Etude spectroscopique des regions HII

Romain COHET - Alexandre FAURE - Nicolas FOY

11 mars 2011

Resume

Ce rapport est issu des mesures et travaux effectues a l’Observatoire de Haute-Provencedu 29 novembre 2010 au 3 decembre 2010 dans le cadre des travaux pratiques d’astrophysiquepour le diplome de Master 2 Cosmos, Champs et Particules de l’Universite de Montpellier II.

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Table des matieres

1 Les regions HII 4

2 Les instruments 62.1 Telescope de 152 cm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62.2 Telescope de 120 cm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

3 Aspects theoriques 103.1 Coefficients d’excitations collisionnels . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103.2 Systeme atomique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113.3 Calcul de la temperature et de la densite electronique des regions HII . . . . . 133.4 Remarques diverses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

4 Aspects techniques 154.1 Les erreurs d’imagerie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154.2 Traitement des images . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154.3 Extraction des donnees . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 194.4 Calibration en longueur d’onde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 214.5 Calibration en flux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

5 Etude spectroscopique 265.1 Region observee . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 265.2 Journal d’observation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.2.1 Nuit du Mercredi 1er decembre 2010 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 275.2.2 Nuit du Jeudi 2 decembre 2010 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.3 Donnees . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 285.4 Interpretations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

5.4.1 Premiere serie a λC = 4363 A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 305.4.2 Deuxieme serie a λC = 4983 A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 325.4.3 Troisieme serie a λC = 6170 A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

5.5 Recapitulatif des mesures . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 345.6 Exploitation des resultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 345.7 Derives instrumentales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

5.7.1 Influence de la temperature sur la position des raies par dilatation dureseau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

5.7.2 Influence sur la position des raies par variation de l’indice de l’air . . . . 355.7.3 Influence de la pression atmospherique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 355.7.4 Expression generale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

2

6 Conclusion 376.1 Remerciements . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

7 Annexes 387.1 Etude photometrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

7.1.1 Fichiers de traitement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 387.1.2 Fichiers objets de M42 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 387.1.3 Premiers resultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

8 References bibliographiques 44

3

Chapitre 1

Les regions HII

La premiere region HII (hydrogene ionise), la nebuleuse d’Orion, fut decouverte en 1610par l’astronome francais Nicolas-Claude Fabri de Peiresc. Ces regions possedent un spectrecompose de raies en emission peu nombreuses (contrairement au spectre continu avec desraies en absorption des galaxies) dont une raie a 500,7 nm inconnue. L’hypothese d’un nouvelelement chimique, le nebulium, fut alors posee. Mais en 1920 on demontra que dans un gazde tres faible densite, les electrons excites peuvent occuper des niveaux d’energie metastablesdesexcites par collisions dans un gaz de densite plus elevee. Cette raie d’emission corresponda la transition entre les niveaux d’energie dans l’atome d’oxygene. On appelle ces raies spec-trales : raies de transition interdites.

Les regions HII proviennent de nuages moleculaires geants dont certaines regions s’effondregravitationnellement formant de nouvelles etoiles. Les etoiles les plus massives rayonnent for-tement et ionisent le gaz environnant compose principalement d’hydrogene. L’ionisation sepropage augmentant la temperature (environ 10 000K) et le volume de la region. Ces regionsont une duree de vie comprise entre 10 et 100 millions d’annees avant que la pression deradiation, le vent stellaire des etoiles massives et les explosions en supernovae ne les dissipent.

Elles n’ont ete detectees que dans les galaxies spirales ou irregulieres. Elles se situent prin-cipalement dans les bras pour les galaxies spirales, en revanche on peut en trouver n’importeou dans les galaxies irregulieres. On en trouve pas dans les galaxies elliptiques car elles seforment par collision entre 2 galaxies. Lors de cette collision, contrairement aux etoiles, lesregions HII et les nuages moleculaires geants s’effondre rapidement et ainsi la quasi totalitedu gaz forment de nouvelles etoiles. De ce fait les galaxies elliptiques ne possedent plus quetres peu de gaz et la formation de region HII n’est plus possible. Il existe egalement quelquesregions HII en dehors des galaxies qui ont ete arrachees de celles-ci par effet de maree ou pareffets gravitationnels d’une autre galaxie passant a proximite.

L’etude des regions HII est essentielle pour la determination des distances et compositionschimiques des galaxies.

Lors de notre sejour a l’observatoire de Haute-Provence nous nous sommes interesses a lanebuleuse M76, mais ayant une luminosite trop faible pour nous permettre de distinguer sesraies d’emission, nous nous avons decider d’observer un fragment de la nebuleuse d’Orion M42

4

dans la region du trapeze avec pour etoile de reference Teta Orionis C. Le but etant de de-terminer la temperature et la densite electronique de la zone par etude spectroscopique. M42etant trop grande et ayant trop peu de temps pour nous permettre d’etudier sa morphologie,notre etude photometrique se resumera a de l’imagerie de la zone observee spectroscopique-ment.

5

Chapitre 2

Les instruments

Cette partie aborde une presentation courte mais concise, des instruments a dispositionlors de notre sejour a l’OHP.

2.1 Telescope de 152 cm

Le telescope de 152 cm a ete mis en service en 1969 afin de soulager le T193. Il s’agit dutelescope que nous avons le plus utilise lors de notre etude a l’OHP.

(a) Telescope de 152 cm (b) Schema optique du telescope de 152 cm

Figure 2.1 – Photographie et schema optique du telescope de 152 cm.

– Telescope a foyer coude de 152cm de diametre sur une monture de type anglaise– Miroir principal parabolique de 1524mm de diametre– Miroir secondaire hyperbolique de 340mm de diametre– 1er miroir plan de 62mm de diametre– 2eme miroir plan de 60mm de diametre– echelle au foyer 200 microns / seconde d’arc

6

Dans la salle de controle du telescope de 152 cm, il est possible d’apercevoir le spectro-graphe AURELIE (voir figure 2.2), qui a ete capital dans notre etude, puisqu’il nous a permisd’obtenir tous nos spectres.

Figure 2.2 – Salle de controle du 152 cm et le spectrographe AURELIE sur la gauche.

Le spectrographe AURELIE a reseau plan mis en service en 1989 . Voici ses caracteris-tiques :

– CCD-EEV42-20 1024 lignes de 2048 pixels de 13.5 µm2

– mode normal : image en 5 bandes, facilite le retrait des cosmiques

– mode binning : lignes sommees, meilleur rapport signal/bruit

– ouverture sur le ciel de 3” a une resolution de 32 a 39 microns (largeur totale a mi-hauteur), soit 2,4 a 3 pixels avec le CCD-EEV42-20

– guidage a l’aide d’une camera CCD de champs 3’x4’– decoupeur d’image du type Bowen-Walraven fonctionnant a f/100 reduit sa ”largeur”

par un facteur 5 donnant environ les dimensions 80x42 microns2 sur le recepteur– Lampes de calibration : lampe au tungstene interne au spectrometre pour la calibration

de la reponse du systeme et lampe au thorium-argon pour la calibration en longueurd’onde.

