Étude de la nébuleuse d’Orion (M42) Résumé du projet d'observation de M42 A. Roussel & G. St-Onge, 2009 CDADFS / SAM
1) Abstract Ce projet est une série d'observations de la nébuleuse Messier 42 effectuées dans plusieurs domaines, soit en lumière visible et en proche IR, ainsi qu'en domaine d'émission de l'Hydrogène alpha et éventuellement en domaines [OIII] et en [SII]1. Ces observations effectuées le plus souvent possible dans la saison de visibilité pourront permettre un survey de M42 serré sur de très courtes périodes en lumière proche IR (filtre i) et dans des domaines où la lumière y est émise par l'Hydrogène à ~ 656nm, par les [SII] à ~ 671nm et ~ 673nm et par les [OIII] à ~ 496nm et ~500nm.
Ces observations (2008) nous permettent de produire des cartes.
Ces observations permettront de déterminer quelles sources présentes dans Messier 42 ou dans son environnement sont détectables dans chacun de ces domaines. Ceci permettra de dresser des cartes de cette région dans ces domaines particuliers. En plus, on pourra peutêtre déterminer de quelle façon se comportent les sources détectées pour chacun de ces domaines, les sources qui varient en intensité varient-elles uniformément d'un domaine d'émission à l'autre, y a t-il une corrélation entre la luminosité en lumière visible, en lumière proche IR (continuum) et entre les domaines d'émission ?
Section 1 :
- Une carte des étoiles (sources) les plus intenses en rouge (domaine continuum proche IR). - Une carte des étoiles (sources) les plus intenses en domaine de l'émission de l'Hydrogène alpha. - L'imagerie différentielle est utilisée pour la réduction de certaines images. Résumé du document :
1) L’imagerie de Messier 42 (NGC1976) en filtres "B,V et i" et "Ha et i" 2008 Section 2 : 2) Des images de M42 faites en 2006 filtres "Ha et i" Section 3 : Images de M42 à plus haute résolution filtre "Ha et i" Section 4 : Des variations détectées dans Messier 42
Déjà nos observations de 2008 en domaine b, Section 5 : v, i et Ha permettent de dresser des cartes d'identification des sources en émission Ha et Les références + les instruments des sources les plus rouges dans le champ de l'image de M42. Section 1 : 1) L’imagerie de Messier 42 (NGC1976) en filtres "B,V et i" et "Ha et i" 2008 ,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
1
1a) Carte des étoiles les plus intenses en rouge
Image1 : Image combinée avec 3 filtres soit b, v et I Étoile #2208 très rouge (voir carte #1).
La carte #1 indique les positions de trois sources d’intérêt. L’intensité en filtre "i" ~ proche Infra rouge de la source 2208 Étoile #2200 dont la brillance ne correspond pas est dominante. La source 2200 est beaucoup moins intense que suggéré sur la carte #1, en filtre "i" on détecte deux avec les cartes du ciel (voir carte #1). sources de faible intensité sur l’axe nord/sud, la source 2200 semble être la source la plus au nord. On signale aussi la source 1925 qui semble être aussi assez rouge (TS / M0). Le domaine de transmission du filtre "i" est en ~ proche IR, il s’agit d’une bande de détection qui s’étend de ~ 725nm à ~ 1000nm. Un domaine où il n’y a pas de raies d’émission dominantes, on peut alors parler d’un filtre qui présente un continuum proche IR. 1c) Image en filtre "i" M42 dans une lumière du continuum proche IR
1b) Carte #1 Provenance de la carte et des datas des étoiles 2208 et 2200 et 1925 (site WEBDA)
,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
2
1d) Image en filtre "Ha"
1f) Au télescope de type Newton de 6 pouces, Image Ha + i.
M42 dans une lumière de l’émission de l’Hydrogène alpha
Une image qui montre Messier 42 en lumière de l’émission de l’Hydrogène alpha et en lumière du filtre "i". On peut y détecter beaucoup d’étoiles qui arrivent à traverser les nébulosités grâce au filtre "i" proche IR (en bleu et vert sur l’image). Le domaine Ha nous présente lui certaines des régions plus actives de la nébuleuse (en rouge sur l’image).
