[Nébuleuses planétaires] Étude de la nébuleuse planétaire NGC 7662

La spectroscopie est l'étude expérimentale du spectre d'un phénomène physique, c'est-à-dire de sa décomposition sur une échelle d'énergie, ou toute autre grandeur se ramenant à une énergie (fréquence, longueur d'onde, etc.).

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Jacques Montier
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[Nébuleuses planétaires] Étude de la nébuleuse planétaire NGC 7662

Message par Jacques Montier »

6 Septembre 2015 – Centre d'Astronomie de La Couyère - Jacques Montier

Généralités
Une nébuleuse planétaire est constituée d'une enveloppe gazeuse en expansion de très grandes dimensions
provenant d'une étoile centrale (ou noyau) de haute température effective.
Cette étoile en fin de vie de masse comprise entre 0,8 et 8 masses solaires, se trouve dans une période de
transition entre l'état de géante rouge et l'état de naine blanche (branche asymptotique des géantes ou AGB).
Cette étoile émet un rayonnement principalement ultraviolet qui va ioniser l'enveloppe gazeuse atomique qui
émet par différents mécanismes de la lumière dans le domaine visible.

NGC 7662

champ_ngc7662.jpg

    A. Acquisition des spectres

    Matériel et logiciels
    - Télescope Meade ACF 355 mm focale 3300mm
    - Spectromètre basse résolution Alpy 600 avec fente 23 μm.
    - Caméra de guidage Atik 314L+
    - Caméra d'imagerie Atik 460EX monochrome – température CCD régulée à -10°C
    - Logiciel Audela (acquisitions) et Isis (traitement)
    - Logiciel Fityk-1.2.9 pour les mesures d'intensités de raies spectrales
    Acquisitions

    . 5 poses de 300s binning 1x1
    ngc7662_fente.jpg
    Zone d'intégration du spectre
    zone_integration.jpg
    B. Profil spectral et identification des raies les plus intenses

    . Fond de ciel retiré
    . Spectre non corrigé de la vitesse héliocentrique
    profil1.jpg
    profil2.jpg
    Quelques remarques :
    - Les raies de Balmer (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) sont des raies permises obtenues par recombinaison d'électrons avec
    les ions H + suivies de désexcitations radiatives.
    - Le continuum très faible est caractéristique d'un milieu très peu dense.
    - Les raies très fines indiquent des vitesses faibles dans le milieu gazeux.
    - Présence de raies correspondant à des transitions dites « interdites » : [OIII], [ArIII], etc...
    Ces transitions uniquement possibles dans des milieux très dilués, sont dues à des excitations d'atomes par
    collisions d'électrons libres, suivies de désexcitations radiatives.
    Ces transitions ne peuvent être observées dans les laboratoires terrestres du fait de la densité trop élevée du
    milieu.


    C. Évaluation de quelques paramètres physiques de la nébuleuse planétaire NGC7662

    Pour évaluer ces grandeurs physiques, se posent deux problèmes :
    - l'extinction interstellaire
    - l'hétérogénéité de la nébuleuse

    I. Le problème de l'extinction interstellaire
    Les valeurs des intensités des raies sont malheureusement faussées par la présence de matière interstellaire
    (gaz et poussières) située sur la ligne de visée de l'observateur.
    Cette matière va absorber une partie du rayonnement ; c'est l'extinction interstellaire.
    Pour compliquer le problème, cette absorption varie selon la longueur d'onde de la lumière émise.
    Les rayonnements de courtes longueur d'onde sont plus absorbés que ceux de longueur d'onde plus élevée.

    On retrouve un phénomène analogue lorsque le Soleil se couche sur l'horizon.
    La lumière solaire traverse alors une plus grande épaisseur d'atmosphère absorbant et
    diffusant les radiations de courte longueur d'onde comme le violet et le bleu.
    La proportion de radiations rouges est alors plus importante et l'observateur voit le Soleil
    devenir rouge ; c'est le phénomène de rougissement.


    Avant toute mesure, il faut donc corriger les valeurs mesurées de l'extinction interstellaire.
    Comment déterminer cette extinction ?
    Le décrément de Balmer

    Au laboratoire, les intensités des raies de Balmer décroit naturellement de la raie Hα vers la raie Hδ ;
    soit I (Hα) > I (Hβ) >I (Hγ) >I (Hδ) ; c'est le décrément de Balmer.
    Le calcul donne les valeurs théoriques des rapports de flux F :
    2020-10-24_16-34.png
    2020-10-24_16-34.png (8.27 Kio) Consulté 1254 fois
    Du fait du rougissement, Hβ plus absorbé que Hα et Hγ plus absorbé que Hδ.
    Donc
    2020-10-24_16-31.png
    2020-10-24_16-31.png (9.22 Kio) Consulté 1254 fois
    En mesurant les décréments sur la ligne de visée de la nébuleuse, et en les comparant aux valeurs
    théoriques, il est possible de déterminer l'extinction interstellaire.
    La constante d'extinction relative au flux FHβ notée c(Hβ) peut se calculer par la formule
    2020-10-24_16-21.png
    2020-10-24_16-21.png (7.56 Kio) Consulté 1254 fois
    L'intensité de Hβ étant normalisée à 100.

    Note :
    Les intensités I sont obtenues en mesurant l'aire (en vert) sous chaque raie spectrale.
    aire.jpg
    aire.jpg (8.81 Kio) Consulté 1257 fois
    La formule (1) permet de calculer la constante d'extinction c(H β) à partir de l'intensité normalisée I obs
    de la raie Halpha ainsi que l'excès de couleur E(B-V).