– les reseaux : dont les specifications sont resumees sur la figure 2.3.

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Figure 2.3 – Caracteristiques des differents reseaux utilisables sur le spectrographe AURELIEau 152 cm. Les reseaux en bleu sont ceux que nous avons utilises.

Figure 2.4 – Caracteristiques des differents reseaux et de leur resolution respective.

8

2.2 Telescope de 120 cm

Le telescope de 152 cm a ete mis en service en 1943 et il est equipe du dispositif photo-metrique SOPHIE.

(a) Telescope de 120 cm (b) Schema optique du telescope de 120 cm

Figure 2.5 – Photographie et schema optique du telescope de 120 cm.

Voici les principales caracteristiques de ce telescope :

– Telescope a foyer Newton de 120cm de diametre sur une monture de type anglaise– Miroir principal parabolique de 120cm de diametre– Miroir secondaire plan de 375mm de diametre– 2 bonnettes

- une avec camera CCD et guidage automatique et rotation permise- une pour observation visuelle

– faisceau reflechi a 60– echelle au foyer 35 microns / seconde d’arc

– camera CCD 1024x1024 de 24 microns2

– champs de vue de 11,8’x11,8’– bruit de lecture de 6.8 e- en lecture lente (en 115 sec) et de 8.5 e- en lecture rapide (en

75 sec)– 4 sorties– roue a filtres de 6 filtres ronds R, V, B, IR, H ?, OIII

9

Chapitre 3

Aspects theoriques

3.1 Coefficients d’excitations collisionnels

Les coefficients collisionnel Cul correspondent a la probabilite d’obtenir une transitionelectronique par collision avec des electrons libre. Il dependent evidemment de la densited’electron libre ne, ainsi que de la section efficace du processus de collision σul

Cul = ne

∫ ∞0

dv v · σulf (v)

ou f (v) est la distribution de vitesse des electrons, et σul la section efficace de transitioncollisionnelle. f (v) est en general la distribution de Maxwell-Boltzmann

f (v) =

√16

π

( me

2kT

)3v2 · exp

(−mev

2

2kT

)La section efficace est quand a elle proportionnelle a l’inverse d’une vitesse carre. On trouvedans la litterature (Donald E. Osterbrock, Astrophysics of gaseous nebulae [1])

σul (v) =π~2

(mev)2

Ω (u, l)

gu

ou Ω (u, l) est la force de collision, fonction de la vitesse des electrons responsables des colli-sions, et gu le poids statistique du niveau u . On notera que la valeur de la force collisionnellene varie que tres peu avec la vitesse. Les coefficients dexitation collisionnel deviennent :

Cul = ne

√16

π

( me

2kT

)3 Ω (u, l)

gu

π~2

(me)2

∫ ∞0

dv v · exp(−mev

2

2kT

)soit

Cul = ne

√2π

kT

~2

(me)3/2

Ω (u, l)

gu

et avec les valeurs numeriques :

Cul = ne8, 6295 · 10−6

√T

Ω (u, l)

gu

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Les forces collisionnelles Ωul ont une valeur proche de l’unite. Elles sont calculees a partird’un calcul quantique, que nous ne develloperons pas ici. Ce sont des fonctions de la tempera-rature electronique, c’est a dire leurs energie. Il est utile cependant de remarquer que les Culne dependent que peu de la temperature, mais subissent des variations importantes lorsquela densite electronique evolue.

On peut egalement montrer que le rapport des coefficients d’excitation et de de-excitationcollisionnelle est

Clu = Culguglexp

(−Eu − El

kT

)ou Eu et El sont les energies des niveaux haut et bas respectivement.

3.2 Systeme atomique

Nous avons utilise un spectrometre pour travailler avec les raies de l’oxygene ionise 2 fois,et plus particulierement les transitions optiques 1D2 →3 P2 a 5007 ·A et 1D2 →3 P1 a 4959 ·A,ainsi que la raie aurorale 1S0 →1 D2 a 4363 · A.

Ion Transition λ Ωul Aullow-up A s−1

NII 3P2 −1 D2 6583,4 1.6611 2, 72 · 10−3

3P1 −1 D2 6548,1 0,9967 9, 19 · 10−4

3P0 −1 D2 6527,23 0,3322 5, 45 · 10−7

3P2 −1 S0 3070,8 0.2 1, 4 · 10−4

3P1 −1 S0 3062,8 0.12 3, 15 · 10−2

1D2 −1 S0 5754,6 0.39 1, 17OIII 3P2 −1 D2 5006,84 1.38 1, 81 · 10−2

3P1 −1 D2 4958,91 0.83 6, 21 · 10−3

3P0 −1 D2 4931,23 0.27 2, 41 · 10−6

3P2 −1 S0 2331,4 0.17 6, 34 · 10−4

3P1 −1 S0 2320,95 0.1 0, 2151D2 −1 S0 4363,2 0.4 1, 71

Tableau 1 : Presentation des systemes atomiques etudies au cours du stage. Les valeurs desΩul [1] ont ete calcule a une temperature electronique de 10000 K, temperature usuelledes nebuleuses. Les transitions radiatives sont tiree de Journal of Physical and ChemicalReference Data, dans Atomic Transition Probabilities of Carbon Nitrogen and Oxygen.

Nous considererons un systeme a 4 niveaux, ou n1 correspondra a la population electro-nique du fondamental, soit le niveau 3P1. Viendra ensuite les niveaux n2, n3, n4, relatif auxniveaux 3P2, 1D2, 1S0 respectivement. Les transitions etant interdites, l’absorption induitene contribue pas de maniere significative au peuplement du niveau superieur. On peut ainsinegliger la photo-excitation induite ainsi que la de-excitation induite pour les memes raisons.Les coefficients de transition se resument alors aux excitation et de-excitation collisionnelCul entre ces niveaux, sans oublier les transitions radiatives Aul. On considerera egalementles niveaux 3P2 et 3P1 comme n’ayant aucune interaction. Cette aproximation est valable

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dans la mesures ou les excitations collisionnelle depuis le niveau 3P2 ce font beaucoup plusfrequemment que l’exitation radiative de 3P1 depuis ce meme niveau

(A3P2−3P1

' 10−6 ·Hz).

