Astronomie Québec n°2-4 nov/déc 2013
Astronomie Québec n°2-4 nov/déc 2013
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°2-4 de nov/déc 2013

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 64

  • Taille du fichier PDF : 5,6 Mo

  • Dans ce numéro : Vitali Nevski, codécouvreur de la comète ISON.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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En 2008, Gilbert a regroupé des amateurs pour soumettre son idée d’observation et en discuter. L’objectif était d’observer et suivre le comportement des étoiles jeunes et de leur environnement à l’intérieur du cœur de la grande nébuleuse d’Orion. Les moyens technologiques permettent aujourd’hui de ramasser des données de plusieurs personnes, soir après soir, afin d’être analysées. Pour pouvoir récolter des informations valables, il faut utiliser quelques instruments de pointe et disponibles sur le marché, ainsi que les outils du Web que les professionnels rendent disponibles. Même si les conditions atmosphériques du Québec réduisent la qualité des images, le but demeure le même, soit d’obtenir des informations scientifiques valables. Deux images DTC des années 1990. À gauche : M 42 en lumière visible. À droite : M 42 en proche infrarouge. Déjà à cette époque, on peut constater la profondeur optique que nous révèlent les images en filtre proche IR. Images réalisées par G. St-Onge/L. Morin avec un télescope Celestron C11 (279,4 mm de diamètre) à ƒ/10. Voir aussi référence supplémentaire #1 à la fin de l’article. Buts recherchés La naissance des étoiles semble se produire dans des régions comme la nébuleuse d’Orion, où la concentration de la matière peut être importante. Lorsque celle-ci s’accumule en un corps dense et se réchauffe suffisamment, il peut y avoir formation d’étoiles. C’est ainsi que deviennent visibles les nuages interstellaires éclairés par la ou les premières étoiles, principalement les plus massives. Si le nuage interstellaire contient beaucoup de gaz et de poussière, des étoiles de différentes masses naissent à des moments différents. Dans le cas de la nébuleuse d’Orion, ce processus de formation d’étoiles dure probablement depuis quelques millions d’années, et on peut encore l’observer aujourd’hui. Certains éléments du processus de la formation d’étoiles ne sont toujours pas clairs. Dans une nébuleuse telle celle d’Orion, en plus des étoiles elles-mêmes, il existe plusieurs sources de lumière détectables. Il y a entre autres des réflexions de la lumière des étoiles dans l’environnement de la nébuleuse qui peuvent varier spontanément, normalement en harmonie avec les variations lumineuses détectables de l’étoile-source, ce qui permet d’associer ces réflexions à une étoile environnante, à moins que l’étoile ne soit trop profonde à l’intérieur de la nébuleuse, et qu’on ne puisse pas la voir en lumière visible. Il y a aussi des régions d’émission de lumière qui peuvent varier indépendamment des régions en réflexion ; ces régions peuvent être associées à des mécanismes reliés aux environnements des étoiles jeunes, tels des jets bipolaires qui s’en échappent et qui interagissent avec les matériaux de la nébuleuse. M 42 en filtre Hα eti, par G. St-Onge/M. Auclair, le 30 décembre 2002. En arrière-plan, une image en filtre i (continuum/proche infrarouge), et en avant-plan, les coupes en intensités des régions les plus intenses en émission de l’hydrogène alpha (656,3 nm). Composite par G. St-Onge/L. Morin. Voir aussi référence supplémentaire #1 à la fin de l’article. Il peut aussi s’agir de chocs en arc tels qu’on en observe dans certains de ces jets. Ces régions se déplacent généralement avec une vélocité pouvant atteindre quelques centaines de kilomètres par seconde, et leur température peut être de plusieurs milliers de kelvins ; elles peuvent donc émettre de la 52 Astronomie-Québec Septembre/octobre 2013
M42 en imagerie différentielle Hα–i, le 22 octobre 2006 au Domaine Saint-Bernard (Mont-Tremblant), par G. St-Onge etL. Morin. Cette image à grand champ met en évidence les structures d’où est émis l’hydrogène alpha dans l’ensemble de la nébuleuse M 42. lumière qui a une signature particulière, détectable à l’aide de filtres dont la transmission est appropriée. Il est donc possible que les variations lumineuses dans la nébuleuse, captées sur nos caméras DTC d’amateurs, soient d’origines différentes selon le phénomène en cours ; il peut même s’agir d’une simple étoile variable sans trop d’histoire. L’utilisation de filtres spécialisés peut permettre de mieux comprendre et cataloguer les phénomènes lumineux détectés et parfois d’en identifier l’origine. Le suivi serré des observations est important pour nous distinguer des professionnels. M 42 étant immense et complexe, plusieurs changements détectables sont à la portée des instruments d’amateurs (voir le graphique de la page suivante). Informations fournies par les filtres Les caméras DTC réagissent à la lumière sur une large bande de fréquences électromagnétiques, bien au-delà de la lumière visible (ce que l’œil humain détecte). Les filtres permettent d’isoler des sections du spectre électromagnétique. Les filtres à bandes étroites tels que le hydrogènealpha Hα, le soufre II [SII], le oxygène III [OIII], et le hydrogène-bêta Hβ, utilisés lors de la prise d’images DTC, permettent de détecter des différences notables dans M 42. Parenago 1927 12.4- 12.2 - Magnitude R 12.0- 11.8 11.6- 11,4 - - -'- I 0,0 1.0 2.0 30 5,0 6,0 7.0 8,0 9.0 10,0 11.0 12.0 13.0 Jour (14 au 24 novembre 201 2} Un exemple d’un suivi quotidien de la magnitude variable d’une étoile de la nébuleuse Messier 42 dans Orion, Parenago 1927. Septembre/octobre 2013 astronomie-quebec.com 53



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