Astronomie Québec n°1-1 juin 2012
Astronomie Québec n°1-1 juin 2012
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°1-1 de juin 2012

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 22

  • Taille du fichier PDF : 2,3 Mo

  • Dans ce numéro : reportage photographique... le ROC 2012.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

Dans ce numéro...
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Filtres interférentiels pour nébuleuses planétaires par Gilbert St-Onge
Plusieurs amateurs utilisent aujourd’hui des filtres interférentiels à bande étroite comme les Hα, [SII], [OIII], etc., disponibles sur le marché. En intégrant les images récoltées à l’aide de ces filtres aux images LRGB, les amateurs rehaussent certains aspects de leurs résultats, principalement les images de certaines nébuleuses à émission 1. Le premier objectif des amateurs est donc de faire de belles images avec ces filtres, et ce, même avec la présence de la Lune dans le ciel ! Peu d’amateurs utilisent ces filtres pour des travaux plus sérieux… Voici donc un petit projet qui convient très bien à l’utilisation des filtres Hα, [SII] et [OIII]. Au milieu des années 1990, nous avons effectué une série d’images de la nébuleuse planétaire Messier 27 (NGC 6853 ; l’Haltère ou Dumbbell) à l’aide des filtres Hα, [SII], [OIII] et continuum proche IR. Notre objectif était de dresser une image de Messier 27 qui présente ces domaines d’émission, en excluant le plus possible le continuum. Voici donc nos résultats. Pour commencer, résumons ce qui se passe dans les nébuleuses planétaires. Ces nébuleuses sont formées au moment où une étoile de moins de huit masses 1 Ce ne sont pas tous les objets du ciel qui émettent de la lumière dans les domaines [OIII], Hα ou [SII]. Certaines conditions favorisent plutôt des raies d’absorption, par exemple dans le cas des objets chauds émettant de la lumière et entourés de gaz et poussières plus froids. Ces régions froides autour de sources plus chaudes peuvent absorber la lumière de certains éléments ; on observe alors des raies d’absorption. Les étoiles entourées de nébuleuses par réflexion sont de bonnes candidates pour montrer des raies d’absorption. solaires a vieilli (évolué) au point d’atteindre le stade où la fusion de l’hydrogène et de l’hélium dans son cœur ne suffisent plus à maintenir l’étoile en équilibre. Le cœur de celle-ci s’effondre sur lui-même, et il se transforme alors en étoile naine blanche. Mais ce processus a d’abord traversé un stade où l’étoile est devenue une géante rouge, stade auquel elle a rejeté son enveloppe externe : c’est le début de l’enveloppe moléculaire en expansion autour de l’étoile. Plus tard, le processus qui mène le cœur de celle-ci vers la naine blanche fait augmenter la température de l’étoile, de telle sorte qu’elle émet un rayonnement UV intense qui ionise les gaz de la nébuleuse en expansion qui enveloppent l’étoile. On peut alors observer les nébuleuses planétaires sous plusieurs formes, certaines sont en anneau ou sphériques (comme M 57), d’autres sont en lobes bipolaires, ou encore en forme de papillon… L’observation On sait donc que les nébuleuses planétaires contiennent des gaz ionisés, et que la signature de certains de leurs éléments doit être en émission et non en absorption ; on sait aussi que Cible : Messier 27 = NGC 6853 Nébuleuse planétaire dans le Petit Renard (Vulpecula) α 2000 : 19 h 59 min 36 s δ 2000 : +22° 43′ 16″ mV : 7,5 Dimensions : 8,0′ × 5,6′ Source : GSC/Wikipedia chaque élément correspond à des niveaux d’énergie dans le spectre lumineux (électromagnétique) et que l’on peut les détecter en émission ou en absorption, selon les conditions physiques du milieu. En utilisant les filtres appropriés, on peut donc détecter et même isoler la signature de certains de ces éléments, comme l’hydrogène alpha par exemple ! Des nébuleuses planétaires, on peut observer des gaz en émission, ionisés par la lumière UV de l’étoile naine blanche à leur origine. Notre objectif est donc de tenter de capter certains de ces gaz ionisés avec des filtres appropriés. La détection Nous disposions des filtres [OIII], Hα et [SII], de même que d’un filtre continuum proche IR. Nous utilisions un télescope de 23,5 cm (9¼″) d’ouverture, et le détecteur utilisé était un dispositif à transfert de charge (DTC) ST7 de Santa Barbara Instrument Group (SBIG). Nous étions confiants de réussir, puisque nous pouvions nous référer à plusieurs ouvrages, dont une table d’abondance dans le livre de David Malin et Paul Murdin 2, qui met en 2 MALIN, David et Paul MURDIN. Colours of the Stars, Cambridge University Press, 1984. Juin 2012 www.astronomie-quebec.com 15



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