On ecrit l’equilibre statistique pour le systeme a quatre niveaux :

n1 (C14 + C13) = n4 (A41 + C41) + n3 (A31 + C31)n2 (C24 + C23) = n4 (A42 + C42) + n3 (A32 + C32)n3 (A32 +A31 + C32 + C31 + C34) = n1C13 + n2C23 + n4 (A43 + C43)n4 (A41 + C41 +A42 + C42 +A43 + C43) = n1C14 + n2C24 + n3C34

En utilisant les deux premieres equations, on injecte dans la troisieme l’expression de n1 etn2. On obtient apres quelques etapes de calcul

n3

n4=C13

A41+C41C14+C13

+ C23A42+C42C24+C23

+A43 + C43

C34 + C14A31+C31C14+C13

+ C24A32+C32C24+C23

En remarquant que C13C13+C14

= C23C23+C24

et que C14C13+C14

= C24C23+C24

, il vient

n3

n4=

C13C14+C13

(A41 +A42 + C41 + C42) +A43 + C43

C14C14+C13

(A31 +A32 + C31 + C32) + C34

soit

n3

n4=C13 (A41 +A42 +A43)

C14 (A31 +A32)

1 + C14A43+C43(C14+C13)+C13(C41+C42)C13(A41+A42+A43)

1 + C31+C32A31+A32

+ (C14+C13)C34

(A31+A32)C14

Or, on sait que

C14 = C41g4

g1exp

(E4 − E1

kT

)= ne

8, 6295 · 10−6

√T

Ω (4, 1)

g4

g4

g1exp

(−E4 − E1

kT

)et

C13 = C31g3

g1exp

(E3 − E1

kT

)= ne

8, 6295 · 10−6

√T

Ω (3, 1)

g3

g3

g1exp

(−E3 − E1

kT

)d’ou

n3

n4=

Ω (3, 1)

Ω (4, 1)· (A41 +A42) +A43

A31 +A32· f · exp

(−E3 − E4

kT

)ou

f =

1 + C14A43+C43(C14+C13)+C13(C41+C42)C13(A41+A42+A43)

1 + C31+C32A31+A32

+ (C14+C13)C34

(A31+A32)C14

Ce rapport f nous servira pour calculer le rapport des intensites des raies nebulaires avecl’intensite de la raie aurorale a la section suivante. Ce rapport vaut :

f =

1 + 1(A41+A42+A43)

Ω(4,1)Ω(3,1)

A43 · exp(

E3−E4kT

)+ ne

8,6295·10−6√

T

Ω(4,3)g4

(1 +

Ω(4,1)Ω(3,1)

· exp(

E3−E4kT

))+ ne

8,6295·10−6√

T

Ω(4,1)+Ω(4,2)g4

1 + 1

(A31+A32)ne

8,6295·10−6√

T

Ω(4,3)

g3· exp

(−E4−E3

kT

) (1 +

Ω(3,1)Ω(4,1)

· exp(−E3−E4

kT

))+

Ω(3,1)+Ω(3,2)g3

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Et en retenant les termes les plus grands, on a

f =1

1 + 8,6295·10−6

(A31+A32)

Ω(4,3)g3

Ω(3,1)Ω(4,1) + Ω(3,1)+Ω(3,2)

g3

ne√T

car le terme en exp(E3−E4kT

)tend vers zero, la difference d’energie etant negative. On ecartera

egalement les termes dependant de la temperature au numerateur, leurs contributions etantpetite devant 1.

3.3 Calcul de la temperature et de la densite electronique desregions HII

On definit le rapport RO de la somme des intensite des raies nebulaires par l’intensite dela raie aurorale

RO =I31 + I32

I43=n3

n4·A31ν31 +A32ν32

A43ν43=

Ω (3, 1)

Ω (4, 1)·(A41 +A42) +A43

A43· νν43·f ·exp

(−E3 − E4

kT

)ou

ν =A31ν31 +A32ν32

A31 +A32

Ainsi, en entrant les valeurs des coefficients pour l’oxygene deux fois ionise OIII, on obtient

RO,OIII =Iλ4959 + Iλ5007

Iλ4363=

8, 198 · exp(

3,3·104

T

)1 + 3, 926 · 10−4 ne

T 1/2

Un calcul similaire donne pour l’azote une fois ionise NII

RO,NII =Iλ6548 + Iλ6583

Iλ5755=

7, 46 · exp(

2,5·104

T

)1 + 2, 797 · 10−3 ne

T 1/2

La mesure de l’intensite des differentes raies sur le spectre va pouvoir nous renseigner sur latemperature et la densite electronique du milieu.

Dans l’hypothese ou les rayonnements spectraux de l’oxygene et de l’azote proviennent dumeme endroit, on peut considerer la densite electronique ne et la temperature electroniqueTe comme identiques pour les deux elements. On se retrouve donc avec un systeme de deuxequation a deux inconnue.

L’etude du systeme ainsi forme nous montre qu’il suffit d’annuler une equation du typepolynomiale en exponentielle :

h (T ) = 1 +1, 218

RO,NIIexp

(2, 5 · 10−4

T

)− 9, 5366

RO,OIIIexp

(3, 3 · 104

T

)(3.1)

pour remonter a la temperature electronique.

ne =

√T

3, 926 · 10−4

[8, 198

RO,OIII· exp

(3, 3 · 104

T

)− 1

](3.2)

ne =

√T

2, 797 · 10−3

[7, 46

RO,NII· exp

(2, 5 · 104

T

)− 1

](3.3)

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3.4 Remarques diverses

L’hypothese majeur dissimulee derriere le calcul precedent est que l’on considere l’emissionsur les transitions interdites proviennent toutes du meme endroit. Or, rien ne nous garantitque la zone d’emission des raies de l’azote est la meme que celle de l’oxygene, et donc latemperature peut etre differente, ainsi que la densite d’electron libre.

Dans la premiere partie, et de facon general, les densite sont donnees en particules parunite de volume.

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Chapitre 4

Aspects techniques

4.1 Les erreurs d’imagerie

Il existe deux types principaux d’erreurs dans le domaine de l’imagerie numerique de typeCCD : les erreurs additives et multiplicatives.

Les erreurs additives sont corrigees en effectuant une soustraction d’images OFFSET. Cesimages OFFSET sont des images prises pendant un temps de pose de zero seconde et ce, a lameme periode que la prise de vue mais sans objet a observer.

Le DARK, quant a lui, est comme un OFFSET mais pendant un temps de pose non nul.Ainsi, en soustrayant un OFFSET a l’image, on peut s’affranchir des erreurs causees par

les differences de temperature entre les prises de vues qui peuvent affecter directement lecapteur CCD.

Les erreurs multiplicatives sont elles, corrigees grace a la division de l’image par un FLAT.Ces images FLAT sont des images de calibrations permettant de s’affranchir des differencesd’illuminations (pixels tres lumineux sur l’image), de vignetages (anomalies dues a l’instru-ment utilise et representant des motifs sur les images obtenues) et d’halos (cercles de lumiere)presentes sur les images. On realise la prise d’un FLAT en prenant une image d’un plan treslumineux. 1

Enfin, on peut citer un autre type d’erreur d’imagerie : les rayons cosmiques. On peutles apercevoir sur les images comme des pixels tres lumineux et entachant toute l’imagede maniere aleatoire. Ces rayons cosmiques sont dus a la composition du capteur CCD quicontient du silicium radioactif. Durant les prises de vues, le capteur CCD s’auto-contaminedonc provoquant l’apparition de surcharge de certains pixels du capteur. On pourra regler ou,du moins, limiter ce probleme en combinant plusieurs poses de la meme image.

