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François Teyssier www.astronomie-amateur.fr
Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires
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M76 « Little Dumbell »
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Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires
1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M
5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes
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Raies - en émission Milieu chaud et dilué - étroites Vitesse faible
Continuum absent ou très faible
Longueur d’onde Identification des éléments/ions Intensités Détermination des conditions physiques - Température - Densité
1 2
NGC 2392
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H
Série de Balmer
Ha
l 6563
Hd
l 4100
Hb
l 4861 Hg
l 4340
I(Ha) > I (Hb) > I (Hg) …
= Décrément de Balmer
I (Ha)/ I (Hb) ~ 2.87
« Case B » : Nébuleuse opaque aux rayons UV, Transparente pour le rayonnement émis dans le visible (4000 Å < l < 7000 Å)
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H+
n = 1
n = 2
n = 3
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n = ∞
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E [eV]
-13.6 e-
Etat fondamental
bound - lié
En = - 13.6 eV / n2
Recombinaison H
Niveau fondamental
E.I. = 13.6 eV
I.P. = 13.6 eV
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n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
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E [eV]
-13.6
H+
n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
-14
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E [eV]
-13.6 e-
Etat fondamental
E > 13.6 eV l < 912 Å
bound - lié
Ionisation H H+ + e-
free - libre
H+
En = - 13.6 eV / n2
e-
H
v
Cas B Nébuleuse opaque aux UV Interaction Photons UV/matière
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n = 1
n = 2
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n = 4
n = ∞
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E [eV]
-13.6 n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
E [eV]
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-13.6
H+
n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
-14
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0
E [eV]
-13.6 e-
Etat fondamental
E > 13.6 eV l < 912 Å
bound - lié
Ionisation H H+ + e-
free - libre
e-
Recombinaison H+ + e- H
E l
H+ H+
En = - 13.6 eV / n2
e-
H
Formation du continuum
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n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
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E [eV]
-13.6 n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
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E [eV]
-13.6 n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
E [eV]
-14
-13
-12
-11
-10
-9
-8
-7
-6
-5
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-3
-2
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0
-13.6
H+
n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n = ∞
-14
-13
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-10
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-4
-3
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0
E [eV]
-13.6 e-
Etat fondamental
E > 13.6 eV l < 912 Å
bound - lié
Ionisation H H+ + e-
free - libre
e-
Recombinaison H+ + e- H
E l
e-
Cascade
E = 1.9 eV l = 6562.8 Å
H+ H+ H+
En = - 13.6 eV / n2
e-
H
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n = 1
n = 2
n = 3 n = 4
n = ∞
-14
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-8
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-3
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0
E [eV]
-13.6
e-
E = 1.9 eV l = 6563 Å
H+
En = - 13.6 eV / n2
-4
-3
-2
-1
0
H
E = 2.6 eV l = 4860 Å
Energie ionisation = 13.6 eV E = 2.9 eV l = 4340 Å
Ha
Hb
Hg
Durée très courte de présence sur chaque niveau excité (10-8 s) Cascade de transitions produisant chacune un photon
Les photons émis dans le domaine « visible » du spectre sont ceux qui arrivent sur le niveau 2 = Série de Balmer (6563 à 3 Å)
Energie des photons permettant d’ioniser H
l [Å] = 12403 / E.I. [eV]
Température correspondante
T [K] = 28 978 200 / l [Å]] T = 32000 K
l = 912 Å
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He I
He II
He
He+
He II 4686
He I 5876 He I 6678
I.P. = 24.6 eV
I.P. = 54.4 eV
Autres raies formées par Ionisation/Recombinaison
+ Carbone CIII, Azote NIII
Energie des photons permettant d’ioniser He 2 fois
l [Å] = 12403 / E.I. [eV]
Température correspondante
T [K] = 28 978 200 / l [Å]] T = 128 000 K
l = 227 Å
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Les « raies interdites » - Le « Nébulium »
Les autres raies sont formées par un processus différent
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Astrophysical Journal, vol. 8, p.54-54
Les « raies interdites » - Le « Nébulium »
Sir William Huggins: "On the evening of the 29th of August,
1864, I directed the telescope for the first time to a planetary
nebula in Draco (NGC 6543). ... I looked into the spectroscope.
No spectrum such as I expected ! A single bright line only !"
