Astronomie

Détermination des rapports de ligne dans la nébuleuse planétaire

Détermination des rapports de ligne dans la nébuleuse planétaire



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Je sais que le rapport de force de ligne nous indique à quel point le plasma d'électrons dans une nébuleuse est chaud, et donne également des informations sur les densités d'électrons dans la nébuleuse. Mais comment calculez-vous les rapports de ligne? Disons que nous considérons deux raies d'émission (toutes deux interdites) se désintégrant jusqu'à l'état fondamental. Si j'ai les coefficients d'Einstein A et les poids statistiques, comment puis-je calculer les rapports linéaires ? Toute explication (de préférence avec des exemples) sera très appréciée.


Vous avez besoin d'un modèle pour l'excitation de la ligne. Mais puisque vous dites que vous avez deux lignes interdites, vous pouvez essayer de supposer que la densité est bien en dessous de la "densité critique" (qui est la densité à laquelle les niveaux supérieurs des transitions sont étouffés par les collisions au lieu d'attendre aussi longtemps qu'il le faudra pour que la transition radiative "interdite" se produise). Ensuite, si vous parlez de deux transitions du même niveau supérieur, le rapport de ligne est simplement le rapport des valeurs Einstein A pour les deux transitions (notez que la valeur Einstein A inclut normalement déjà les poids statistiques des niveaux inférieurs). Si vous parlez de deux niveaux supérieurs différents, vous avez besoin d'un modèle pour savoir comment ces niveaux supérieurs sont peuplés, et les rapports de ligne seront les rapports des populations de niveau supérieur multipliés par les valeurs Einstein A. Il n'est pas toujours facile de savoir comment les niveaux supérieurs sont peuplés, c'est pourquoi il est difficile de vous donner une réponse à votre question, c'est très dépendant du contexte. Mais la principale simplification de l'utilisation de lignes interdites est que vous n'avez pas à vous soucier de la réabsorption des photons avant leur sortie. (Un détail est que les rapports de ligne sont souvent donnés en termes de rapports de flux d'énergie, plutôt que de rapports de photons, vous devrez donc multiplier les valeurs d'Einstein A par les énergies de photons si les transitions sont à des énergies très différentes.)


Détermination des rapports des raies dans la nébuleuse planétaire - Astronomie

Des images de la nébuleuse planétaire elliptique NGC 7009 ont été obtenues avec des filtres à bande étroite centrés dans la plupart des principales raies d'émission optique. Les images Hα et [OIII]5007A révèlent un halo circulaire étendu à haute excitation autour du corps elliptique central du planétaire. Une image [SIII]9069A montre une condensation externe localisée, non signalée auparavant. Des diagnostics plasmatiques bidimensionnels ont été obtenus. Le halo est entièrement excité par des photons, tandis que les effets dynamiques du gaz jouent un rôle important dans la détermination de la forme et de l'excitation des régions internes. L'existence de chocs d'étrave peut être déduite des images des rapports interdits à la ligne de Balmer. Si la forme de la nébuleuse interne est due à la rotation du noyau de la nébuleuse planétaire (PNN), l'ancêtre de NGC 7009 était probablement une étoile de la séquence principale d'environ 2M de soleil _, et la masse du halo est d'environ 1M de soleil _. La nébuleuse interne contient deux anneaux de matière, probablement liés à des événements épisodiques de perte de masse. Les anneaux ne sont pas alignés. Si ce désalignement est dû à la précession du PNN, on retrouve une période de précession d'environ 30 000 ans. Si la précession est conduite par une étoile compagne, cette dernière est située

Soleil 4.5R _ du PNN. Aucune enveloppe commune ne serait attendue au stade actuel d'évolution de ce système.


La nébuleuse planétaire clignotante

Une image du télescope spatial Hubble de la nébuleuse planétaire clignotante NGC 6826 (avec traitement supplémentaire par Judy Schmidt)

Alors que la Voie lactée le long de l'épine dorsale de la constellation du Cygne, le Cygne, offre de nombreuses belles cibles pour les astronomes, les ailes de la constellation valent également la peine d'être explorées, en particulier de juillet à octobre, lorsque la constellation se trouve près du méridien. Au cours de cette courte visite, parcourons sur la pointe des pieds l'aile ouest du Swan et inspectons le remarquable Blinking Planetary, NGC 6826, et quelques autres objets du ciel profond intrigants.