4.2 Traitement des images

Dans un premier temps, il est necessaire d’effectuer un tri assez minutieux des fichiersbruts que nous avons obtenu a l’OHP qui sont au format .FITS (Flexible Image TransportSystem). Il s’agit d’un format couramment utilise en astronomie.

1. Le plus souvent lors de nos observations, les FLAT etaient realises sur le dome de l’instrument.

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On veuillera a bien renommer les fichiers avec un nom detaillant l’objet dont il s’agit. Lesfichiers journaux annotes par les etudiant et le technicien de nuit sont donc tres importantpour ce veritable ”depouillage” de donnees.

Le traitement des images sera effectue a l’aide du logiciel de la NOAO (National OpticalAstronomy Observatory) de traitement et d’analyse de donnees astronomiques IRAF (ImageReduction and Analysis Facility). A l’aide de ce logiciel, on peut deja avoir des informationstres rapidement sur le type d’image que l’on traite a l’aide de la commande imheader.

Figure 4.1 – Utilisation de la commande imheader pour connaıtre les informations sur lesfichiers utilises.

Une fois le reperage effectue et les fichiers tries, il ne reste plus qu’a effectuer les operationsbasiques de traitement de l’image que nous detaillerons dans les parties suivantes.

Pour regrouper les fichiers entre eux et permettre un traitement plus intuitif, nous regrou-perons nos fichiers dans des listes generees a partir de la commande suivante :

cl > files offset* > list_offset

qui va nous permettre de creer un fichier texte listant tous les fichiers d’offset dans un seulfichier avec les fichiers originaux de base, aussi nombreux soient-ils.

Mathematiquement, l’operation du traitement de l’image se traduit par la formule sui-vante :

imagefinale =imagebrute − dark − offset

flat−dark−offset<flat−dark−offset>

(4.1)

Apres avoir ecrit une liste des fichiers OFFSET, des fichiers DARK, des fichiers FLAT etdes fichiers objets, on demande a l’ordinateur de combiner les images multiples des OFFSETet DARK grace a la commande imcombine :

cl> imcombine @list_offset offset combine=median

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cl> imcombine @list_dark dark combine=median

Figure 4.2 – Utilisation de la commande imcombine pour combiner des fichiers.

On cree ainsi un fichier offset.fits qui sera notre fichier OFFSET final. On combine cesimages en faisant une moyenne des valeurs de chaque pixel pour les images OFFSET.

Il faut ensuite soustraire ce OFFSET aux images FLAT et aux images de l’objet poureliminer la composante bruitee generee par l’instrument a l’image :

cl> imarith @list_flat - offset @list_flat

cl> imarith @list_m42 - offset @list_m42

Nous obtenons une liste d’images FLAT et de notre nebuleuse M42 soustraits de toutbruit du au OFFSET. Puis on peut maintenant combiner les fichiers FLAT entre eux (commepour le OFFSET, en utilisant une moyenne) :

cl> imcombine @list_flat flat combine=median scale=mode

Puis, il faut ensuite normaliser les FLAT pour eviter que de trop grandes valeurs de pixelssoient obtenus. La division risquerait donc de modifier considerablement l’image a traiter.La normalisation s’effectue en divisant le FLAT par une constante (le MODE) sur chaquecolonne de pixels afin que les valeurs moyennes des pixels soient proches de 1.

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Pour realiser cette etape, nous pourrons utiliser le visionneur d’image ds9 qui va nouspermettre d’avoir acces aux informations sur l’image de nos FLAT.

Nous allons rechercher la valeur moyenne des valeurs des pixels de l’image afin d’en ex-traire la valeur par laquelle nous devrons diviser chacun de nos FLAT afin de les normalisera une valeur proche de 1.

Maintenant que nous avons des images FLAT et de M42 nettoyees de tout bruit du a deserreurs additives, nous devons diviser les images de la nebuleuse par celle du FLAT combineafin de s’affranchir des erreurs multiplicatives (permettant une homogeneisation des valeursdes pixels sur les images de M42) :

cl> imarith @list_m42 / flat @list_m42

La derniere etape cruciale est celle de la combinaison des images de M42 que l’on realisea l’aide de la commande suivante :

cl> imcombine @list_m42 m42

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Le fichier m42.fits obtenu, dans chacun des domaines de longueur d’onde desire, est notreimage finale. Le traitement des donnees a ete correctement effectue et permet desormais depasser a l’extraction de donnees provenant de cette image objet.

Ce chapitre a donc resume les aspects capitaux du traitement de l’image pour les don-nees avec lesquelles nous travaillons. Apres avoir suivi ce mode operatoire pour les travauxphotometrique et spectroscopique, nous procederons a l’extraction des donnees importantes,detailles dans les parties suivantes.

4.3 Extraction des donnees

Apres reduction classique pour l’imagerie de nos spectres, nous obtenons le spectre de lafigure 4.3 sous ds9 :

Figure 4.3 – Image du spectre traite de la region de M42 pour λC = 4983nm.

L’utilisation de la commande apall sur Iraf nous permettra de proceder a l’extraction duspectre combine a la commande apextract. Au prealable, il faudra veiller a selectionner laplage en ordonnees qui nous interesse, pour l’extraction du spectre (afin d’eviter la prise encompte des rayons cosmiques qui vont fausser nos analyses) et bien definir son axe de disper-sion horizontalement en changeant son parametre dispaxis=1 dans Iraf avec la commandeepar apextract permettant d’acceder aux parametres de la commande).

cl> apall mask

Puis nous demandons de definir manuellement l’ouverture afin de cibler sur le spectrede l’image du masque, le pic correspondant a la traınee lumineuse laissee par la region dansla fente (4.4).

Pour connaıtre les coordonnees, meme approximatives, de l’epaisseur de la traınee surl’image, on utilisera toujours le logiciel ds9. Ainsi on obtient l’intervalle de valeur sur l’axevertical qui nous permet de localiser le pic que l’on cherche.

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Figure 4.4 – Definition de l’ouverture dans IRAF.

Nous devons ensuite definir le background comme le montre 4.5, c’est a dire la valeurdefinie comme la plus basse pour l’extraction du spectre : le seuil. Mal definir ce seuil, c’ests’exposer a prendre en compte plus de donnees (notamment provenant du ciel) et donc afausser notre etude.

Figure 4.5 – Definition du seuil de l’ouverture dans IRAF.

La ligne en pointillee designe le seuil (= background) a definir. Il suffit de selectionnerdes portions a droite et a gauche de la courbe qui sont relativement planes pour que le seuilsoit place au meme niveau. L’extraction sera ainsi effectue avec une plus grande rigueur etantdonne que les donnees ne correspondant pas a l’objet ne seront pas pris en compte.

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Puis nous definissons ensuite la forme de l’ouverture comme l’illustre 4.6. Cette etape esttres importante car il est possible (et meme fort probable) que le spectre ne soit pas parfaite-ment horizontal et peut-etre plus ou moins legerement courbe. Lors de l’extraction, cela peutposer probleme si on ne prend pas en compte la forme de l’ouverture et conduirait egalementa une perte de donnees au final.