Les images en domaine Ha (Hydrogène alpha) nous montrent la signature de l’émission de l’hydrogène à ~656nm, on y détecte donc des régions actives de la nébuleuse, comme des chocs entre les matériaux qui se déplacent à grande vélocité dans la nébuleuse, des régions ionisées par la lumière UV d’étoiles jeunes et chaudes, etc. Certaines étoiles présentent aussi 2) Les images "Ha et i" de 2006 de l’émission Ha, qui peut être reliée à des étoiles jeunes, (des éjections bipolaires et des nœuds Voici 3 images qui ont été faites le 22 octobre 2006 au peuvent y être détectés en Ha)... foyer d’une lunette Vixen 102mm ED F/6.5 1e) Imagerie différentielle en émission des sources Ha.
Au télescope courte focale de 15 cm newton, la résolution nous permet de voir les sources intenses en domaine Ha même proche de certaines étoiles.
,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Une image en filtre i (continuum proche IR)
Résumé du projet d'observation de M42
3
3) Images de M42 à plus haute résolution filtre "i et Ha" 3a) Image au C8 filtre I
Une image en Ha
Image C8 filtre "I" Cette image en lumière proche IR dévoile un grand nombre d’étoiles dans le cœur de la nébuleuse, en lumière visible ces étoiles sont perdues dans les gaz dominants de cette région. 3b) Régions intenses en domaine de l’émission "Ha"
Le 22 octobre 2006
Une image réduite Ha-i
Au C8 en domaine Ha, on voit bien des bulles de gaz Ces images ont été prises dans un bon ciel, juste à l’extérieur du grand choc au sud-est du cœur elles peuvent servir à comparer l’aspect des de la nébuleuse, même à l’intérieur du trapèze on régions qui nous intéressent de 2006 et de peut détecter quelques sources particulières à ce 2008. domaine. L’image Ha-i nous présente une belle vue d’ensemble des grandes régions détectées en en domaine Ha.
,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
4
3d) Au télescope C8, image Ha + i
Au C8 en domaine Ha
3c)
Ha – I = Ha dominant
Ha + i au C8 à F/10
Cette image Ha-I nous permet de voir les sources et les régions plus étendues de la nébuleuse qui émettent de la lumière en domaine de l’Hydrogène alpha.
,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Ces images permettent de surimposer les sources stellaires les plus rouges sur la nébuleuse de gaz détectée en domaine de l’émission de l’Hydrogène alpha.
Résumé du projet d'observation de M42
5
4) Les variations détectées 4a) Identification des variations. Plusieurs variations d’intensités lumineuses ont été vues par la méthode de « blinking ». Ces variations semblent être des étoiles, notées par un numéro provenant du catalogue de Parenago. Les étoiles variables certaines sont mentionnées sur les trois cartes qui suivent.
Variation de l’étoile #1927. Ces images ont été prises avec le filtre "i".
2 novembre 2008 à 8h57 UT.
31 décembre2008 à 4h19 UT.
15 février 2009 à 2h37 UT.
21 mars 2009 à 1h19 UT.
27 mars 2009 à ?
,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
6
Voici l’étoile notée #1927 sur la carte (images de
Cette fois, le filtre "v" a été utilisé
droite)
2 novembre 2008 à 6h47 UT.
31 décembre 2008 à 3h28 UT.
Tableau des mesures des étoiles. Étoile 1927 : Tableaux de l’étoile 1927
Étoile 1927 Date en UT
,
Coordonnées
Ciel
1927- ciel
Asc.Droite
adu
adu
Décl.
Signal/Bruit
1927-É1
É2-É1
mag
mag
2 novembre 2008
05 35 18.6 -05 23 14.0
10027
93363
157.19
-1.43±0.01
0.61±0.02
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
1198
24614
109.25
-----
-----
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
1207
14063
67.65
-----
-----
31 décembre 2008
-----
-----
-----
-----
-----
-----
15 février 2009
-----
-----
-----
-----
-----
-----
21 mars 2009
05 35 18.6 -05 23 14.6
9013
47758
90.17
-0.99±0.02
0.72±0.03
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
1440
18774
79.55
-----
-----
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
1453
9691
44.63
-----
-----
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
7
4b) Les objets mesurés.
Mesures sur des objets non stellaires de l’image C8 "Ha" avec Aladin.
Image du 27 mars 2009 en domaine Ha du C8. Nom temporaire
Asc.Droite
Déclinaison Dimension
Notes
GA01
05 35 22,6
-5 25 18,7
8"x5,5"
Allongé dans le sens est-ouest
GA02
05 35 24,4
-5 24 39,6
4,4"
Rond à légèrement étiré
GA03
05 35 25,8
-5 24 14,2
-
Rond
GA04
05 35 22,2
-5 25 02,6
9,8"x3,6"
Allongé dans le sens nord-sud avec un crochet vers l'ouest au nord de l'objet.