Avant d'arriver à la planète clignotante, regardons l'étoile la plus brillante de cette partie du ciel. C’s δ (delta) Cygni, un système d'étoiles triples de magnitude 3 à environ 165 années-lumière. Une étoile aussi brillante dans une partie importante du ciel mérite un nom propre, mais la plupart des cartes d'étoiles l'étiquettent simplement δ Cygni, bien que certains l'appellent Rukh ou Al-Fawari. Les générations futures attribueront sûrement un autre nom à cette étoile. Lorsque la Terre vacillante dirigera son axe vers δ Cygni dans un peu plus de 9 200 ans, elle s'appellera, pour un temps, l'Étoile polaire.

Emplacement de NGC 6826, le Planétaire clignotant, dans l'aile ouest de Cygnus, le Cygne. L'amas d'étoiles NGC 6811 est également montré (créé avec SkyX Serious Astronomer Edition par Software Bisque).

Jetez un œil à l'étoile avec votre télescope et vous verrez la principale composante de 3e magnitude sous la forme d'un joyau bleu-blanc. Le compagnon blanc de 6e magnitude se trouve à environ 2,4″, ce qui le rend difficile à discerner dans un ciel instable. Vous aurez besoin d'environ 75x pour diviser cette paire dans un petit télescope. La compagne naine rouge, beaucoup plus faible, brille à la magnitude 12 et est très difficile à distinguer des étoiles en arrière-plan.

OK, maintenant passons au Planétaire clignotant. Catalogué sous le nom de NGC 6826, il se trouve juste au sud-est de l'étoile iota (ι) Cygni, et juste à l'ouest d'une ligne allant de kappa (κ) à iota (ι) avec une longueur égale à la distance entre les deux étoiles. Le planétaire de magnitude 9 est assez petit, avec un diamètre apparent de seulement 25&8243, il apparaît donc presque comme une étoile à 50x. Vous pouvez déterminer si vous avez bien trouvé la nébuleuse en augmentant le grossissement pour agrandir le disque. À 120x ou plus, la nébuleuse révélera une forme manifestement ovale et une subtile couleur bleu-vert. L'étoile centrale de magnitude 10 de NGC 6826 est assez évidente dans un petit télescope. Cette étoile génère la nébuleuse alors qu'elle rejette ses couches externes de son noyau central brûlant.

La vidéo ci-dessous vous montre la nébuleuse à travers un amplificateur de brillance et vous donne une idée de ce à quoi elle ressemble à fort grossissement.


Le Clignotant Planétaire est un objet qui démontre le plus dramatiquement l'effet de la vision détournée. Fixez directement cette nébuleuse planétaire bleu-vert pendant plusieurs secondes et vous ne verrez que l'étoile centrale. Regardez légèrement sur le côté et la faible nébuleuse autour de l'étoile apparaît soudainement. Lorsque vous passez de la vision directe à la vision détournée, la nébuleuse semble clignoter. C'est sacrément impressionnant. L'utilisation d'un filtre de nébuleuse (comme un filtre UHC ou OIII) augmente le contraste de la nébuleuse par rapport au fond du ciel, mais ruine l'effet de clignotement.

L'amas d'étoiles ouvert NGC 6811 à Cygnus (crédit : Roberto Mura/Wikipedia)

Si vous avez faim de plus d'observation des étoiles, recherchez le charmant petit amas ouvert d'étoiles NGC 6811. Il se trouve juste à l'ouest de la ligne entre δ Cyg et ι Cyg et beaucoup plus près du premier. Le petit groupe est le plus fascinant pour l'assortiment de formes qu'il ressemble. Certains disent que cela ressemble à un anneau de fumée, certains disent qu'il ressemble à la Liberty Bell, et d'autres voient le casque de Néfertiti, par exemple. Montez votre télescope jusqu'à un grossissement modéré d'environ 50-80x et observez l'amas de près et attentivement. Quelle forme voyez-vous ?


Exercice 2 : Détection du rougissement interstellaire

Dans cet exercice, vous apprendrez comment le rougissement interstellaire affecte le spectre d'une nébuleuse planétaire. En comparant les spectres de plusieurs nébuleuses, vous pourrez déterminer lesquelles sont plus ou moins affectées par le rougissement interstellaire. En combinant ces résultats avec les latitudes galactiques de ces nébuleuses planétaires, vous pourrez conclure quelque chose sur la répartition de la poussière interstellaire dans notre Voie lactée.