    Source : Astronomie Astrophysique - Agnès Acker 5ème édition p315

    Dérougissement des raies spectrales
    L'intensité I de chaque raie de longueur d'onde λ corrigée de l'extinction peut s'exprimer selon la formule
    2020-10-24_16-27.png
    2020-10-24_16-27.png (6.59 Kio) Consulté 1254 fois
    Source : Astronomie Astrophysique - Agnès Acker 5ème édition p315

    La fonction f( λ) a été établie analytiquement par Kaler (1976) à partir de données numériques
    2020-10-24_15-43.png
    2020-10-24_15-43.png (10.81 Kio) Consulté 1257 fois
    La formule (2) permet d'obtenir les intensités corrigées pour les autres raies de Balmer.

    II. Hétérogénéité de la nébuleuse

    Au vu des images, la structure d'une nébuleuse planétaire ne semble
    pas du tout homogène.
    image.V2PZS0.png
    Pour le montrer, on se propose de tenter d'évaluer ces paramètres
    physiques dans deux régions différentes de la nébuleuse notées I et II.
    image.DARUS0.png
    image.BHBWS0.png

    III. Résultats
    2020-10-24_15-50.png

    Observations
    - Les décréments corrigés Hα/Hβ et Hγ/Hβ sont en accord avec la valeur théorique pour la région I
    - La valeur du décrément Hγ/Hβ semble trop élevée par rapport à la valeur théorique pour la région II
    - les valeurs du coefficient d'extinction et du rougissement sont très voisines voire identiques selon que l'on se
    trouve sur le bord ou au centre de la nébuleuse.


    image.Q63US0.png
    ESA/Hubble

    La région I montre une coloration verte plus intense que la région II.
    La couleur verte est principalement due aux raies d'émission interdites
    [OIII] 4959A et 5007A.
    Calcul du rapport des intensités par rapport à l'intensité de la raie
    d'émission Hα
    2020-10-24_15-53.png
    2020-10-24_15-53.png (6.48 Kio) Consulté 1257 fois
    2020-10-24_15-54.png
    Conformément à l'aspect de l'image, le rapport est plus élevé dans la région I que dans la région II
    traduisant une intensité de l'émission [OIII] relative à l'émission H α plus élevée sur les bords de la
    nébuleuse qu'au centre.



    V. Évaluation de la température électronique avec les raies interdites [OIII]

    Les intensités des raies interdites [OIII] sont de bons indicateurs pour évaluer la température électronique TE
    Celle-ci peut se calculer par la formule
    2020-10-24_15-56.png
    Source : Astronomie Astrophysique - Agnès Acker 5ème édition p315
    2020-10-24_15-58.png
    Observations

    La valeur de la température est sensiblement moins élevée sur les bords qu'au centre de la nébuleuse.

    D. Autres paramètres observés et publications professionnelles

    I. Intensités des raies d'émission [OIII] rapportées à l'émission Hβ
    2020-10-24_16-00.png
    2020-10-24_16-01.png
    Observations

    La valeur 16,8 publiée par Grigor A. Gurzadyan est située dans l'intervalle des mesures [12,4 – 20,4].


    II. Coefficient d'extinction
    2020-10-24_16-02.png
    Observations
    Les valeurs obtenues (0,17 et 0,18) sont cohérentes avec les valeurs calculées et publiées par Grigor A. Gurzadyan - 1997 .

    III. Température électronique
    Observations
    Sur la figure ci-dessous,
    - Région I (bord) avec r~13 '' : T E ~ 12500 K
    - Région II (centre) avec r < 6 '':T E ~ 14500 K
    2020-10-24_16-05.png
    2020-10-24_16-06.png
    À noter la très forte élévation de température dans le
    halo de la nébuleuse (r > 13'').

    Les valeurs observées semblent cohérentes avec les résultats publiés par Grigor A. Gurzadyan - 1997 .

    IV. Classe d'excitation de la nébuleuse planétaire
    L'intensité des raies d'émission peut évoluer fortement d'une nébuleuse planétaire à une autre.
    Il est possible d'effectuer un classement des spectres des nébuleuses en fonction de l'intensité de certaines raies : c'est la classe d'excitation.
    Elle dépend fortement de la température effective de l'étoile centrale et peut être définie à partir du rapport
    2020-10-24_16-09.png
    2020-10-24_16-09.png (5.51 Kio) Consulté 1257 fois
    dans le cas des nébuleuses de basse classe d'excitation ou
    2020-10-24_16-10.png
    2020-10-24_16-10.png (8.06 Kio) Consulté 1257 fois
    dans le cas des nébuleuses de moyenne ou haute classe d'excitation.

    Résultats
    L'intensité relativement forte de la raie HeII 4686 (fort potentiel d'ionisation de l'hélium) montre que la classe d'excitation doit être plutôt élevée.
    On emploie alors la seconde formule.
    2020-10-24_16-11.png
    2020-10-24_16-13.png
    La classe d'excitation de la nébuleuse planétaire NGC7662 est élevée (p = 10) et elle est due à la très grande température effective de l'étoile centrale dont la valeur diffère selon les sources et les méthodes employées. TE ~ 91200 K : Imaging Spectrophotometry of the Planetary Nebulae NGC 7662 and NGC 7009 Authors: Lame, N. J. & Pogge, R. W. - 1996

    Références
    • Détermination température et densité de NCG 2392 par François Teyssier
    http://www.astronomie-amateur.fr/feuill ... C2392.html
    • Astronomie Astrophysique - Agnès Acker 5ème édition
    • The Physics and Dynamics of Planetary Nebulae - Grigor A. Gurzadyan – 1997
    • Imaging Spectrophotometry of the Planetary Nebulae NGC 7662 and NGC 7009 Authors: Lame, N. J. & Pogge, R. W. - 1996
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