GA05
05 35 18,6
-5 22 41,2
-
À surveiller
4c) Les coordonnées des étoiles mentionnées.
,
Étoile
RA(2000)
Dec(2000)
Mag. V
Mag. V-I
Type spectral
1684
5h35 00.11
-05°30 01.9
12.81
1.11
K6
1703
5h35 02.38
-05°15 47.98
13.99
2.66
K3
1809
5h35 12.216
-05°30 32.93
15.36
2.11
M0.5
1819
5h35 13.80
-05°22 07.1
14.44
2.14
K2e
1869
5h35 15.95
-05°23 49.9
13.79
2.34
G5
1870
5h35 16.00
-05°23 53.0
14.49
2.17
F2-F9e
1925
5h35 18.38
-05°22 37.5
13.38
2.06
M0
1927
5h35 18.67
-05°23 14.0
10.16
2.12
K2-K5e
2046
5h35 28.21
-05°24 58.1
15.36
1.38
K6-K8e
2100
5h33 04.98
-05°33 03.3
11.77
1.42
F9 IV-V
2111
5h33 07.68
-05°23 19.3
14.08
1.62
K4
2200
5h35 45.377
-05°28 10.88
13.37
4.17
M1e
2208
5h33 19.340*
-05°19 47.97*
15.70
2.35
K3-M0 I
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
Autre nom
Notes
GCVS V403 ORI
AM ORI
B-V:+0.88
8
5018
5h34 31.68
-05°28 26.8
14.08
2.66
M2
5235
5h35 03.57
-05°29 26.2
16.18
2.49
5265
5h35 05.37
-05°24 10.7
16.99
2.69
M0
5277
5h35 05.62
-05°29 22.3
17.68
2.26
M0.5
5278
5h35 05.73
-05°24 18.5
15.60
1.94
K2-K7e
5470
5h35 15.31
-05°22 16.5
15.17
3.63
K3-K5
5830
5h35 28.37
-05°25 03.3
15.36
2.36
M4
GCVS V1288 ORI
Note : *(1950) Tableaux des étoiles qui présentent des variations d’intensité lumineuse. Date en UT
Coordonnées
Étoile-ciel
Asc.Droite
adu
Décl.
2 novembre 2008
Étoile 1684
05 35 00.1 -05 23 01.9
59430
31 décembre 2008
Étoile 1684
05 35 00.0 -05 23 02.7
12938
15 février 2009
Étoile 1684
05 35 00.0 -05 23 01.1
43494
21 mars 2009
Étoile 1684
05 35 00.0 -05 23 01.4
42184
2 novembre 2008
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
25934
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
15195
31 décembre 2008
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
9108
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
5301
15 février 2009
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
26010
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
16132
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
19502
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
10576
21 mars 2009
,
Nom de l'étoile
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
9
Date en UT
Coordonnées
Étoile-ciel
Asc.Droite
adu
Décl.
2 novembre 2008
Étoile 1809
05 35 12.1 -05 30 32.5
1780
31 décembre 2008
Étoile 1809
05 35 12.1 -05 30 31.4
3566
15 février 2009
Étoile 1809
05 35 12.1 -05 30 31.1
1578
21 mars 2009
Étoile 1809
05 35 12.2 -05 30 31.8
5638
2 novembre 2008
Étoile 2175
05 35 42.5 -05 27 33.2
11119
31 décembre 2008
Étoile 2175
05 35 42.3 -05 27 31.3
4941
15 février 2009
Étoile 2175
05 35 42.4 -05 27 31.2
18879
21 mars 2009
Étoile 2175
05 35 42.4 -05 27 31.5
11278
2 novembre 2008
Étoile 5018
05 34 31.7 -05 28 26.6
2121
31 décembre 2008
Étoile 5018
05 34 31.7 -05 28 25.2
929
15 février 2009
Étoile 5018
-----
732
21 mars 2009
Étoile 5018
05 34 31.6 -05 28 25.5
2664
2 novembre 2008
Étoile 3609
05 34 26.2 -05 26 30.5
10636
31 décembre 2008
Étoile 3609
05 34 26.1 -05 26 29.8
4972
15 février 2009
Étoile 3609
05 34 26.1 -05 26 29.8
12652
21 mars 2009
Étoile 3609
05 34 26.0 -05 26 28.9
8399
2 novembre 2008
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
24614
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
14063
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
9203
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
4877
15 février 2009
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
24922
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
13707
21 mars 2009
Étoile étalon 1
05 33 13.0 -05 28 53.8
18774
Étoile étalon 2
05 35 05.4 -05 27 17.1
9691
31 décembre 2008
,
Nom de l'étoile
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
10
Date en UT
Nom de l'étoile
Coordonnées
Étoile-ciel
Asc.Droite
adu
Décl.