Le décrément de Balmer

Dans le modèle de Bohr de l'atome d'hydrogène, il existe de nombreux niveaux d'énergie distincts, entre lesquels les électrons peuvent se transférer s'ils émettent ou absorbent la quantité d'énergie appropriée. Les mouvements ascendants nécessitent une absorption d'énergie, tandis que les mouvements descendants libèrent de l'énergie. Les transitions électroniques descendantes qui se terminent au deuxième niveau d'énergie sont appelées la série de Balmer et sont importantes en astronomie optique, car ce sont les seules transitions qui impliquent la lumière visible. Les trois premiers d'entre eux sont appelés H &alpha, H&bêta, et H&gamma, pour les transitions de 3-2, 4-2 et 5-2, respectivement. Lorsque de nombreux atomes d'hydrogène ionisés se recombinent, comme dans une nébuleuse planétaire où les atomes sont ionisés et se recombinent tout le temps, les électrons capturés descendent en cascade à travers les niveaux d'énergie, émettant des photons des longueurs d'onde appropriées lorsqu'ils tombent. La probabilité d'un saut vers le bas particulier est dictée par des constantes atomiques, et ainsi les rapports de toutes les transitions possibles peuvent être calculés. Cela conduit au « décrément de Balmer », les rapports bien connus entre les intensités des raies de Balmer, où H&alpha est la droite la plus forte, H&bêta est plus faible, H&gamma est encore plus faible, et ainsi de suite. Dans des conditions typiques dans les nébuleuses planétaires, ces rapports sont (d'après Osterbrock, Astrophysics of Planetary Nebulae and Active Galactic Nuclei, University Science Books, 1989) :

Le phénomène du rougissement interstellaire

Ainsi, le décrément de Balmer, les rapports d'intensité des raies de Balmer dans toutes les nébuleuses planétaires, devraient être à peu près les mêmes. Cependant, ce n'est pas ce qui est observé. Le rougissement interstellaire produit par des particules de poussière de la taille d'un micron atténue sélectivement la lumière plus courte et plus bleue que la lumière plus longue et plus rouge, ce qui conduit à des rapports de raie de Balmer qui diffèrent systématiquement des prédictions théoriques. Une nébuleuse planétaire située derrière un nuage de poussière interstellaire sera observée pour avoir les rapports d'intensité H&alpha/H&bêta Suite que 2,86, et H&gamma/H&bêta moins que 0,47. Plus il y a de poussière, plus la disparité entre les décréments de Balmer observés et théoriques est grande. En retournant ce concept, à partir de la taille de l'écart entre les décréments observés et théoriques de Balmer, les astronomes peuvent déduire la quantité de rougeur interstellaire, et donc de poussière, entre nous et une nébuleuse planétaire donnée.

La Voie lactée et les coordonnées galactiques

Notre système solaire et toutes les nébuleuses planétaires de cette base de données résident dans la Voie lactée. La Voie lactée est une spirale aplatie d'étoiles, de gaz et de poussière, entourée d'une région plus sphéroïdale, étendue et beaucoup plus diffuse, appelée le halo galactique. Les emplacements dans la Voie lactée sont commodément spécifiés par des coordonnées galactiques, similaires à la latitude et à la longitude vues par quelqu'un qui regarde depuis le centre de la Terre. L'origine du système de coordonnées galactiques, cependant, n'est pas au centre de la Voie lactée, mais plutôt à la position du soleil, car c'est là que nous sommes lorsque nous regardons le ciel.

La page Parcourir de ce site Web répertorie les coordonnées galactiques de chaque nébuleuse planétaire sous la forme "lll.l (signe)bb.b", où lll.l est la longitude galactique en degrés et bb.b est la latitude galactique en degrés. Le signe plus ou moins avant la latitude galactique indique si l'objet est au-dessus ou au-dessous du plan galactique, respectivement.

L'exercice

Vous trouverez ci-dessous huit nébuleuses planétaires. Pour chacun d'eux, vous estimerez les intensités relatives du H&alpha et H&bêta lignes et les comparer avec la prédiction théorique de 2,86 et entre elles. Enfin, vous pourrez tirer quelques conclusions sur la répartition des poussières dans la Voie lactée.


Détermination des rapports des raies dans la nébuleuse planétaire - Astronomie

Si les nébuleuses planétaires sont connues depuis longtemps, il a fallu attendre l'avènement de la spectroscopie en astronomie pour comprendre ce qu'elles sont. À la fin des années 1800, lorsque la spectroscopie stellaire a été utilisée pour la première fois, les gens ont été surpris de découvrir que les PN avaient des spectres de raies d'émission purs, plutôt qu'un continuum avec des raies d'absorption comme cela a été trouvé pour les étoiles. Les raies les plus brillantes dans les spectres PN n'ont pas pu être initialement identifiées, ce qui a conduit à l'hypothèse qu'un élément inconnu, nommé « nébulium », produisait ces raies. Cependant, d'autres observations ont montré que diverses de ces lignes non identifiées variaient en force d'un objet à l'autre d'une manière qui indiquait qu'elles provenaient de différents éléments, et cette idée de "nébulium" a été assez rapidement abandonnée.