Figure 4.6 – Definition du fit de l’ouverture dans IRAF.

On realise pour cela une approximation de cette courbe a l’aide des polynomes de Le-gendre. Il sera tres souvent necessaire de redefinir l’ordre de ces polynomes pour conformera l’ouverture. Avec sur l’axe des abscisses, la dimension spectrale (axe X des spectres) etsur l’axe des ordonnees, la dimension spatiale. La conformation devient acceptable lorsque lacourbe en pointillee rend bien compte de la tendance de l’alignement des points.

Nous avons donc, dans cette partie, extrait notre spectre comme nous le voulions a l’ori-gine, 4.7.

La prochaine etape est de calibrer notre spectre afin de pouvoir le lire comme nous levoulons. Rappelons que pour l’instant, on lis sur le graphe un spectre definissant le nombred’electrons par pixel et non le flux en fonction de la longueur d’onde comme on le souhaiterait.

4.4 Calibration en longueur d’onde

Le spectre etant extrait, il nous reste a definir l’echelle horizontale pour qu’elle correspondea une echelle de longueur d’onde. On utilisera donc cette fois-ci les fichiers de lampes Thorium-Argon qui sont des images de calibration spectrale de lampe avec les memes reglages utilisesque pour celui des images des spectres. Cette fois-ci, on vise une lampe a travers ces fentes.

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Figure 4.7 – Extraction du spectre de la region de M42 pour λC = 4983nm

Le spectre de ce type de lampe est parfaitement connu et permet la calibration parfaiteen longueur d’onde de nos spectres.

En effet, nous allons identifier chaque raie d’emission de la lampe a des longueurs d’ondesconnues d’emission de ces lampes grace a un catalogue de longueur d’onde pour la lampeThorium-Argon, fournie par les techniciens de l’OHP 2.

On realise cette operation en tapant la commande suivante dans Iraf :

cl> identify thar section=’line 64 70’ coordlist=’sbo_ThAr.dat’

avec thar : le fichier lampe utilise pour identifier les raies spectrales. section permet dedefinir l’intervalle spatiale verticale sur laquelle on identifiera les raies sbo ThAr.dat qui conti-nent une liste de raies de longueurs d’onde connues pour les lampes d’helium et d’argon.

Ainsi, on obtient le type de graphique suivant sur lesquels nous devons identifier les raiesconnues comme en temoigne 4.8.

Une fois que quelques raies sont identifiees, on peut facilement demander une identificationautomatique du reste des raies en appuyant sur la touche l. Neanmoins, il est tres fortementconseille de proceder a une verification que l’identification a ete correctement effectuee (enexaminant par exemple que la premiere raie dans le bleu et la derniere dans le rouge sont bienidentifiees).

2. Voir Annexes

22

Figure 4.8 – Calibration du spectre de la lampe Thorium-Argon d’apres la base de donnees.

On enregistre ensuite les donnees puis on associe la solution de longueur d’onde a l’image.On effectuera donc sous Iraf :

cl> hedit M42.ms REFSPEC1 "lamp" add+

et enfin pour l’appliquer au fichier mask.ms qui contient notre spectre extrait :

cl> dispcor M42.ms calibrated_M42

On obtient le fichier calibrated M42.fits qui est notre spectre calibre en longueur d’onde.Il nous reste une derniere etape a effectuer avant l’interpretation de nos resultats : la

calibration en flux, qui nous permettra d’effectuer nos mesures d’intensites de raies, crucialesdans notre etude des regions HII.

4.5 Calibration en flux

La calibration en flux va permettre d’etalonner nos spectres deja calibres en longueurd’onde.

Pour nos observations, nous nous sommes concentres sur l’etoile standard Theta OrionisC qui fait parti du trapeze d’Orion.

Nous n’avons pas pu obtenir ce spectre d’etoile standard d’apres les donnees dont nousdisposions. Nous avons donc fait appel a l’aide de Cyril Escolano (GRAAL, Montpellier) quinous a fourni le spectre calcule theorique de cette etoile standard.

Avant traitement des spectres calibres en longueur d’onde, nous avons du convertir lespectre de l’etoile standard du format .txt au format classique .fits a l’aide de la commandesuivante :

cl> rspectext FluxThetaOrC.txt thetaor.fits

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Nous devrons au prealable configurer notre package wspectext a l’aide de la commande :cl> epar wspectext

Nous obtenons alors le spectre suivant :

Figure 4.9 – Spectre theorique de calibration de l’etoile standard ThetaOriC.

Nous utiliserons egalement le spectre de l’etoile ThetaOriC que nous avons obtenu lorsde nos mesures. Il faudra donc veiller a traiter l’image en soustrayant le dark et l’offset et ennormalisant par le flat.

Puis nous procederons a une extraction classique de spectre comme vu precedemment.Nous appliquerons ensuite notre solution de calibration de longueur d’onde au spectre

pour obtenir notre spectre d’etoile calibre en longueur d’onde.Nous obtenons alors un spectre semblable a 4.10.

Pour notre calibration en flux, nous allons devoir multiplier les spectres originaux du nuagewl_spectrum, deja calibres en longueur d’onde, par leur efficacite grace a la formule suivante :

fluxspectrum =wl spectrum

tempsdeposespectrum×[fluxthorique

spectrumtoile× tempsdeposetoile

](4.2)

avec l’efficacite etant definie comme le terme multiplicatif de droite de l’equation 4.2a l’aide du spectre theorique de l’etoile ThetaOriC, fluxthorique et du spectre de l’etoileeffectivement observe, spectrumetoile.

Nos spectres du nuage de la nebuleuse, apres avoir ete calibre en longueur d’onde, sontmultiplies par leur efficacite respective et divises par leur temps de pose respectif egalement.

Les spectres finalement obtenus sont donc bien calibres en longueur d’ond et en flux,permettant d’effectuer nos analyses physique et de mesures d’intensite de raies.

24

Figure 4.10 – Spectre calibre observe de l’etoile standard ThetaOriC pendant un temps depause de 300 secondes pour λC = 6170 A

25

Chapitre 5

Etude spectroscopique

5.1 Region observee

La nebuleuse d’Orion, M42, est un objet du ciel facilement observable a l’oeil nu, situedans la ”jupe” de la constellation du guerrier mythique Orion. Elle se repere comme une tachediffuse a l’oeil nu.

Inutile de preciser qu’il s’agit donc d’une nebuleuse tres etendue. En effet, sa dimensionapparente est 85x60 arc min. Le telescope 152cm, muni du spectrographe AURELIE, n’a unchamp que de quelques minutes seulement. Il a donc fallu faire un choix pour la region a viserpour l’etude spectroscopique.

Ainsi, comme en temoigne la figure 5.1, nous avons pointe un nuage de gaz proche desetoiles du trapeze. Nous aurons ainsi acces a un gaz fortement ionise par ces etoiles jeunes 1

sans etre gene par leur proximite (ce qui fausserait completement notre spectre).