NGC 6543
1864 Premier spectre d’une nébuleuse planétaire
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Les « raies interdites » - Le « Nébulium »
Bowen (1928) Transitions de l’ion O++ Ne pouvant se produire que dans les milieux très dilués Donc impossible à détecter sur Terre « raies interdites » notées [ ] Ex. : [O III] pour le « nébulium »
Début du XIXème Sciècle Tableau de Mendeleïev rempli pas de place pour le Nébulium
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[O III] O2+
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e-
e-
e-
e-
V1
V2
~ 2.48 eV
~ 2.68 eV
E1 = ½ m v12 E2 = ½ m v2
2
E1 – E2= ½ m (v12-v2
2) E1 – E2 = 2.48 eV
0
1
2
3
4
5
6
Collision
Transfert d’énergie
Excitation
Désexcitation
Emission photon
e-
E = 2.48 eV l = 5007 Å [OIII]
Niveaux métastables
Probabilité de transition A21 = 0.02 s-1
0
1
2
3
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5
6
Durée = 50 s
Présence très longue de l’électron sur le niveau métastable Dans les conditions habituelles de densités connues sur Terre, un électron occupant ce niveau est très rapidement arraché de ce niveau par interaction avec les autres constituants Transition impossible « Raie interdite »
« Raies interdites » = raies excitées par collision
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4
5
6
[O III] O2+
« Raies interdites » = raies excitées par collision
l 4363 Å
l 5007 Å
l 4959 Å
A21 = 1.78 s-1
A21 = 0.00674 s-1
A21 = 0.0196 s-1
[OIII] l 5007
[OIII] l 4959
0
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4200 4400 4600
[OIII] l 4363
1. Faible intensité [OIII] 4363 2. Rapport [OIII] 5007 / [OIII] 4659 ≈ 3 Car A21 (5007) ≈ A21 (4659) x 3
A21 = probabilité de transition
NGC 6572
Raie aurorale
Raies nébulaires
T = 0.6 sec
T = 148 sec
T = 51 sec
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6
[O III] O2+ [N II] N+
« Raies interdites » = raies excitées par collision
l 4363 Å
l 5007 Å
l 4959 Å
A21 = 1.78 s-1
A21 = 0.00674 s-1
A21 = 0.0196 s-1
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l 5755 Å A21 = 1 s-1
l 6548 Å A21 = 0.01 s-1
l 6583 Å A21 = 0.03 s-1
[N II] : nébuleuses et zones plus froides
Ratio théorique Ratio observé *
I(5007 / I(4959) 2.88 3.01 +/-0.23
I(6548) / I(6583) 2.95 2.92 +/- 0.32
* Acker & al.
Si la mesure du ratio diffère sensiblement de la plage des ratios observés Problème à résoudre (acquisition-traitement-mesures)
Différence entre ratio théorique et ratio observé pour [OIII]
T = 1 sec
T = 100 sec
T = 33 sec
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5500 6000 6500 7000
[N II] N+
« Raies interdites » = raies excitées par collision
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5
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l 5755 Å A21 = 1 s-1
l 6548 Å A21 = 0.01 s-1
l 6583 Å A21 = 0.03 s-1
[N II] l 5755
NGC 6572
6500 6550 6600
[N II] l 6583
[N II] l 6548
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Ha
Hd
Hg
Hb
[O III] 4959 5007
[O III] 4363
He II 4686
[O I] 6300
[O I] 6363
He II 5412
He I 5876
[N II] 5755
[N II] 5755 [N II]
5755
He I 6678
He I 7065
[S III] 6312
[O II] 7314 7325
[S II] 6716 6731
[Ar V] 7006
[Ar III] 7136
[Ar IV] 4711 4740 N III
4640
Identification des raies
NGC 7027
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Identification des raies
Liste des raies les plus intenses
Raie Ion/él. I.P. [eV] Longueur d’onde des principales raies
H I H 13.6 3835.39 3889.05 3970.07 4101.74 4340.47 4861.33 6562.82
He I He 24.6 4471.48 5875.65 6678.15 7065.3
He II He+ 54.4 4541.59 4685.68 5411.52
[N II] N+ 29.6 5754.57 6548.06 6583.39
N III N2+ 47.4 4640
[O I] O 13.6 5577.4 6300.32 6363.81
[O II] O+ 35.1 7319.92 7325
[O III] O2+ 54.9 4363.21 4958.92 5006.85
[Ne III] Ne2+ 63.4 3868.76 3967.47
[S II] S+ 23.3 6716.5 6730.7
[S III] S2+ 34.9 6012.1
[Ar III] Ar2+ 40.7 7135.8
[Ar IV] Ar3+ 59.6 4711.34 4740.2
[Ar V] Ar4+ 74.8 7005.7
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Identification des raies
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François Teyssier www.astronomie-amateur.fr
Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires
1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M
5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes
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Date : 06-04-2011 Exposure time : 2400 sec (8 x 300 sec) Telescope : SC 25 cm Spectrograph : LISA Slit 23 mcm R = 950 Spectrum processing : ISIS Instrumental response computed with Alp Gem
Zone [O III] Zone Ha
NGC 2392
Acquisition
1. Repérer l’emplacement de la fente (Image Autoguidage) 2. Intégrer le spectre dans une zone homogène et repérer cette zone
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NGC 6572
8 x 30 secondes
8 x 300 secondes
[O III] 4959/5007 saturées
[O III] 4959, 5007 / Hb
Ha / Hb
[O III] 4636 / Hb
Autres raies faibles [SII] …
Hb = 100
2 acquisitions - Faible durée : raies intenses - Longue durée : raies faibles - Mesures rapportées à Hb = 100
Amélioration SNR et diminution de l’incertitude sur les mesures
Exemple : raies soufre [SII]
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Dérougissement
Le rayonnement émis par une étoile réagit avec le milieu interstellaire (Absorption, réflexion, diffusion …) Ile en résulte une diminution de l’intensité appelée Extinction Extinction = I - Io
Le rayonnement de faible longueur d’onde interagit plus le rayonnement de plus grande longueur d’onde : l’extinction dans le bleu est plus forte que dans le rouge. L’intensité relative dans le rouge du spectre observé est plus forte que dans le spectre émis : « rougissement »
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Dérougissement
Automatisé dans ISIS (C Buil ©)
Exemple Sur CI Cygni EB-V = 0.4
Rouge : spectre brut Bleu : spectre dérougi
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Spectre de NGC 2392 après traitement
Raies utiles pour l’analyse Ha Hb : correction du rougissement
[OIII] [NII] : calcul de la température
[SII] : calcul de la densité
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Mesures des intensités
3 : mesure des intensités
Comparaison des intensités (corrigées) à des valeurs publiées
4 : intensités rapportées à Hb = 100
5 : intensités corrigées du rougissement
Vérification des méthodes d’acquisition, traitement
et analyse
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Température
[O III] O2+
0
1
2
3
4
5
6
l 4363 Å
l 5007 Å
l 4959 Å
e-
e-
Vm’
0
1
2
3
4
5
6
l 4363 Å
l 5007 Å
l 4959 Å
e-
e-
Vm
e- e-
e-
e- e-
e-
1. Température < -- > Vitesse Vitesse < -- > Energie
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Température
[O III] O2+
0
1
2
3
4
5
6
l 4363 Å
l 5007 Å
l 4959 Å
R 𝑂𝐼𝐼𝐼 = 𝐼 5007 + 𝐼5659
𝐼 4363= 7,90.
1
K. e
3.29 .104
Te
2.1. Excitation par collision prépondérante 2.2. Désexcitation par radiation prépondérante
3. Equilibre entre - Nombre excitations par collision - Nombre de désexcitations par émission
Les équations d’équilibre donnent :
𝐾 = 1 + 4. 10−4 . 𝑁𝑒
𝑇𝑒
R 𝑂𝐼𝐼𝐼 = 𝐼 5007 + 𝐼5659
𝐼 4363= 7,90. e
3.29 .104
Te
4. Approximation : Dans les conditions habituelles des NP ( Ne ≈ 10000 et Te ≈ 10000) d’où K ≈1 4.1. R[OIII] ne dépend que de la température 4.2. R[OIII] est un indicateur de la température
𝑻𝒆 = 𝟑, 𝟐𝟗 . 𝟏𝟎𝟒
𝐥𝐧( 𝑹𝑶𝑰𝑰𝑰 )/𝟖, 𝟑
Source : Osterbrock, 2006
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Température
[O III] O2+
0
1
2
3
4
5
6
l 4363 Å
l 5007 Å
l 4959 Å
R 𝑂𝐼𝐼𝐼 = 𝐼 5007 + 𝐼5959
𝐼 4363= 7,90. e
3.29 .104
Te
5000 10000 15000 20000
10
100
1 000
10 000
I4363
I5007 + I4959
Température [K]
R[OIII]
Augmente avec T R diminue
R [O III] =
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Température
Mesures sur NGC 2392
l I (Hb = 100)
[O III] 5007 1022
[O III] 4959 331
[O III] 4363 12.9
R OIII = 1022+331
12.9 = 103.6
𝑇𝑒 = 3,29 .104
ln(103.6)/7,9 = 12781 K ≈ 12 800K
5000 10000 15000 20000
10
100
1 000
10 000
Température [K]
R[OIII]
0
50
100
150
200
250
300
350
400
450
500
0
1000
2000
3000
4000
5000
4000 4500 5000 5500
Henry & al. : Te = 12 700 K
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5000 10000 15000 20000
10
100
1 000
Température
Mesures sur NGC 2392
l I (Hb = 100)
[N II] 6583 77.6
[N II] 6548 25.6
[N II] 5755 1.4