Apparition du spectre solaire

Voici à quoi ressemble le spectre solaire vu avec un prisme, montrant le continuum lumineux et les raies d'absorption sombres de l'étoile. (Cette image est créée à partir d'un spectre numérique d'une étoile G2V similaire au Soleil, plutôt que d'être à partir d'un spectre de prisme réel. J'ai vu le spectre solaire à l'œil nu à l'aide d'un spectrographe à réseau et je peux garantir qu'il ressemblait beaucoup à ceci Avec un prisme, qui n'a pas une aussi bonne résolution de longueur d'onde, la plupart des lignes les plus faibles seraient difficiles à voir lors d'une inspection occasionnelle.)

Un spectre de nébuleuse planétaire typique (échelle de luminosité linéaire)

Cette image spectrale est réalisée à partir du spectre observé du PN NGC 7027, qui est un PN lumineux et assez compact en Cygnus. La ligne verte très brillante à 5007 Angstroms et la ligne compagnon plus faible à 4959 Angstroms font que ces PN paraissent verts à l'œil. Lorsqu'il est affiché comme celui-ci, vous ne voyez facilement que la seule ligne verte brillante, et j'ai dû marquer les deux autres lignes à peine visibles dans le spectre avec les flèches. Vous pouvez à peine voir une ligne rouge, la ligne alpha 6563 Angstrom H, dans le spectre si vous regardez bien ou si vous agrandissez l'image. (Comme avec le spectre G2V ci-dessus, tous ces spectres sont des spectres de prismes simulés basés sur des spectres numériques modernes d'objets, ou sont le résultat de simulations de l'émission nébulaire.)

La raie à 5007 Angstroms est souvent la raie la plus forte dans le spectre des PN, et elle est donc utilisée dans les relevés d'imagerie pour découvrir ces objets, en particulier dans les galaxies externes. En prenant une image sur la raie spectrale et une autre image juste à côté de la ligne et en soustrayant les images, les PN apparaissent comme des objets brillants tandis que les étoiles normales se soustraient de l'image de différence. La raie est due à l'oxygène doublement ionisé, donc l'étoile centrale doit être assez chaude pour ioniser les atomes d'oxygène en O +2 . Les très "jeunes" PN qui chauffent encore peuvent ne pas être en mesure d'exciter cette ligne, et les très "anciens" PN où l'étoile s'est refroidie peuvent également ne pas avoir cette ligne, mais une grande partie d'entre eux ont cette ligne comme raie la plus forte du spectre optique.

Le même spectre de nébuleuse planétaire, mis à l'échelle pour montrer des lignes faibles

Lorsque l'image est affichée avec une échelle d'intensité logarithmique, comme ci-dessus, il devient clair qu'il y a beaucoup d'autres lignes présentes, mais elles sont généralement beaucoup plus faibles que les lignes fortes. L'œil humain voit la luminosité sur une échelle logarithmique, donc si le spectre pouvait être rendu suffisamment lumineux, une personne verrait les raies faibles et les raies fortes comme indiqué ci-dessus.

Certaines des lignes ici pourraient être identifiées comme étant dues à l'hydrogène et à l'hélium, tandis que de nombreuses autres lignes n'ont pas été initialement identifiées. Si vous comparez ce spectre avec les deux spectres simulés ci-dessous, vous pouvez voir qu'une raie jaune est due à He et qu'il y a quatre raies de la série Hydrogen Balmer présentes dans le spectre NGC 7027. Si l'on regarde, on trouve en fait un certain nombre de raies He dans le spectre en plus de la forte raie jaune.

Spectre d'hydrogène pur simulé

C'est à partir d'un calcul informatique du spectre d'une nébuleuse d'hydrogène pur, puisque je n'ai pas de spectre d'une telle chose.

Spectre simulé d'hydrogène et d'hélium uniquement

C'est à partir d'un calcul informatique du spectre d'une nébuleuse avec seulement de l'hydrogène et de l'hélium, puisque je n'ai pas de spectre d'une telle chose.

