the full spectral observed range with the relative flux plotted versus wavelength. The spectra have been shifted in step of 0.3 vertically for clarity reasons. Wavelength are shifted to the laboratory rest frame (take into account of the heliocentric radial velocities of the stars derived from the Ca I line at 6717.685 angstroms).
La figure ci-après montre l'intervalle spectral complet observé avec le flux relatif en fonction de la longueur d'onde. Les spectres ont été décalé de 0,3 suivant l'axe vertical pour des raisons de clarté. Les longueurs d'ondes ont été décalés à leurs valeurs mesurées en laboratoire (prise en compte de la vitesse héliocentrique des étoiles en s'aidant de la raie Ca I à 6717.685 angstroms).

The next figure present the region centered on the Li I line.
La figure suivante montre la région centrée sur la raie Li I.

Comments

The Iota Peg lines present sign of asymmetries (this object is a spectroscopic binary). Les raies de Iota Peg montrent des signes d'asymétries.

No sign of lithium is visible at this scale for the Venus (Sun) spectrum. Le spectre de Vénus (du Soleil en fait) ne montre aucune trace du Lithium à cette échelle.

53 Aqr is a visual binary system, not resolved here. The two components have the same spectral type and nearly the same lithium abundance (equivalent width W=105 mÅ and W=94 mÅ - see R. Pallavicini & all, 1987, A&A, 174, 116). Note the low elevation of the star during the observation and a poor seeing. 53 Aqr est une étoile double visuelle, non résolue ici. Les composantes ont un spectre proche et une abondance de Lithium similaire (largeurs équivalentes W=105 mÅ et W=94 mÅ - voir R. Pallavicini & all, 1987, A&A, 174, 116). Noter que l'étoile était basse sur l'horizon et que le seeing était médiocre.

The Li I line of star 94 Aqr is clearly blended by the Fe I line at 6707.44 Å. This feature is evident in the more resolved spectrum presented in the R. Pallavicini paper (see the Fig. 1). The separation of the Li I line and its adjacent Fe I is 0.37 Å, a value just under the spectral resolution of LHIRES2 spectrograph (i. e. 0.39 Å). A more narrow slit is a possible solution for resolve this feature. La raie Li I de l'étoile 94 Aqr est clairement déformée par la raie voisine du Fe I à 6707.44 Å. Cette caractéristique est bien visible dans le papier de Pallavicini (voir la Fig. 1 de ce papier).La séparation des raies Li I et Fe I est de 0.37 Å, une valeur juste inférieure à la résolution de LHIRES2. L'adoption d'une fente plus étroite est une solution pour résoudre ces composantes.

The blend problem is more severe for the star Delta Eri because the Li I en Fe I have the same intensities (see the R. Pallavicini paper). Note the broadening of the Li feature. Le mélange des raies du Fe I et du Li I est encore plus sévère dans le cas de l'étoile Delta Eri car elles ont la même intensité (voir le papier R. Pallavicini précité).

The blend regime for 94 Aqr and Delta Eri is more evident in the next enlarged plot :
Le mélange des raies autour du Li I dans les spectres de 94 Aqr et Delta Eri est plus évident dans les agrandissements ci-après :

A good solution for a precise Li I equivalent width measure (related to the abundance) is to construct a mathematical model of the adjacent blended lines (a simple sum of two gaussian function). The free parameters of the fitting process are the peak intensities of the lines and the separation. The FWHM and the zero level are fixed. The following figure shows the observed profiles (bleue line) in comparison to the synthetic line profiles (red-dashed line).
Une bonne solution pour mesurer la largeur équivalente de la raie du lithium (reliée à l'abondance) est de construire un modèle mathématique des deux raies qui se superposent (simple addition de deux fonctions gaussiennes). Les paramètres de l'ajustement sont l'intensité au pic et la séparation des deux raies. Le FWHM et le zéro des intensités sont quand a eux fixés. La figure suivante montre le profil observé en bleu en comparaison avec le profil synthétique en rouge (trait discontinu).

Next figure, details of the blend simulation for the stars 94 Aqr and Delta Eri. The figure shows synthetic Fe I and Fe I gaussian line, then, the sum of the two lines.
La figure ci-après montre le détail de la simulation pour les étoiles 94 Aqr et Delta Eri. On y voit les raies synthétiques du Fe I et du Li I, ainsi que leur somme.

The program used for the lines simulation (a simple Basic code) :
Le programme informatique utilisé pour la simulation (un code simple en Basic) :

The equivalent width of the 6708 Å Li I is given by numerical integration of the lithium fitted component. The results are summarized in the next table :
La largeur équivalente de la raie du Li I à 6708 Å est calculée par intégration numérique de la composante du lithium ajustée. Les résultats sont rassemblés dans la table suivante :

For the stars 53 Aqr, 94 Aqr and Delta Eri the consistency of ours observations agree very well professionals measures. A very encouraging result ! A notable and significant discrepancy exist in the case of Li I feature for Iota Peg, sign of a possible evolution of the star.
Pour les étoiles 53 Aqr, 94 Aqr et Delta Eri la consistance de notre observation est bien conforme avec les mesures professionnelles. C'est un résultat très encourageant ! L'écart pour l'étoile Iota Peg est en revanche notable et significatif compte tenu de la marge d'erreur. Il est le signe possible d'une évolution de cette étoile.

Finally, an increased vertical scale of the Venus spectrum shows a possible lithium detection :
Finalement, en étendant l'échelle verticale du spectre de Vénus le lithium est peut être détecté :