R N II = 77.6 +25.6
1.4 = 77.7
𝑇𝑒 = 2,5.104
ln(77.7)/8,23 = 11408K ≈ 11 400
Température [K]
R[NII]
Henry & al. (2000) : Te = 10 800K (moyen) et Te = 11 400 K (Centre)
0
500
1000
1500
5500 6000 6500 7000
[N II] l 5755
NGC 2392
6500 6550 6600
[N II] l 6548
[N II] l 6583
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Densité
0.00
0
1
2
3
Excitation par collision
~ 1.85 eV
[S II] S+
A21 = 2,6.10-4 s-1
A21 = 8,8.10-4 s-1
T = 3846 s
T = 1136 s
e- e-
e- e- e-
2 niveaux métastables très proches Donc peu sensibles à la température
Durée très longue sur les niveaux métastables
Force de collision W12 = 4.19 W13 = 2.79
Niveau 2 plus dense que le niveau 3
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Densité
0.00
0
1
2
3
0.00
0
1
2
3
Excitation par collision Désexcitation spontanée
~ 1.85 eV
l 6716 Å
l 6731 Å
[S II] S+ Ne faible
A21 = 2,6.10-4 s-1
A21 = 8,8.10-4 s-1
T = 3846 s
T = 1136 s
l = 6716 Å [S II]
e- e-
e- e- e-
l = 6730 Å [S II]
2 niveaux métastables très proches Donc peu sensibles à la température
Durée très longue sur les niveaux métastables
Toutes les excitations par collision sont suivies d’une désexcitation spontanée Le rapport des intensités des raies 6716 et 6731 est le rapport du peuplement des niveaux 2 et 3 (environ 3/2 = 1.5)
3
2 e- e- e-
e- e-
Force de collision W12 = 4.19 W13 = 2.79
Niveau 2 plus dense que le niveau 3
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Densité
0.00
0
1
2
3
0.00
0
1
2
3
0.00
0
1
2
3
Excitation par collision Désexcitation spontanée
Désexcitation par collision
~ 1.85 eV
l 6716 Å
l 6731 Å
[S II] S+ Ne faible Ne élevée
A21 = 2,6.10-4 s-1
A21 = 8,8.10-4 s-1
T = 3846 s
T = 1136 s
e-
Vm
e-
l = 6716 Å [S II]
e- e-
e- e- e-
l = 6730 Å [S II]
2 niveaux métastables très proches Donc peu sensibles à la température
Durée très longue sur les niveaux métastables
Toutes les excitations par collision sont suivies d’une désexcitation spontanée Le rapport des intensités des raies 6716 et 6731 est le rapport du peuplement des niveaux 2 et 3 (environ 3/2 = 1.5)
3
2 e- e- e-
e- e-
La fréquence des collisions est importante L’intensité des raies interdites diminue Les électrons du niveau 2, plus stable, sont ceux qui subissent le plus les collisions. Le rapport des raies 6716/6730 tend vers 0.4
Force de collision W12 = 4.19 W13 = 2.79
Niveau 2 plus dense que le niveau 3
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Densité
10 100 1 000 10 000 100 000 1 000 000
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
1.4
1.6
[S II] S+
Ne cm-3
R[S II]
1.48
0.42
𝐑 𝐒𝐈𝐈 = 𝐈(𝟔𝟕𝟏𝟕)
𝐈(𝟔𝟕𝟑𝟏)
0
10
20
30
40
50
60
70
6650 6700 6750 6800
0
10
20
30
40
50
60
6650 6700 6750 6800
1
2
3
4
5
6
6650 6700 6750 6800
Te = 5000 K Te = 10 000 K Te = 15 000 K Te = 20 000 K Faibles densités
R[SII] tend vers 1,48
Fortes densités R[SII] tend vers 0,42
Désexcitations spontannées
Désexcitations par collisions
R SII = 1.49 ∗1 + 3.77 ∗ Ne/ Te
1 + 12.8 ∗ Ne/ Te
NGC 6572 M 76 M 57 ring
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0.7
0.8
0.9
1.0
1.1
1.2
1.3
1.4
1.5
1.6
6640 6660 6680 6700 6720 6740 6760 6780 6800
Densité
NGC 2392
l I (Hb = 100)
[S II] 6716 6.4
[S II] 6730 10.2
R SII = 6.4
10.2 = 0.64
Barker (1991) : Ne = 3000 cm-3
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Java Applets for Teaching of AstroPhysics Joachim Köppen Strasbourg http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/nebula/Plasma3.html
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François Teyssier www.astronomie-amateur.fr
Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires
1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M
5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes
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M 76 NGC 2392
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Des conditions physiques différentes au sein d’une même nébuleuse Exemple : M57
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He II [O III] [N II]
Hb = 100 Hb = 100
He II
M57 Intérieur M57 Anneau
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Classes d’excitation (E.C.)
