La nébuleuse variable de Hubble et son bébé étoile R Mon

Pour jeter un œil approfondi sur l’intéressante étoile R Monocerotis et sa fameuse nébuleuse variable de Hubble (NGC2261)

Voici une image faite au Newton 150/750 et CCD314, 35x90sec en luminance et RGB 3x10x90sec en bin2, depuis Pibrac-sous-lampadaire, le 27 février 2013. Nuit calme avec un bon seeing, et il marchait bien ce télescope





Avec les compères Jacques et Christophe on a refait une visite (rapide, juste 10 min) à R Mon et sa nébuleuse cet hiver (23 décembre 2014) avec le T60 au Pic du Midi :





Il y a presque deux années entre les deux images, pas grand chose, un pouillième de temps à l'échelle astronomique, et pourtant en alignant les deux images, on voit que la nébuleuse a changé !


(images retraitées a minima pour les normaliser, redimensionnées à 150%)



Avec le star analyser on va essayer d'y voir plus clair

Un spectre avec le star analyser SA100 sur le nez de la CCD (11x90sec) :




On voit immédiatement que la nébuleuse associée à R Mon n'est pas un gaz excité comme dans une nébuleuse à émission  (pas de fines raies spectrales typiques d'un gaz excité mais un continuum), on regarde ici plutôt une nébuleuse par réflexion. Pas de chance une étoile contamine le spectre (dispersé à droite) de R Mon..

Après des essais/erreurs de rotation de la CCD+SA100 afin de décontaminer le spectre (sans tourner le réseau devant la CCD pour garder le spectre bien aligné devant la ligne de pixels), pas facile d'obtenir un spectre bien propre... le résultat (13x90sec)




Grrr, toujours au moins une étoile qui vient se loger dans le spectre... Cette nuit là j'ai bien réalisé l’intérêt de la fente devant le spectro qui permet de directement sélectionner l'objet.


Le côté positif, on attrape ici dans le champ des étoiles connues (par exemple les HD du catalogue Henry Drapper) qui serviront à la calibration, en particulier celles de type spectral A avec leurs raies d'absorption de la série de Balmer.

Bonjour Apricot,
fort interessant tout ça!.. à quand le cours sur la spectro?
Encore bravo pour tes contributions toujours très stimulantes.
Amitiés,
Michel.

Bonjour Michel, content que ca t'interesse. Je n'ai pas oublié l'idée de faire un atelier spectro J'ai commencé à préparer ça mais je dois encore bidouiller quelques spectres de 3C273 : il sera sympa a analyser en petit groupe je pense.
Jp

Oui, ça va mériter une petite explication de textespectre !

Je suis toujours intéressé par l'atelier spectro !

Moi aussi

Présentée par Jean-Phi, la spectro a un intérêt indéniable !

+ 1 avec Gilkro, de toute façon L'intérêt y est.
Mais qq qui sais passer sa passion, c'est une chance de l'avoir dans l'entourage.
Nous sommes une bonne équipe à Cugnaux avec un spectre d'activités assez large.
Je ne sais pas si le nouveau joujou de J.PHI sais l'analyser le spectre du club .

La spectro te rend poète Siegfried

La suite est moins poétique mais plus aride, on va faire la courbe spectrale de R Mon

Il va falloir calibrer tout ça, en longueur d'onde (c'est à dire calculer la dispersion du spectre en Amstrong par pixel) ainsi que pour les défauts de réponse instrumentale (pour simplifier, il s'agit de corriger le défaut de la caméra qui ne répond pas de manière uniforme en fonction de la longueur d'onde/couleur des photons).

Première étape, on choisi une étoile de référence dans laquelle on reconnaît des raies typiques qu'on utilise pour calibrer en longueur d'onde. Une étoile A comme Véga est parfaite avec ses raies de Balmer. On a des étoiles A dans le champ près de R Mon, quelle chance ! Comme celle là :



On désigne à Isis l'étoile et son spectre (ligne rouge) ainsi que des zones au dessus et dessous qui serviront au logiciel à soustraire colonne de pixel par colonne de pixel le fond de ciel, pour ne garder que le spectre de l'étoile dépollué du fond de ciel (pollution lumineuse..)