1nov2008-30s-i
Étoile 1703
05 35 02.3 -05 15 46.4
11223
14fev2009-30s-i
Étoile 1703
05 35 02.3 -05 15 46.7
8239
20mar2009-30s-i
Étoile 1703
05 35 02.3 -05 15 46.4
12868
1nov2008-30s-i
Étoile 2111
05 35 35.2 -05 21 25.3
4293
14fev2009-30s-i
Étoile 2111
05 35 35.2 -05 21 25.4
5655
20mar2009-30s-i
Étoile 2111
05 35 35.3 -05 21 25.8
3721
1nov2008-30s-i
Étoile 2144
05 35 38.8 -05 12 40.7
2123
14fev2009-30s-i
Étoile 2144
05 35 38.8 -05 12 40.7
2119
20mar2009-30s-i
Étoile 2144
05 35 38.8 -05 12 40.7
2806
1nov2008-30s-i
Étoile étalon 3
05 33 19.8 -05 18 49.3
16576
Étoile étalon 4
05 35 31.3 -05 18 56.0
4835
Étoile étalon 3
05 33 19.8 -05 18 49.3
15578
Étoile étalon 4
05 35 31.3 -05 18 56.0
5141
Étoile étalon 3
05 33 19.8 -05 18 49.3
14510
Étoile étalon 4
05 35 31.3 -05 18 56.0
4233
14fev2009-30s-i
20mar2009-30s-i
5) Les références . -
Logiciel AIP4WIN Version 2.1.8 Richard Berry et James Burnell , Astronomical Image Processing for Windows, Published by Willmann-Bell, Inc.
- Logiciel AIP4WIN Version 2.3.0 Richard Berry et James Burnell , Astronomical Image Processing for Windows, Published by Willmann-Bell, Inc. - Logiciel Aladin Auteurs : Pierre Fernique, Thomas Boch, François Bonnarel et A. Schaaff, Logiciel : Aladin version 5.018, 2008, Développement et maintien par le Centre de Données Astronomiques de Strasbourg (CDS) - Logiciel PriSM Logiciel : PRiSM version 6.1.2 , 2006 Programmation et copyrights : C.Cavadore, B.Gaillard, R.Behrend, distribué par : AXILONE - Logiciel PriSM Logiciel : PRiSM version 3.0.1 , 1998 Programmation et copyrights : C.Cavadore, B.Gaillard, R.Behrend, distribué par : AXILONE - Logiciel GSC, GSC : V 2.01 – Script V2.60 "Guide Stars Catalogue"
,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
11
- Site WEBDA page for open cluster Orion Nebula Cluster http://www.univie.ac.at/webda/cgi-bin/ocl_page.cgi?dirname=ngc1976 From cluster chart (plotted) http://www.univie.ac.at/webda/cgi-bin/chart_frame.cgi?ngc1976 - Un portrait de M42 La nébuleuse de Orion Par G. St-Onge & L. Morin CDADFS (Club d'Astronomie de Dorval) et la SAM Janvier 2003 http://astrosurf.com//stog/Travaux-Recherches-%c9tudes/xm42_photom%e9trie/xm42_photometrie_1/xm42.htm
5a) Les instruments utilisés Certaines images CCD ont été effectuées à l'aide d'une lunette de 102mm ED F6.5 de Vixen et d'une caméra CCD SBIG ST7XEI. D’autres images CCD ont été effectuées au foyer d’un SC Celestron de 200mm F/10 Des images CCD ont été effectuées au foyer d’un Newton 150mm F5 de Celestron et d’une caméra CCD SBIG ST402XE. - Le détecteur: SBIG ST7 XEI, échantillonnage des images au CCD ST7 = Taille des pixels = 9 microns X 9 microns, Surface = 6.9 mm X 4.6 mm - Le détecteur: SBIG ST402XE, échantillonnage des images au CCD ST402 = Taille des pixels = 9 microns X 9 microns, Surface = 6.9 mm X 4.6 mm
5b) Les filtres disponibles : Filtres Transmission %
Filtres Transmission %
Filtres Transmission %
Ha Murnaghan
= 59,6 %
b Schuler = ~ 76 %
b Scientific = ~ 76 %
Ha
Schuler
= ~ 90 %
v Schuler = ~ 87 %
v Scientific = ~ 87 %
[SII] Schuler
= ~ 89%
r Schuler = ~ 78 %
i Scientific = ~ 78 %
[OIII] Schuler
= ~ 80%
i Schuler = ~ 78 %
Prises d’images futures. Prendre des images avec le filtre i dans de très courtes poses (1s ou moins) pour diminuer la taille apparente des étoiles. Prendre des images avec le filtre r. Un suivi se poursuit en 2009/2010 pour améliorer nos datas.