Notons egalement que les coordonnees exactes de pointage sont les suivantes :

RA : 5 35 17

DE : -5 23 28

1. La nebuleuse d’Orion est consideree comme une veritable ”pouponniere d’etoiles”.

26

Figure 5.1 – Le pointage exact dans la nebuleuse d’Orion M42, utilise pour notre etudespectroscopique.

5.2 Journal d’observation

5.2.1 Nuit du Mercredi 1er decembre 2010

Les premieres observations sont effectuees avec le reseau 3 a longueur d’onde centraleλC = 4363 A pour l’observation des raies de [OIII].

Nous avons un spectre 84230 pour M42 avec une duree de pose de 1200 secondes et deuxspectres de ΘOrionisC d’une duree de pose de 10 secondes et 120 secondes pour 84233 et84234 respectivement.

Une deuxieme serie est effectuee a la longueur d’onde centrale λC = 4983 A avec la serieOFThAr pour la calibration classique et un spectre de M42 84249 d’une duree de pose de1200 secondes avec un spectre de ΘOrionisC de 120 secondes et 300 secondes pour 84247 et84248 respectivement.

5.2.2 Nuit du Jeudi 2 decembre 2010

Les premieres observations sont effectuees avec le reseau 4 a longueur d’onde centraleλC = 6170 A pour l’observation des raies de [NII].

27

Apres la serie de calibration classique OFThAr, acquisition du spectre de M42 pendantun temps de pose de 1200 secondes pour le fichier 84328 et deux spectres de l’etoile standardΘOrionisC de 120 secondes et 300 secondes pour les fichiers 84326 et 84327 respectivement.

5.3 Donnees

Avant chaque mesures faites avec le telescope, les etapes sont systematiquement identiques.Un premier FF qui entre en compte dans le processus d’etalonnage de l’instrument. Puis

suivent 7 spectres de Thorium-Argon qui correspondent aux 7 deplacements du miroir autourde la position de focus optimal.

Ces operations sont effectuees avant l’operation de mise au point (ou ”focus”) et ne sontdonc pas directement utilisable pour notre traitement de donnees.

Les fichiers qui nous serviront pour le traitement de donnees suivent ensuite avec l’acqui-sition de 5 OFFSET et 5 FF utilises pour le traitement prealable de nos spectres et 2 spectresde ThAr pour la calibration en longueur d’onde de nos spectres.

Pour la calibration en flux de nos futurs spectres, nous aurons egalement besoin d’unspectre d’etoile standard. Cette etoile doit se trouver, si possible, dans la region du ciel laplus proche de l’objet observe (typiquement dans la meme constellation) afin que les condi-tions de masse d’air traverse par la lumiere soient equivalentes pour l’objet observe.

Nous avons acquis les spectres de εOrionis dans un premier temps. Cependant nousn’avons pas trouve de spectre theorique dans les bases de donnees. L’etoile standard ΘOrionisCest plus adequate pour notre etude. Grace a l’aide de Cyril Escolano, nous allons avoir accesau spectre theorique de cette etoile. Ainsi, nous aurons besoin d’obtenir le spectre de l’etoileΘOrionisC avant d’observer notre objet M42.

Le tableau 5.2 resume les donnees que nous avons utilise pour notre etude.

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Location Commentaires Fichiers Details

29/11/2010 Temps couvertT152 Flat field /Th-Ar 2x5s/4s

30/11/2010 Temps couvertT152 Reseau 4 + OG515 a 617 nm 5 Offsets/ Flat field/ Th-Ar /5x10s /2x4s

Zeta-Cas 4s et 2x60sM76 2400s

Reseau 3 sans filtre a 436,3 nm 5 offsets/flat field/Th-Ar 5x10s/2x4sZeta-Cas 2x120s

M42 1200sEpsilon Orionis 5s et 15sTheta Orionis C 10s et 120s

a 498,3 nm 5 offsets/ flat field /Th-Ar /5x10s/2x4sTheta Orionis C 120s et 300s

M42 1200sdark 120s 300s 1200s

02/12/10 Temps clairT152

Reseau 4 + OG515 a 617 nm 5 offsets/flat field/Th-Ar 5x10s/2x4sTheta Orionis C 120s et 300s

M42 1200sT120 Filtre R M42 20x3s

Filtre V M42 8x3sFiltre B M42 8x3sFiltre H M42 45s et 8x3s

Filtre OIII M42 45s et 8x3sFiltre IR M42 45s et 8x3s

Figure 5.2 – Tableau recapitulatif des donnees utilisees pendant notre etude.

29

5.4 Interpretations

Dans cette partie, nous observons et reperons les raies des divers elements ionises quenous avons pu recueillir lors de nos observations. Le traitement des donnees a ete effectueconformement au protocole experimental de traitement des images, d’extraction de spectreset de calibrations en longueur d’onde et en flux.

Cependant, lors de l’etape de la calibration en flux, un decalage du spectre dans les valeursnegatives est apparu. Pour palier ce probleme, il suffit de bien prendre garde de mesurer lavaleur moyenne du backgroundafin de l’ajouter aux valeurs de flux effectivement mesurees.Nous prendrons donc garde a mesure, pour chaque serie, la valeur moyenne du bruit de fonden flux, a l’aide des commandes arithmetiques incluses dans le package splot.

Nous detaillerons l’analyse pour chacune des trois regions de gamme de longueur d’ondeconsiderees.

5.4.1 Premiere serie a λC = 4363 A

Apres traitement des images et extraction du spectre, nous obtenons le spectre calibre enlongueur d’onde suivant (apres avoir resserre la fenetre d’etude), 5.3 et sa version detaillee en5.4. La valeur mesure de flux de bruit de fond est de −2.821× 10−9 erg.cm−2.s−1.A−1.

Figure 5.3 – Spectre de la region de M42 pour λC = 4363 A avec un temps de pose de 1200secondes.

Dans un premier temps, avec un zoom standard du spectre, nous pouvons identifierquelques raies remarquables. Cependant, ce spectre est tres bruite et ampute une grandeprecision dans nos mesures.

30

Une premiere raie a 4300.441 A qui est due a la presence d’un rayon cosmique. Elle semanifeste par un Dirac tres pique. On retrouve bien ce rayon cosmique sur l’image du spectrecomme une raie tres intense qui sature le CCD.

Une seconde raie a 4339.768 A qui correspond a la raie Hγ qui est une raie de la serie deBalmer, correspondant au troisieme niveau excite de l’hydrogene.

Puis nous cherchons, en affinant le spectre 2, a chercher le pic correspondant a la pre-miere raie de [OIII] situee aux alentours de 4363 A. La figure 5.4, montre que nous avonseffectivement repere cette tres faible raie, difficilement exploitable. Nous trouvons cette raiea exactement 4363.357 A pour un flux 3 de 1.414× 10−9 erg.cm−2.s−1.A−1.

Figure 5.4 – Spectre detaillee de la region de M42 pour λC = 4363 A avec un temps de posede 1200 secondes.