Puis Isis fait tout les calculs tout seul, enlève les bias, dark, divise par le flat, aligne les images, retire le fond de ciel puis enfin empile, on obtient :



Et le spectre "2D" de notre étoile de référence (Le spectre qui a une seule dimension est étalé verticalement pour faciliter la visualisation des raies)



Et voici la courbe spectrale :



Super, on voit bien à gauche l'image d'ordre zéro de l'étoile (non dispersée par le spectro) et la courbe avec les raies en absorption de la série de Balmer, de longueur d'onde bien connu. On peut désigner au logiciel la position de chaque raie (par exemple ici en orange H-béta a 4861 Amstrong), Isis calcule ainsi le polynome de la relation pixel/longueur d'onde.

Dernière étape, calculer le défaut de réponse instrumentale. Comme on connait le profil (continuum) d'une étoile de type A, on va le chercher dans la base de donnée du logiciel et le superpose à notre profil (courbe rouge sur courbe bleue) et on divise les courbes pour obtenir la courbe verte.



La courbe verte correspond à la réponse instrumentale. Bien sur il faut gommer les raies, avec un filtre gaussien :



Et voilà, c'est la courbe précise de ma CCD sur le train optique cette nuit là. On voit qu'elle est plus sensible dans le vert que le bleu ou rouge, et qu'il n'y a rien de linéaire dans sa réponse    C'est normal. On est maintenant équipé pour corriger le spectre de notre étoile pour faire le graphe final :



Il ne reste plus qu'à utiliser notre polynome et la courbe de réponse instrumentale sur R mon, et voilaaa

apricot a écrit:

Il ne reste plus qu'à utiliser notre polynome et la courbe de réponse instrumentale sur R mon, et voilaaa

Facile quoi !

Mais si, le pipeline de traitement est très simple !

Le spectre de R Mon :



On a une raie en émission à la longueur d'onde 6563 A H-alpha.

Le bilan ! On a une région qui pourrait être pleine de poussière (on les discerne sur l'image au T60), de la matière brute pour faire des étoiles. On a une étoile à l'extrémité d'une nébuleuse qui est éclairée par l'étoile en réflexion. L'étoile montre une raie d'hydrogène en émission, donc de l'H gazeux excité par une étoile suffisamment énergétique. La nébuleuse change dans un temps très court (2 ans) donc il se passe quelque chose dans un rayon de moins de deux années lumières. Tout ça colle pas mal avec le scénario d'une jeune étoile encore entourée par sa nébuleuse protostellaire (celle qui émet en H-a) et plus loin par les poussières de son cocon. Le disque / les nuages protostellaire en mouvement près de l'étoile bougent et projettent des ombres chinoises mouvante d'ou la variabilité de la nébuleuse.

Tout ça avec deux images et un spectre pourri par des étoiles du champ qui se mélangent au spectre... il faut vraiment que je revienne dessus avec un spectro à fente pour prendre proprement la température de l'étoile, faire le spectre de la nébuleuse et de l'étoile séparément, voir si le profil de la raie Ha change dans le temps etc !!

Une petite planche annotée :

Une bien belle planche !

Au même titre que sont présenté les animations qui ont eu lieu, il faudrait pouvoir accorder qques minutes lors des réunions du vendredi pour présenter le travail fait par les membre lors des 15 dernier jours :

- les dernières photos prises
- qques explication sur ton travail en spectro
- etc.

Pas forcement un exposé complet, mais simplement montrer que le club est actif en dehors des réunions, et pas seulement pour les animations.

Ok, je peux faire un mini-topo sur R mono. Je n'aurais pas le temps de faire plus pour l'instant..

Il y a un truc bizarre quand même avec ce spectre... vous avez du le remarquer....

Pourquoi R Mon montre un profil qui correspond globalement à une étoile froide tout en montrant une belle raie d’émission H-alpha ?

