ÉTUDE SPECTROSCOPIQUE
DE NGC 6826

English version

NGC 6826Crédit : photo CCD de Jean-Marie Vugnon.


Conditions d'observations :

NGC 6826 est une nébuleuse planétaire de magnitude 9,5 et de dimensions angulaires de 25" située dans la constellation du Cygne. Lors de son observation visuelle, avec un grossissement moyen, lorsque l'on observe son centre, l'étoile centrale domine par sa luminosité (magv. 10,4). Tandis qu'en observant en vision décalée, c'est son anneau qui devient davantage visible. Des aller-retours de l'un à l'autre donnent un effet de clignottement. C'est pour cela que cette nébuleuse planétaire porte le nom de "Blink nebula", littéralement nébuleuse clignotante.

L'étude spectrale des NP (nébuleuses planétaires) n'est pas chose aisée. En effet, on tombe dans le dilème propre à la spectroscopie, à savoir lumière versus résolution. De plus, leur magnitude plus faible qu'une majorité d'étoiles communément étudiées en spectroscopie impose d'avoir un système de guidage sensible : il a fallut une seconde CCD branchée sur l'orifice de guidage du LHIRES3.

Enfin, la réduction du spectre de tels objets étendus rajoute des contraintes qui la rendent très spécifique. J'ai utilisé le pipeline "Réduction de spectres non stellaires" du logiciel SpcAudace.
Mais la richesse des renseignements que l'on peut obtenir ets terriblement intéréssante.



Composition chimique de la nébuleuse :

1. Les raies les plus intenses :

Voila le résultat de 8 poses de 300s :

ngc6826

On observe un léger continuum du à l'étoile centrale parsemé d'intenses raies d'émission. L'allongement vertical provient d'un défaut de suivi le long de la fente du spectroscope.

Mais que sont ces raies ? Mettons un peu de couleurs pour y voir plus clair...

ngc 6826 color
6826

ngc_6826_20070719_nonnormab.fit


Ce spectre est corrigé du flat normalisé, des déformations géométriques de l'image et de la réponse intrumentale. On a donc sur l'axe vertical une échelle d'intensités relatives. La raie verte émeraude située vers 5000 Å domine le spectre.

Une petite lecture du catalogue des raies nébulaires nous permet les premières identifications :

ngc6826 chimie

Pour permettre une comparaison de l'intensité relative des différentes raies, j'ai normalisé le spectre de sorte à avoir une intensité de 100 pour la raie H_beta. La commande SpcAudace utilisée est :

# spc_nortmahbeta
-> Usage: spc_normahbeta nom_profil_raies longueur_d_onde_raie largeur
# spc_nortmahbeta ngc_6826_20070719.fit 4860 21

Ainsi, on peut constater d'une part que l'intensite de la raie [OIII] à 4959 Å est 3 à 4 fois moins importante que celle à 5007 Å.
D'autre, le rapport I(Hα)/I(Hβ)≈3,7. Or théoriquement, il doit être exactement égale à 2,85 (p. 277 [1]). Cela montre l'effet du rougissement du à une diffusion non-linéaire par les poussières interstellaires présentes dans la ligne de visée. Pour que les mesures d'intensités soient davantage réalistes, il faudrait procéder à la correction du rougissement interstellaire.

Lorsque l'on compare l'amplitude maximale des raies, on constate que la raie [OIII] à 5007 Å domine les autres. Ceci donne l'éclat vert intense si particulier à cette NP.

2. Zoom sur les petites raies :

Dans la partie jaune du spectre, il apparaît des raies du mercure (Hg). Insoupçonnables dans une nébuleuse planétaire.

NGC 6826 jaune


Tandis qu'un examen plus précis autour de la raie Ha nous montre l'absance ds raies interdites de l'azote [N II] que l'on trouve habituellement dans les NP à 6548.1 Å et 6583.4 Å ainsi qu'une des deux raies interdites du soufre [S II] à 6717 Å.

NGC 6826 rouge




Mesure de grandeurs physiques de la nébuleuse planétaire :

1. Méthode de mesure :

J'ai utilisé l'amplitude (Imax) des raies pour calculer le rapport des intensités. En effet, compte-tenu que c'est un rapport qui est utilisé, il n'est pas nécessaire de calibrer en flux absolu. Par ailleurs, il est possible de corriger l'amplitude des raies du rendement quantique du capteur CCD et du rendement du spectrographe.

Les mesures sont effectuées avec le logiciel SpcAudace où des commandes dédiées à l'étude astrophysique des nébuleuses sont disponibles.
Il faut bien vérifier que la calibration en longueur d'onde est suffisemment correcte sur la totalité sur spectre pour que les fonctions identifient les bonnes raies nécessaires aux calculs. Si nécessaire, recaler la calibration à l'aide de la fonction spc_calibredecal.

J'ai du procéder à un tel recalage car la calibration initaliale décalaient les raies de 3 Å vers le rouge.