2. A l’aide de la touche s (pour smooth) pour adoucir nos fluctuations.

3. En realite, un flux brut mesure de −1.407×10−9 erg.cm−2.s−1.A−1 avec une constante de bruit de fonda −2.821 × 10−9.

31

5.4.2 Deuxieme serie a λC = 4983 A

Nous obtenons le spectre calibre en longueur d’onde avec 5.5 et sa version detaillee en ??.La valeur mesure de flux de bruit de fond est de −6.090× 10−10 erg.cm−2.s−1.A−1.

Figure 5.5 – Deuxieme spectre de la region de M42 pour λC = 4983 A pour un temps depose de 1200 secondes.

Nous observons une premiere raies a 4953.626 A qui correspond a notre deuxieme raieinterdite de [OIII], de l’oxygene ionise deux fois ayant comme valeur de flux 1.470 × 10−8

erg.cm−2.s−1.A−1.La deuxieme raie se situe a 4992.104 A et est due a la presence d’un cosmique, toujours

confirme par le spectre.En revanche, la troisieme raie spectrale a 5013.215 A est de nouveau une [OIII] avec

1.238× 10−8 erg.cm−2.s−1.A−1 en flux.Une quatrieme raie a 5042.673 A est egalement remarquable dont nous n’avons pas trouve

l’origine.

Des lors, grace a la serie 1 et 2, nous avons obtenu notre trois raies interdites de [OIII]ainsi que leur valeur de flux associees.

32

5.4.3 Troisieme serie a λC = 6170 A

De la meme maniere, nous obtenons le spectre calibre en longueur d’onde avec 5.6.Lavaleur mesure de flux de bruit de fond est de −3.676× 10−11 erg.cm−2.s−1.A−1.

Figure 5.6 – Deuxieme spectre calibre en λ de la region de M42 pour λC = 6170 A.

La premiere raie, de faible amplitude, est observable a 5753.678 A et correspond a la pre-miere raie interdite de l’azote [NII] ayant une valeur de flux de 1.09×10−10 erg.cm−2.s−1.A−1.

Puis, on remarque l’apparition d’une seconde raie a 5874.988 A correspondant a la raiede l’helium HeI et d’intensite de flux de 1.219× 10−9 erg.cm−2.s−1.A−1.

La troisieme grande raie observable a 6380 A environ, correspond a un rayon cosmique etne sera donc pas pris en compte.

En revanche, la quatrieme raie situee a 6547.989 A correspondant a la seconde raie del’azote [NII] avec un flux de 1.704× 10−9 erg.cm−2.s−1.A−1.

La troisieme raie situee 6562.839 A correspond a la raie de l’hydrogene ionise une fois, Hαavec un flux tres important mesure de 8.796× 10−9 erg.cm−2.s−1.A−1.

Cette derniere raie, est suivie de pres par la troisieme raie de l’azote [NII] a 6583.778 Aelle aussi, avec un flux important de 4.692× 10−9 erg.cm−2.s−1.A−1.

Finalement, a l’aide de cette troisieme et derniere serie de mesure, qui s’est averee par-ticulierement riche, nous obtenons bien comme nous le voulions, nos trois intensites de fluxcorrespondant aux trois raies majoritaires d’azote excite [NII].

33

5.5 Recapitulatif des mesures

La figure 5.7 resume les resultats que nous avons obtenus lors de nos analyses.

λ (A) [OIII] (erg.cm−2.s−1.A−1) λ (A) [NII] (erg.cm−2.s−1.A−1)

4363.357 −2.821× 10−9 5753.678 1.09× 10−10

4953.626 1.470× 10−8 6547.989 1.704× 10−9

5013.215 1.238× 10−8 6583.778 4.692× 10−9

Figure 5.7 – Tableau recapitulatif des raies obtenues lors de nos etudes.

5.6 Exploitation des resultats

La mesure spectroscopique de la raie [OIII] a 4363 A ne permet pas la determination dela temperature. Le rapport signal sur bruit etant trop faible. On se concentrera donc sur lesraies [NII]. La temperature associee est

Te = 13930 ·K

Cette temperature correspond a l’energie cinetique des electrons dans le plasma que constituela region HII de M42. Cette mesure reste un peu eleve compare aux valeurs dans la litterature,qui vont de 5000 a 11000 Kelvin.

La densite electronique est ensuite donnee par

ne = 41476 · cm−3

Cette valeur reste tres elevee, due en grande partie a la temperature elevee obtenue prece-demment.

5.7 Derives instrumentales

La position des raie sur le capteur CCD est susceptible d’etre modifie au cours d’unemesure. La deviation thermique du telescope de 152 cm est connue et a une valeur de 0,1pixels par heure dans une configuration fixe. La temperature, l’indice de l’air et la pressioninfluencent cette deviation des raies. Dans toute la suite, on utilisera les notations suivantes :

1. ϑ angle fixe de callage du reseau

2. N nombre de traits par millimetre du reseau

3. λ la longueur d’onde de la raie selectionnee

4. l longueur du reseau

5. α le coefficient de dilatation thermique du verre

6. ∆T la variation de temperature (en C)

7. n indice de l’air

8. ρ masse volumique de l’air

9. P la pression

34

5.7.1 Influence de la temperature sur la position des raies par dilatationdu reseau

(on suppose que le reseau fonctionne en mode “Littrow”)On a la relation fondamentale des reseaux :

2n sinϑ = Nλ

si ϑ et n sont constant, une dilatation du verre produit une variation du nombre de traits parmillimetre

∆N

N= −∆l

l= −α∆T = −∆λ

λ

d’ou∆λ = αλ∆T

Quand la temperature augmente, les raies se deplace vers les petites valeurs des pixels.

5.7.2 Influence sur la position des raies par variation de l’indice de l’air

Si le reseau est maintenant suppose sans dilatation, soitN constant, on a toujours 2n sinϑ =Nλ, soit , en supposant ϑ et N constant, il vient :

∆n

n=

∆λ

λ

Dans une tres bonne approximation, en supposant la pression constante et en utilisant la loides gaz parfaits,

n− 1

ρ= cst

soit∆ (n− 1)

n− 1=

∆ρ

ρ= −∆T

T

On en deduit

∆λ = −λ[n− 1

n

]∆T

T

soit

∆λ = −λ (n− 1)∆T

293

puisque n ≈ 1 et T ≈ 293K.

Lorsque l’indice de l’air augmente, les raies se deplacent vers les grandes valeurs de pixels.

5.7.3 Influence de la pression atmospherique

T , N et ϑ sont supposes constant. Ainsi, de 2n sinϑ = Nλ, il vient :

∆n

n=

∆λ

λ

35

A partir n−1ρ = cst, avec une temperature constante et en utilisant la loi des gaz parfaits,

on trouve

∆ (n− 1)

n− 1=

∆ρ

ρ=

∆P

P

On en deduit que

∆λ = λ

[n− 1

n

]∆P

P

soit

∆λ = λ (n− 1)∆P

P

car n ≈ 1.Lorsque la pression baisse, les raies se deplacent vers les grandes valeurs de pixels

5.7.4 Expression generale

∆λ

λ'(α− 1, 0.10−6

)∆T + 0, 3.10−3 ∆P

P

ou on a pris n− 1 ' 0, 3.10−3.

