L’image ci-contre montre l’étoile multiple θ Ori (le Trapèze) au cœur de M 42, tel que détecté avec les filtres [OIII] et [SII]. Il existe aussi des filtres à bande large, qui nous permettent de comparer les flux lumineux des étoiles et des objets avec ceux des données professionnelles. Les difficultés techniques et les marges d’erreurs peuvent être importantes dans M 42, mais sont tout de même acceptables. Les disques protoplanétaires Dans plusieurs images d’amateurs de M 42, certains disques protoplanétaires (ou « proplyds », de l’anglais protoplanetary disks ; nous nous permettons ici de franciser à « proplyde ») font partie des objets détectables près du cœur de la nébuleuse. C’est-àdire que l’on détecte l’extérieur d’une enveloppe de gaz et de poussières. Celle-ci cacherait un disque de gaz et de poussières en rotation autour d’une jeune étoile ; ce disque peut favoriser la formation d’un système planétaire. Les grandes différences entre le filtre [OIII] à gauche et [SII] à droite. À gauche : Image en Hα indiquant trois PROPLYDs, numérotés selon le catalogue du HST [1]. À droite : En utilisant un filtre de la couleur rouge du spectre visible, deux PROPLYD ressortent du fond gazeux de la nébuleuse. On peut détecter certains de ces objets — s’ils sont assez gros — sur nos images prises avec le filtre laissant passer la raie d’émission de l’Hα ou des filtres à plus large transmission, comme le R, soit le rouge du spectre visible (filtre pour la couleur rouge). Selon le catalogue du télescope spatial Hubble (HST) [1], le proplyde 244‐440 — identifié sur l’image en bas à gauche — serait gigantesque, avec un diamètre de 1822 a.u. selon nos mesures [2][3]. Les objets de Herbig-Haro Sur certaines de nos images, on peut aussi détecter des objets de Herbig-Haro (HH). Découverts en 1948 et 1952, par l’Américain George Herbig (décédé il y a quelques semaines à peine) et le Mexicain Guillermo Haro (1913–1988), ce sont des petits points brillants de 1 à 10 secondes d’arc, causés par l’éjection de matière à grande vitesse d’une jeune étoile en formation, souvent cachée dans une nébuleuse. Ces objets émettent fortement en lumière de l’hydrogène alpha (Hα à 656,3 nm). On peut aussi les détecter sur des images prises avec un filtre [SII], qui isole deux raies d’émission dites « interdites » [4] du soufre à 671,6 nm et à 673,1 nm. 74#- ; 14 -1 2+4.4-444 - [1] VICENTE, Sílvia et João ALVES. « Size distribution of circumstellar disks in the Trapezium cluster ». Astronomy & Astrophysics Vol. 441, No. 1 (2005) : p.195–205. Tableau 3 : Catalog of 162 Orion proplyds observational properties. http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/37/aa3540-05.pdf [2] Selon nos propres rapports d’analyses de M 42, de 2009 à 2012. http://bit.ly/M42_2009 de même que http://bit.ly/M42_2010 et http://bit.ly/M42_2012 [3] Voir aussi HENNEY, William. Theory of Proplyds, présenté à la conférence Microstructures in the Interstellar Medium, Lake Geneva, WI, 2007. « Diapositives » disponibles au http://yerkes.uchicago.edu/meeting/talks_d/3_Henney.pdf [4] Voir http://fr.wikipedia.org/wiki/Raie_de_transition_interdite 54 Astronomie-Québec Septembre/octobre 2013 |