Vous pouvez mieux le voir avec les spectres côte à côte (H ci-dessus, le spectre NGC 7027 au milieu, H plus He ci-dessous):

Il y a environ 100 ans, les raies mystérieuses des spectres PN ont été identifiées comme étant des raies "interdites" excitées par collision des éléments communs des formes ionisées et neutres tels que l'oxygène, l'azote et le carbone. Ces lignes ne sont pas interdites en fait, mais elles ne se produisent dans la nature que dans des conditions de très faible densité. Un PN est un nuage de gaz ionisé de très faible densité autour d'une étoile centrale. L'étoile produit un rayonnement ultraviolet pour ioniser et exciter le gaz qui l'entoure.

Les raies observées dans les spectres des PN sont de deux types : les raies de recombinaison formées lorsqu'un ion et un électron se combinent, conduisant à une cascade de l'électron dans l'état fondamental, et des raies excitées par collision à partir de niveaux d'énergie bas dans les atomes ou les ions. Les raies de recombinaison comprennent les raies H et He et de nombreuses raies très faibles d'autres éléments observés dans les spectres. Cependant, la plupart des raies plus fortes observées dans les PN concernent des raies excitées par collision, que nous pensons être excitées par des collisions d'électrons dans le plasma ionisé créé par l'étoile. Beaucoup de ces faibles niveaux d'énergie à quelques électrons-volts au-dessus de l'état fondamental ne peuvent pas rayonner de manière très efficace. Sur Terre, les transitions n'ont pas lieu dans des conditions normales car une autre collision a lieu avant que l'électron de ces niveaux ne puisse émettre de la lumière. Même si l'on a un vide poussé et que la densité de gaz dans la chambre est faible, le gaz à l'intérieur entre encore assez fréquemment en collision avec les parois de la chambre à vide. Dans les conditions de très faible densité de ces PN -- les densités sont estimées typiquement de l'ordre de 1000 atomes par centimètre cube, ce qui équivaut à une pression de l'ordre de 10 -16 atmosphères. N'ayant pas de murs avec lesquels entrer en collision, les ions et les atomes du gaz peuvent rester là jusqu'à ce que la transition interdite ait lieu. L'émission est très faible, mais avec environ une année-lumière cubique de gaz, même une émission très faible peut donner quelque chose d'assez brillant pour être observé.

En principe, une analyse minutieuse du spectre d'un PN peut nous fournir des informations sur la température et la densité du gaz, ainsi que sur l'abondance des éléments. De nos jours, cela se fait généralement à l'aide d'un code de photoionisation pour simuler la physique atomique et voir quelles sont les forces de ligne attendues pour différentes situations, puis en ajustant les paramètres pour correspondre aux rapports de ligne observés. Le code CLOUDY de Gary Ferland est un exemple d'un de ces codes de simulation (destiné aux experts uniquement. ).

L'une des grandes énigmes restantes concernant les PN est que l'analyse des raies de recombinaison ne produit pas de résultats cohérents avec l'analyse des raies interdites excitées par collision. La physique de ces deux processus est bien comprise et en fait étroitement liée, il est donc difficile de comprendre pourquoi les deux types de lignes semblent indiquer des conditions physiques très différentes dans la nébuleuse.

Les gens essaient d'en comprendre la raison depuis plus de 50 ans, et aucune solution entièrement satisfaisante n'a été trouvée. Il y a deux idées générales pour expliquer cela, chacune avec son propre « camp » : l'une est qu'il y a des variations significatives de la température du plasma au-dessus de la nébuleuse, et l'autre est qu'il y a de petites poches de gaz qui manquent totalement d'hydrogène distribué à travers le nébuleuse. Dans les deux cas, il est difficile de comprendre comment cet état de choses peut être créé, donc je ne suis pas convaincu de ce qui est susceptible d'être correct.


Abell 30

Sur les quelque 2500 nébuleuses planétaires connues dans notre galaxie, cinq contiennent de la matière agglomérante déficiente en hydrogène. L'exemple le mieux étudié est Abell 30, une nébuleuse constituée d'une grande coquille sphérique faible, au centre de laquelle se trouve un réseau très complexe de nœuds, dans lequel l'hydrogène est pratiquement absent ( figure 1). La théorie de longue date pour la formation du matériau déficient en hydrogène dans A30 est que son étoile centrale a connu une impulsion thermique très tardive (VLTP), longtemps après l'éjection de la nébuleuse d'origine, qui a éjecté du matériau fraîchement traité dans la nébuleuse ( Iben 1983)

La nébuleuse planétaire Abell 30, à la lumière de [O ii ]. Le panneau de gauche est une image au sol, la droite est une image du télescope spatial Hubble du complexe noueux central. (NASA/ESA/WIYN/X-W Liu)


Contenu

Les astronomes utilisent plusieurs méthodes différentes pour décrire et approximer les abondances de métaux, en fonction des outils disponibles et de l'objet d'intérêt. Certaines méthodes consistent à déterminer la fraction de masse attribuée au gaz par rapport aux métaux, ou à mesurer les rapports du nombre d'atomes de deux éléments différents par rapport aux rapports trouvés dans le Soleil.