Utilisation des intensités des raies dans le but d’estimer la température de l’étoile centrale
0 < E.C. < 5 E.C. = 0.45 x F[O III] 5007 / FHb
5 =< E.C. < 10 E.C. = 5.54 x FHe II 4686 / FHb + 0.78
Dopita & Meatheringham (1990)
Notes : 1. plusieurs modèles donnant des évaluations différentes 2. Kaler & Jacobi (1991), autre méthode : T* < 70 000 K
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1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M
5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes
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Géante rouge
AGB Ejection NP
Post-AGB
NP Visible
Nébuleuse planétaire Une courte phase dans la vie des étoiles de masse < 8 M
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Etoile centrale T ~ 100 000 K
Vent rapide 2000 km.s-1
photons UV L < 912 Å
Vent AGB T ~ 150 K
10 km.s-1
Enveloppe nébulaire T ~ 10 000 K Ne ~ 10 000 cm-3
20 km.s-1
UV Visible IR
IR Radio
Schéma Nébuleuse planétaire
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1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M
5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes
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Régions HII
M42 Nébuleuse d’Orion
Spectre C. Buil
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Etoiles Symbiotiques
V1016 Cyg
Nova Symbiotique
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H II
SNR NGC 2392
NGC 2392
V1016 Cyg
NP
Symbiotiques S
Symbiotiques D
Diagrammes de diagnostique
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5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes
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1. Initiation aux méthodes de mesures
2. Des nébuleuses variables sur une courte échelle de temps
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NGC 6572
Aspect quasi-stellaire HST
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0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
1.4
4500 4550 4600 4650 4700 4750 4800
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
1.4
1.6
1.8
2
5850 5870 5890
Mg
I 45
71
N II
I 46
34
N II
I 46
40
O II
46
49
, 4
95
1
[Fe
III]
46
58
[Ar
IV]
47
11
[Ar
IV]
47
40
He
II 4
68
6
0
0.5
1
1.5
2
2.5
3
5700 5800 5900
2012
P Cyg profil
He I 5876
NGC 6572
[WN] profil
Feibelman & al., 1992
0
1
2
3
4
5
6
7
5700 5800 5900
[NII
] 5
57
5
CIV
58
01
58
12
He
I 5
87
6
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IC 4997
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François Teyssier www.astronomie-amateur.fr
Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires
1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M
5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes
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Bibliographie
Spectrometry of nebulae A. Acker
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Astrophysics of gaseous nebula and active galactic nuclei D.E. Osterbrock & G.J. Ferland, University Science Books, 2006 The origin and evolution of planetary nebulae S. Kwok, Cambridge astrophysics series, 2000, 2007 Spectroscopy of nebulae A. Acker in Astronomical Spectrogrophy for Amateurs EAS Publications Series, 47 (2011) 189-214 Atomic Astrophysics and Spectroscopy A. Pradhan & S. Nahar, Cambridge University Press, 2011 Astronomie, Astrophysique A. Acker, Dunod, 2005 Kaler J.B. , 1976, ApJS, 31, 517 Kaler J.B. , 1986, ApJ, 308, 322 Acker A. & al., 1989, ESO Messenger, 58, 44 Excitation classes Gurzadyan, G.A., & Egikyan, A.E., 1991 , AP&SS, 181, 73 Dopita M.A., & Meatheringham S.J., 1990, ApJ, 357, 140 Reid W.A. & Parker Q.A., arXiv:0911.3689v2, 2011 NGC 2392 studies Pottasch S.R. and Bernard-Salas, J., 2008, A&A, 490, 715 Henry & al., 2000, ApJ, 531, 928 Barker T., 1991, ApJ,371, 217
Références
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Formulaire