,
A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
12
Compléments 1
: Selon Kirchhoff
# Spectre continu : La matière des objets célestes (les étoiles sont des gaz sous pression élevée) peut montrer un spectre continu de toutes les longueurs d'onde, si aucun obstacle n'altère les photons entre la source et le détecteur. # Spectre d'émission : Un gaz incandescent sous faible pression émet un spectre de raies d'émission (raies lumineuses) observables à certaines longueurs d'onde qui correspondent aux propriétés de la nature du gaz. # Spectre d'absorption : Une source émettant un spectre continu dont les photons sont absorbés en traversant un gaz à faible pression (plus froid) laisse voir des raies sombres dans son spectre. Ces raies correspondent aux longueurs d'onde spécifiques aux propriétés du gaz absorbant. Comme une empreinte digitale correspond à une personne spécifique. (a) Continuum : Spectre continu (des objets célestes). Des régions du spectre électromagnétique qui ne contiennent pas de raies d'émission ... (b) Ha : Région du spectre électromagnétique correspondant aux sources d'émission de l'Hydrogène alpha, observée dans la lumière des objets célestes à 656.3nm. Bien sûr il faut tenir compte du décalage spectral de l'objet observé (Dl/l = Vr/c). Pour s'assurer que la source d'émission désirée provenant de l'objet soit bien dans la fenêtre de transmission du filtre utilisé. Des mécanismes qui peuvent créer de l'émission dans des nébuleuses… (c) La photo ionisation et la recombinaison : Des étoiles très chaudes type spectral " O " qui émettent beaucoup de photons UV dans une nébuleuse principalement d'hydrogène. Cette lumière très énergétique ionise la matière de la nébuleuse. On en détecte des raies d'émission, dans les régions du spectre spécifique à l'hydrogène. Comme l'hydrogène alpha est plus rouge que les autres émissions de l'hydrogène dans le visible, il est plus facile à détecter. Son signal traverse plus facilement les matières denses des nébuleuses et celles du milieu interstellaire. Il est parfois préférable d'observer en Ha un objet enfoui dans des régions denses, même si celui-ci a des émissions plus importantes dans d'autres domaines plus bleus. Exemple en [OIII] à 495,9nm et en [OIII] à 500,7nm qui émettent autant et même plus que le Ha à 656,3nm, dans certaines nébuleuses, mais leur signal est plus facilement absorbé par le milieu dense de la nébuleuse que le Ha. (d) L'excitation des raies interdites :- Les conditions physiques dans certaines nébuleuses permettent aux électrons d'effectuer des transitions à des niveaux métastables. Les électrons à ces niveaux sont très fragiles, le moindre choc projette l'électron hors de cet état. Il s'agit de conditions inaccessibles sur terre. - Il faut une atmosphère raréfiée, où il n'y a presque pas de chocs entre les éléments. L'électron sur un niveau métastable redescend spontanément au niveau fondamental; il émet alors une raie interdite dont la signature correspond à certains éléments, qui sont notés entre deux crochets dans les tableaux. Un exemple : [OIII] Oxygène à 4959A et [OIII] Oxygène à 5007A, un oxygène abondant, dans les nébuleuses planétaires particulièrement. (e) Fluorescence :- Dans certaines nébuleuses, les atomes de celles-ci absorbent des photons UV (Ultra Violet), puis ils les réémettent dans le domaine du visible. Ce mécanisme peut être moins important que la photo ionisation et l'excitation des raies interdites.
La suite l’an prochain A. Roussel et G. St-Onge 2009 Retourner à : "Les Saisons du Ciel"
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A. Roussel & G. St-Onge, 2009
Résumé du projet d'observation de M42
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