Fraction massique Modifier

La composition stellaire est souvent simplement définie par les paramètres X, Oui et Z. Ici X est la fraction massique d'hydrogène, Oui est la fraction massique de l'hélium, et Z est la fraction massique de tous les éléments chimiques restants. Ainsi

Pour la surface du Soleil, ces paramètres sont mesurés pour avoir les valeurs suivantes : [5]

La description Valeur solaire
Fraction massique d'hydrogène X soleil = 0,7381 >=0.7381>
Fraction massique d'hélium Y soleil = 0,2485 >=0.2485>
Metallicité Z soleil = 0,0134 >=0.0134>

En raison des effets de l'évolution stellaire, ni la composition initiale ni la composition globale actuelle du Soleil ne sont identiques à sa composition de surface actuelle.

Rapports d'abondance chimique Modifier

La métallicité stellaire globale est classiquement définie à partir de la teneur totale en hydrogène, puisque son abondance est considérée comme relativement constante dans l'Univers, ou de la teneur en fer de l'étoile, qui a une abondance généralement linéairement croissante dans l'Univers. [6] Le fer est également relativement facile à mesurer avec des observations spectrales dans le spectre de l'étoile étant donné le grand nombre de raies de fer dans le spectre de l'étoile (même si l'oxygène est l'élément lourd le plus abondant – voir les métallicités dans les régions HII ci-dessous). Le rapport d'abondance est le logarithme commun du rapport de l'abondance en fer d'une étoile par rapport à celle du Soleil et se calcule ainsi : [7]

où N Fe >> et N H >> sont respectivement le nombre d'atomes de fer et d'hydrogène par unité de volume. L'unité souvent utilisée pour la métallicité est le dex, contraction de « exposant décimal ». Par cette formulation, les étoiles avec une métallicité plus élevée que le Soleil ont un logarithme commun positif, tandis que celles plus dominées par l'hydrogène ont une valeur négative correspondante. Par exemple, les étoiles avec une valeur [Fe/H] de +1 ont 10 fois la métallicité du Soleil (10 1 ) à l'inverse, celles avec une valeur [Fe/H] de −1 ont 1 ⁄ 10 , tandis que celles avec une valeur La valeur [Fe/H] de 0 a la même métallicité que le Soleil, et ainsi de suite. [8] Les jeunes étoiles de la population I ont des rapports fer/hydrogène significativement plus élevés que les étoiles plus âgées de la population II. On estime que les étoiles primordiales de la Population III ont une métallicité inférieure à -6, un millionième de l'abondance de fer dans le Soleil. [9] [10] La même notation est utilisée pour exprimer les variations d'abondance entre d'autres éléments individuels par rapport aux proportions solaires. Par exemple, la notation "[O/Fe]" représente la différence dans le logarithme de l'abondance d'oxygène de l'étoile par rapport à sa teneur en fer par rapport à celle du Soleil. En général, un processus nucléosynthétique stellaire donné ne modifie les proportions que de quelques éléments ou isotopes, de sorte qu'un échantillon d'étoile ou de gaz avec certaines valeurs [/Fe] peut très bien indiquer un processus nucléaire associé et étudié.

Couleurs photométriques Modifier

Les astronomes peuvent estimer les métallicités grâce à des systèmes mesurés et calibrés qui mettent en corrélation les mesures photométriques et les mesures spectroscopiques (voir aussi Spectrophotométrie). Par exemple, les filtres UVB de Johnson peuvent être utilisés pour détecter un excès d'ultraviolets (UV) dans les étoiles, [11] où un excès d'UV plus petit indique une plus grande présence de métaux qui absorbent le rayonnement UV, faisant ainsi apparaître l'étoile "plus rouge". [12] [13] [14] L'excès d'UV, (U−B), est défini comme la différence entre les magnitudes des bandes U et B d'une étoile, comparée à la différence entre les magnitudes des bandes U et B des étoiles riches en métaux dans l'amas des Hyades. [15] Malheureusement, δ(U−B) est sensible à la fois à la métallicité et à la température : si deux étoiles sont également riches en métaux, mais que l'une est plus froide que l'autre, elles auront probablement des valeurs δ(U−B) différentes [15] ] (voir aussi Effet de couverture [16] [17] ). Pour aider à atténuer cette dégénérescence, la couleur B-V d'une étoile peut être utilisée comme indicateur de température. De plus, l'excès d'UV et la couleur B−V peuvent être corrigés pour relier la valeur (U−B) aux abondances de fer. [18] [19] [20]