2. Hypothèses du modèle :

Dans le modèle choisis ([1] p.278), la densité est inférieure à la densité critique de 10-5-10-6 électrons par cm3. L'émission induite ainsi que l'émission par désexcitation collisionnelle sont négligées. C'est pour cela que les raies des espèces chimiques comme O++ ou N+ sont dites interdites et notées avec des "[]". En effet, sur Terre, le vide le plus poussé n'est pas suffisant et leur émission naturelle par fluoresence ne peut pas être observée. Ce sont alors des collisions avec les particules du milieu qui provoquent leur désexcitation compte-tenu que la densité du plasma crée en laboratoire n'est pas assez faible.

3. La température électronique :

Les nébuleuses planétaires ainsi que les régions HII, entre autres, sont principalement constituées d'hydrogène, d'oxygène, d'azote et d'hélium. Selon la distance à l'étoile excitatrice et le potentiel d'ionisation de l'atome, l'ion lui correspondant peut être formé grâce au rayonnement UV dans une zone concentrique aux étoiles bien déterminée : ce sont les pshères de Stromgrën.
Ensuite, les ions O++, N+... sont excités par le rayonnement UV de l'étoile centrale (de type spectral O ou WRC) et peuvent réémettre lors de leur désexcitation. Dans les nébuleuses possèdant des raies [OIII], c'est une cascade d'excitation-désexcitation partant de l'hydrogène jusqu'au ions O++ qui s'opère via des collisions. Si les ions O++ n'absorberaient pas des chocs et du rayonnement, la température "cinétique" (agitation des électrons du plasma, le gaz ionisé) de la nébuleuse serait infinie. Ces ions sont des agents de refroidissement très efficaces et leurs raies d'émission sont directement reliées à la "température" électronique.

Nous supposons la densité électronique suffisamment faible par rapport à la température électronique pour utiliser la relation approchée suivante ([1] p.278) :

formula
Mais la raie située à 4363 Å est trop faible et le calcul est alors impossible. D'après ALLER (1954), la température serait égale à 10 300 K (R[O III]=13).

4. La densité électronique :

Le rapport des raies interdites du soufre [SII] situées à 6717 et 6731 Å est très sensible à la densité électronique Ne. Elle est reliée à ce rapport de raies par ([2] p.105) :

Ne

L'absence de raies interdites du soufre ne permet l'évaluation de la densité électronique avec ce modèle. Il faudrait alors utiliser les raies interdites de l'oxygène [O II] à 3726 Å et 3729 Å. Mais les CCD d'amateur possèdent un rendement faible dans le bleu et donc le rapport signal sur bruit serait bien insuffisant. SEATON et OSTERBROCK trouvèrent en 1957 une valeur de 2100 e-/cm3 (R[O II]=0.70).

5. La classe d'éxcitation de la nébuleuse et température des étoiles :

Le rapport des intensités des raies [OIII] à 5007 Å et Hβ à 4861 Å permet d'associer une classe d'excitation à la nébuleuse. De plus, cette dernière est reliée à la température des étoiles excitatrices d'après [2], p. 106. Je trouve :

spc_imax ngc_6826_20070719 5007 35
# L'amplitude de la raie centrée en 5012.11928953 vaut 863.508251 ADU
# 863.508251 5012.11928953

spc_imax ngc_6826_20070719 4861 30
# L'amplitude de la raie centrée en 4866.20971473 vaut 81.073914 ADU
# 81.073914 4866.20971473

expr 863.508251/83.295095
# 10.3668559475

Vérifions le calcul à l'aide de la mesure des intensités de raies :

spc_intensity
# Usage: spc_intensity nom_fichier (de type fits) x_debut x_fin a/e

spc_autointensity
# invalid command name "spc_autointensity"

spc_intensity ngc_6826_20070719 4850 4880 e
# L'intensité de la raie 4865.0 est : 271996.149768 ADU.Angstroms
# 271996.149768

spc_intensity ngc_6826_20070719 4994 5030 e
# L'intensité de la raie 5012.0 est : 2851941.20527 ADU.Angstroms
# 2851941.20527

expr 2851941.20527/271996.149768
# 10.4852263817

I5007/I4861≈10

D'après le graphique Température-classe d'excitation ([2], p. 106), NGC 6210 est de classe d'excitation 5 et la température de l'étoile centrale est comprise entre 50 000 et 70 000 K.

T(étoile centrale)=50 000-70 000 K

La littérature donne une température de 51 118 K, compatible avec un type spectral O7.

6. La masse de la nébuleuse :

Mneb

Les étoiles chaudes excitatrices de la région HII sont issues de nuages moléculaires toujours présents. Ils absorbent une partie du flux de chaque raie et est appelé "rougissement interstellaire". La méthode qui semble être la plus sûre utilise le rapport constant des raies de O I à 1303 Å et 8446 Å qui ne sont pas visibles dans notre spectre.



Références bibliographiques et netothèque :