Les valeurs de α pour les differents verres des reseaux de l’OHP sont resumees sur la figure5.8.

Reseau Verre α

5,6,7 BSC2 7.10−6

1,2,3,4 ZKN7 4, 5.10−7

Pyrex 3, 2.10−6

Figure 5.8 – Valeurs de α pour les differents verres des reseaux de l’OHP.

36

Chapitre 6

Conclusion

La mesure spectroscopique realisee sur M42 ne fut pas tres concluante sur l’etude de latemperature et la densite electronique. En effet, la qualite de la mesure sur la raie [OIII] a4363 · A ne nous a pas permis de resoudre le systeme d’equation, et il a ete necessaire de faire

une hypothese qui s’est averee totalement erronee par la suite : considerer le terme ne/T1/2e

petit.

Cette l’hypothese suppose que l’energie cinetique des electrons est en moyenne plus eleveeque le terme de potentiel regnant dans le gaz. Cette derniere hypothese est discutable, carnous somme en train d’etudier un plasma, gaz de particules chargees, et les effets d’interactionentre les particules chargee est nettement dependant de la densite electronique. Si cette der-niere est faible devant la densite des particules neutres, alors cette approximation est verifiee.

Ce stage fut une experience tres interessante, et l’occasion de travailler dans des conditionsidentiques a celle de l’astronome professionnel. Nous regrettons que ce stage ne puisse subsisterpour les annees a venir.

6.1 Remerciements

Nous tenons a remercier l’equipe pedagogique pour nous avoir permis de decouvrir l’astro-physique experimentale au travers de cet intense sejour a l’Observatoire de Haute-Provence.Ce travail n’aurait pu aboutir sans l’aide precieuse de Monsieur Cyril Escolano (GRAAL), quinous a fourni le spectre de l’etoile standard utilise pour notre etude, utilise pour la calibrationen flux de nos spectres, ni sans l’aide de l’equipe technique de l’OHP a savoir, Rene et Didier !Enfin, nous remercions egalement les camarades du Master 2 Cosmos, Champs et Particulespour leurs conseils d’ordre scientifique et la bonne humeur qui regnait lors de nos dıners trestot dans la matinee.

37

Chapitre 7

Annexes

7.1 Etude photometrique

7.1.1 Fichiers de traitement

Pour la calibration et le traitement de nos images, nous allons avoir besoin d’une serie defichiers de calibration cruciaux pour nos futures analyses.

Une serie de 6 fichiers Flat-Field pour les trois composantes R (rouge),V (vert) et B (bleu).Une serie de fichiers Flat-Field egalement pour les observations en Hα et [OIII] (en attentede reception).

Une serie de 8 OFFSET.

Nous n’aurons pas besoin de fichiers Dark pour notre etude photometrique. En effet, lesOFFSET feront office de Dark car il faudrait faire des temps de pose d’une dizaine de minutesenviron pour qu’il y ait une difference notable entre ces deux etalonnages.

7.1.2 Fichiers objets de M42

Les images 1 de la grande nebuleuse d’Orion, M42, seront acquises avec les filtres R,V,B,Hα et [OIII]. Nous utiliserons les series de 8 images pour ces filtres, avec un temps de posede 3 secondes pour chacune d’elle.

Enfin, avant de quitter l’Observatoire, nous avons voulu egalement prendre 2 images enInfra-Rouge (IR) de 3 secondes et de 30 secondes. 8 Bleu de 3 s.

7.1.3 Premiers resultats

Apres avoir effectue le mode operatoire, pas a pas, decrit dans le chapitre 2, nous avonsobtenus nos premieres images traitees.

Apres quelques manipulations sous ds9 en utilisant les commandes de scale parametersnous permettant de selectionner une plage de valeurs de pixels permettant d’ajuster notre

1. Voire la liste detaillee et nombreuse, des fichiers utilises pour cette etude.

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background de la maniere desiree (i.e. renormalisation d’echelle : voir figure 7.1), nous obte-nons les images de la nebuleuse dans les filtres visibles R,V et B comme le montre la figure 7.2.

Figure 7.1 – Selection de la plage de valeur de pixels desiree en effectuant un cut-off pour leniveau de background desire.

Figure 7.2 – Image de la nebuleuse d’Orion M42 dans le rouge apres traitement de l’imagebrute.

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Figure 7.3 – Image de la nebuleuse d’Orion M42 dans le vert apres traitement de l’imagebrute.

Figure 7.4 – Image de la nebuleuse d’Orion M42 dans le bleu apres traitement de l’imagebrute.

Puis nous avons effectue une combinaison de nos trois images Rouge, Vert et Bleu pourles combiner dans une seule image RVB a l’aide de la commande suivante dans le terminal :

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ds9 -rgb - red M42r_C.fits -green M42v_C.fits -blue M42b_C.fits

Il est important de noter que la combinaison des images R,V et B est effectuee au jugeet n’est donc pas representatif d’une image en vraie couleur. Si nous avions eu plus de tempspour ce travail, il aurait ete interessant de se servir des etoiles de la nebuleuse afin d’avoir unpanorama des contributions R,V,B de chaque etoile afin de calculer une tendance de reparti-tion a appliquer a chacune de ces longueur d’ondes.

Nous obtenons, dans notre cas, en fausses couleurs, l’image de la nebuleuse de M42 dansle visible avec la figure 7.5.

Figure 7.5 – Image de la nebuleuse d’Orion M42 dans le visible apres combinaison RVB.

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Les images de la nebuleuse dans les autres domaines de longueur d’onde Hα en figure 7.7et [OIII] en figure 7.8 presentent une distribution de pixels differente par rapport a cellesobservees dans le visible comme le montre la comparaison entre les distributions de la figure7.1 et 7.6.

Figure 7.6 – Distribution de pixels dans le cas de l’image de la nebuleuse avec le filtre Hα.

Figure 7.7 – Image de la nebuleuse d’Orion M42 avec le filtre Hα apres traitement de l’imagebrute.

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Figure 7.8 – Image de la nebuleuse d’Orion M42 avec le filtre [OIII] apres traitement del’image brute.

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Chapitre 8

References bibliographiques

- Hydrogen spectral lines : http://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_spectral_series

- Temperatures in HII regions and planetary nebulae by Donald E. Osterbrock, 28 June1965

- Etude spectroscopique de la grande nebuleuse d’Orion M42 http://bmauclaire.free.

fr/astronomie/spectro/atlas/nd/m42/index.html

- Observation des galaxies en spectroscopie par Alexandre Faure (LATT 2009).http://alx.faure.free.fr/documents/travaux/rapport_latt_2009.pdf

- List of Messier Objects http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_Messier_objects

- IRAF Tutorial : http://www.twilightlandscapes.com/IRAFtutorial

- The population of planetary nebulae and H ii regions in M81. A study of radial metalli-city gradients and chemical evolution. Letizia Stanghellini et al. 22 June 2010, ESO

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