D'autres systèmes photométriques qui peuvent être utilisés pour déterminer les métallicités de certains objets astrophysiques incluent le système Strӧmgren, [21] [22] le système de Genève, [23] [24] le système de Washington, [25] [26] et le système DDO. [27] [28]

Étoiles Modifier

À masse et âge donnés, une étoile pauvre en métal sera légèrement plus chaude. La métallicité des étoiles de la population II est d'environ 1/1000 à 1/10 de celle du Soleil ([Z/H] = -3,0 à -1,0 ), mais le groupe semble plus froid que l'ensemble de la population I, car les étoiles lourdes de la population II sont mortes depuis longtemps . Au-dessus de 40 masses solaires, la métallicité influence la façon dont une étoile mourra : en dehors de la fenêtre d'instabilité des paires, les étoiles à faible métallicité s'effondreront directement en un trou noir, tandis que les étoiles à plus haute métallicité subissent une supernova de type Ib/c et peuvent laisser une étoile à neutrons.

Relation entre la métallicité stellaire et les planètes Modifier

La mesure de la métallicité d'une étoile est un paramètre qui permet de déterminer si une étoile peut avoir une planète géante, car il existe une corrélation directe entre la métallicité et la présence d'une planète géante. Des mesures ont démontré le lien entre la métallicité d'une étoile et les planètes géantes gazeuses, comme Jupiter et Saturne. Plus il y a de métaux dans une étoile et donc son système planétaire et proplyd, plus le système peut avoir des planètes géantes gazeuses. Les modèles actuels montrent que la métallicité ainsi que la température correcte du système planétaire et la distance par rapport à l'étoile sont la clé de la formation de la planète et du planétésimal. Pour deux étoiles d'âge et de masse égaux mais de métallicité différente, l'étoile la moins métallique est plus bleue. Parmi les étoiles de même couleur, les étoiles moins métalliques émettent plus de rayonnement ultraviolet. Le Soleil, avec 8 planètes et 5 planètes naines connues, est utilisé comme référence, avec un [Fe/H] de 0,00. [29] [30] [31] [32] [33]

Régions HII Modifier

Les étoiles jeunes, massives et chaudes (généralement des types spectraux O et B) dans les régions H II émettent des photons UV qui ionisent les atomes d'hydrogène à l'état fondamental, libérant les électrons et les protons. Ce processus est connu sous le nom de photoionisation. Les électrons libres peuvent frapper d'autres atomes à proximité, excitant les électrons métalliques liés dans un état métastable, qui finissent par se désintégrer dans un état fondamental, émettant des photons avec des énergies qui correspondent aux lignes interdites. Grâce à ces transitions, les astronomes ont développé plusieurs méthodes d'observation pour estimer les abondances de métaux dans les régions HII, où plus les raies interdites sont fortes dans les observations spectroscopiques, plus la métallicité est élevée. [34] [35] Ces méthodes dépendent d'un ou plusieurs des éléments suivants : la variété des densités asymétriques à l'intérieur des régions HII, les températures variées des étoiles incrustées et/ou la densité électronique dans la région ionisée. [36] [37] [38] [39]

Théoriquement, pour déterminer l'abondance totale d'un seul élément dans une région HII, toutes les lignes de transition doivent être observées et additionnées. Cependant, cela peut être difficile à observer en raison de la variation de la force de la ligne. [40] [41] Certaines des lignes interdites les plus courantes utilisées pour déterminer les abondances de métaux dans les régions HII proviennent de l'oxygène (par exemple [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å, et [O III] λ = (4363 , 4959, 5007) Å), l'azote (par exemple [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å), et le soufre (par exemple [SII] λ = (6717, 6731) Å et [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) ) dans le spectre optique, et les raies [OIII] = (52, 88) m et [NIII] = 57 m dans le spectre infrarouge. L'oxygène possède certaines des raies les plus fortes et les plus abondantes dans les régions HII, ce qui en fait une cible principale pour les estimations de la métallicité au sein de ces objets. Pour calculer les abondances de métaux dans les régions HII en utilisant des mesures de flux d'oxygène, les astronomes utilisent souvent le R23 méthode, dans laquelle

