Astronomie Québec n°1-2 jui/aoû 2012
Astronomie Québec n°1-2 jui/aoû 2012
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°1-2 de jui/aoû 2012

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 36

  • Taille du fichier PDF : 5,0 Mo

  • Dans ce numéro : le baiser de Vénus.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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Image4 Messier 42 en Hα par G. St‐Onge etL. Morin (2006). Il y a aussi des nébuleuses comme la grande nébuleuse d’Orion, Messier 42, qui émettent en lumière de l’hydrogène alpha. On constate ici que cette lumière de l’hydrogène alpha est détectée à peu près partout dans cette nébuleuse. On peut aussi détecter l’émission du Hα dans d’autres galaxies, dans de grandes régions de formation d’étoiles, comme la grande nébuleuse d’Orion (M 42). Elles peuvent se détecter à l’aide d’un filtre qui transmet la lumière de l’hydrogène alpha. Regardons les images de la galaxie du Triangle, Messier 33, prises par Yves Tremblay (page suivante). L’image 5a est en couleurs LRGB ; on peut bien voir les bras spiraux de la galaxie s’étendre loin du cœur de celle-ci. Cette image est familière… On peut aussi y détecter quelques traces de régions plus sombres ; elles sont plus denses et il s’y trouve probablement plus de poussière. Par contre, l’image 5b est moins familière ; il s’agit aussi d’une image de Messier 33, mais on y détecte principalement les sources qui émettent en domaine de l’hydrogène alpha. Il s’agit entre autres de plusieurs régions de formation d’étoiles, qui semblent être en relation avec les bras spiraux de la galaxie — leur distribution suit les bras spiraux de la galaxie Messier 33 tels que détectés sur l’image 5a (p. 23). Pour les galaxies, toutefois, il faut faire attention d’utiliser un filtre à transmission assez large pour s’assurer que le Hα soit bien présent sur l’image capturée. Les galaxies sont des sources se déplaçant à de grandes vitesses, alors le décalage de la raie de l’hydrogène ne doit pas excéder la plage de transmission du filtre utilisé. Par exemple, la galaxie Messier 33 est tout près de nous dans le Groupe Local. Son écart de vélocité par rapport à nous est donc faible, et les raies de son spectre électromagnétique sont relativement peu affectées. Pour des objets plus éloignés, le décalage peut être important, par exemple lorsque dû à l’expansion de l’Univers, ou encore pour des objets rapprochés qui ont une vélocité de quelques centaines de kilomètres par seconde, comme des jets supersoniques près d’étoiles jeunes situées dans notre Galaxie. Ces jets peuvent parfois avoir une composante de vélocité importante sur la ligne de visée de l’observateur ; leur vélocité introduit donc directement un décalage 22 Astronomie-Québec Juillet–aout 2012
des raies spectrales, par effet Doppler. Il faut donc s’assurer d’avoir un filtre dont la plage de transmission est suffisante pour capter la raie visée. Une petite équation simple nous permet de déterminer le décalage spectral d’une raie dû à l’action de la composante radiale de la vélocité : où : λ Δλ V r c Δλ ÷ λ = V r ÷ c d’où V r = (Δλ ÷ λ) × c est la longueur d’onde au repos de la raie visée, par exemple pour le Hα, c’est 656,3 nm ; est la différence entre la longueur d’onde observée et la longueur d’onde au repos, soit 656,3 nm. Si l’objet s’éloigne de nous, la raie est décalée vers le rouge et la longueur d’onde observée sera plus grande que la longueur d’onde au repos. Inversement, si l’objet se rapproche de nous, la raie est décalée vers le bleu et la longueur d’onde observée est plus petite que la longueur d’onde au repos ; est la composante radiale (sur la ligne de visée) de la vélocité, positive si la source s’éloigne et négative dans le cas contraire ; est la vitesse de la lumière, soit 300 000 km/s. Référence additionnelle ROUSSEL, Alain et Gilbert ST‐ONGE. Étude de la nébuleuse d’Orion (M42), 2009/2010+, CDADFS/SAM. http://www.astrosurf.com/stog/xtravauxrecherches_2/m42_2009/etude%20de%20m42.pdf Cette série se poursuivra dans la prochaine édition d’Astronomie-Québec. Il faut comparer la différence entre la longueur d’onde observée et la longueur d’onde au repos, Δλ, et la mi-largeur de transmission du filtre afin de s’assurer que la raie pourra bien être observée. Donc, une vélocité (V r) de 460 km/s crée un décalage de la raie vers le rouge de 1 nm. Il est intéressant de constater que les filtres Hα à 3 nm de transmission sont affectés très rapidement : ceux-ci ont une mi-largeur de transmission de 1,5 nm seulement, alors on peut perdre l’émission Hα désirée avec le moindre décalage vers le rouge ! Il faut aussi tenir compte que le signal de la source Hα a une certaine largeur, qui peut être de l’ordre de 1 nm et même plus parfois. Par exemple, la largeur de la raie Hα de l’étoile RY Tauri a varié entre 0,6 et 2,5 nmentre 1989 et 1996 (4), donc il ne reste pas grand place au décalage. L’utilisation de filtres à transmission plus large aide à éviter le problème du décalage des raies. 4 PETROV, P.P. et autres. « Brightening of the T Tauri star RY Tauri in 1996. Photometry, polarimetry and highresolution spectroscopy ». Astronomy & Astrophysics 341, No. 2 (1999) : 553–559. Image 5a (à gauche) La galaxie Messier 33 en LRGB, par Yves Tremblay. L = Light (Lumière) ; R = Rouge ; G = Vert (Green) ; B = Bleu. Image 5b (à droite) La galaxie Messier 33 en lumière Hα, par Yves Tremblay. Juillet–aout 2012 www.astronomie-quebec.com 23



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