Pour exciter un atome d'hydrogène au point de lui faire émettre un photon H-alpha en se désexcitant, il faut lui fournir presque autant d'énergie que pour l'ioniser (c'est à dire arracher son électron pour le laisser tout nu avec son proton). En fait c'est très rare que l'hydrogène soit excité pile à la bonne énergie, avec par exemple un photon pile poil à la bonne longueur d'onde/énergie. En pratique ce sont des atomes H ionisés qui rattrapent des électrons (c'est la "recombinaison") pour reformer des atomes H avec un niveau d'excitation élevé. C'est ceux là qui se désexcitent pour émettre les photons H-alpha. Donc quand on voit de l’émission H-alpha, c'est qu'on a de l'hydrogène ionisé.

Pour ioniser l'hydrogène, il faut l'éclairer avec des photons très énergétiques, dans l'UV, à + de 13.8 eV, soit - de 912 A.

Très bien, mais alors ils viennent d’où dans le cas de R Mon ?

Ok, c'est évident, ils viennent de R Mon.

Mais quand on prend la température de R Mon ca ne colle pas.

Pour prendre la température de l'étoile, on peut utiliser la loi de Wien : plus une étoile est chaude (type A, voire O) et plus elle emet des photons bleus/uv très énergétiques, et plus elle est froide, moins elle brille dans l'UV et plus elle emet dans l'infrarouge



En regardant la forme du continuum on peut prendre la température (couleur) de l'étoile !  (Rspec fait ça très bien de façon quasi automatique).

En analysant notre spectre de R Mon globalement, on trouve une température de 5500K (la courbe noire du bas).



Pour comparaison, notre étoile A de référence, de type véga (A) qui envoi beaucoup plus de pâté dans l'UV (on mesure 10000K avec Vspec) :



R mon est clairement une étoile froide, ou tout du moins qui semble froide. Elle ne peut donc pas (ou ne semble pas pouvoir) rayonner assez de photons UV pour ioniser l'hydrogène du coin, et on a pourtant une belle raie en émission !?

Alors que passa ?

Suspens !!!!
Alors , alors ?

Tu n'as pas une petite idée ?

Il nous faudrait un radio-télescope en fait !!

Si si j'ai bien une idée ... enfin, je ne l'ai pas eu tout seul, j'ai lu ca qques part.

Une histoire d'étoile jeune encore dans son cocon de gaz chaud. C'est qque chose comme ça ?

Oui c'est ça !  

Au bilan on a :
- Un nuage de gaz/poussières en forme de demi-ventilo, éclairé par réflexion par  R Mon
- Des variations de la nébuleuse, qui peuvent s'expliquer par des condensations des poussières  en mouvement près de l’étoile qui projettent leurs ombres sur la nébuleuse !
- L’émission H-alpha indique la présence d’H ionisé par une une étoile B ou O (>10000 k , photons <900 nm) ...
- Pourtant l’étoile apparait froide (5500 k)  avec un excès dans l’infrarouge, qui peut s'expliquer par une forte absorption par des gaz/poussières !

Un coup d'oeil spectro à R Monocerotis lors de la dernière mission au T60 du Pic.

(on voit au dessus qu'il y a plein d'images d'il y a juste 2 ans qui ont été écrabouillées par l'hébergement... heureusement que je les ai archivé localement, reste à les reposter)

Pendant le pointage, avec la caméra de guidage (lodestar X2) la nébuleuse était bien visible sur une pose de 10 sec :



Avec R Mon sur la fente du spectro, une pose de 2 sec lors de l'autoguidage :



Le spectre avec l'alpy 600 (fente de 23um) et CCD 314 :

On ne peut pas raté la raie Ha ! :-)

Peux tu nous mettre la photo traitée du spectre ? Histoire qu'on voit bien la raie sur la photo aussi.

Je dirais un bug ce gros pic qui dépasse. C'est comme ça quand l,autoguidage foire 😂.
Ta bien fait de garder une copie.