R 23 = [ O II ] 3727 + [ O III ] 4959 Å + 5007 Å H β , =>]_<3727

où O III 3727 + O III 4959 Å + 5007 Å >_<3727

mathrm >> est la somme des flux des raies d'émission d'oxygène mesurées au repère de repos λ = (3727, 4959 et 5007) Å longueurs d'onde, divisée par le flux du Hβ raie d'émission à la trame de repos = longueur d'onde de 4861 Å. [42] Ce rapport est bien défini par des modèles et des études observationnelles, [43] [44] [45] mais il faut être prudent, car le rapport est souvent dégénéré, fournissant à la fois une solution de métallicité faible et élevée, qui peut être rompue avec mesures de ligne supplémentaires. [46] De même, d'autres rapports de ligne interdits forts peuvent être utilisés, par ex. pour le soufre, où [47]

S 23 = [ S II ] 6716 + 6731 + [ S III ] 9069 + 9532 H β . =>]_<6716

Les abondances de métaux dans les régions HII sont généralement inférieures à 1%, le pourcentage diminuant en moyenne avec la distance du centre galactique. [40] [48] [49] [50] [51]


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Dans : Astrophysical Journal, Vol. 614, n° 1 I, 10.10.2004, p. 167-185.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Le système de nébuleuse planétaire de M33

N2 - Nous rapportons les résultats d'un relevé photométrique et spectroscopique des nébuleuses planétaires (PN) sur l'ensemble du corps de la galaxie spirale du Groupe Local M33. Nous utilisons notre échantillon de 152 PN pour montrer que l'extrémité brillante de la fonction de luminosité de la nébuleuse planétaire [O III] λ5007 (PNLF) de la galaxie a la même coupure nette que celle observée dans d'autres galaxies. La magnitude apparente de cette coupure, ainsi que l'estimation de l'extinction de premier plan IRAS DIRBE de E(B - V) = 0,041, implique un module de distance pour la galaxie de (m - M )0 = 24,86 -0,11+0,07 (0,94-0,05+ 0,03 Mpc). Bien que cette valeur soit ∼ 15 % plus grande que la distance des céphéides de la galaxie, l'écart provient probablement d'hypothèses différentes sur l'extinction interne du système. Notre photométrie, qui s'étend sur plus de 3 mag le long du PNLF. révèle également que l'extrémité faible du PNLF de M33 est non monotone, avec un point d'inflexion 2 mag en dessous de la limite lumineuse du PNLF. Nous soutenons que cette caractéristique est due à la grande population de planètes de masse centrale élevée de la galaxie et que son amplitude peut éventuellement être un diagnostic utile pour les études des populations stellaires. La spectroscopie couplée à la fibre de 140 des candidats PN confirme que la population PN de M33 tourne avec l'ancien disque, avec une petite dérive asymétrique de ∼ 10 km s-1. Remarquablement, la dispersion de la vitesse en ligne de mire de la population varie peu sur s4 longueurs d'échelle de disque optique, avec σrad ∼ 20 km s-1. Nous montrons que cela est dû à une combinaison de facteurs, y compris une baisse de la composante radiale de l'ellipsoïde de vitesse aux petits rayons galactocentriques et un gradient dans le rapport de la dispersion de la vitesse verticale sur radiale. Nous utilisons nos données pour dériver la longueur d'échelle dynamique du disque de M33 et le rapport masse/lumière du disque. Our most likely solution suggests that the surface mass density of M33's disk decreases exponentially, but with a scale length that is ∼2.3 times larger than that of the system's IR luminosity. The large scale length also implies that the disk's V-band mass-to-light ratio changes from M/LV ∼ 0.3 in the galaxy's inner regions to M/LV ∼ 2.0 at ∼9 kpc. Models in which the dark matter is distributed in the plane of the galaxy are excluded by our data.

AB - We report the results of a photometric and spectroscopic survey for planetary nebulae (PNs) over the entire body of the Local Group spiral galaxy M33. We use our sample of 152 PNs to show that the bright end of the galaxy's [O III] λ5007 planetary nebula luminosity function (PNLF) has the same sharp cutoff seen in other galaxies. The apparent magnitude of this cutoff, along with the IRAS DIRBE foreground extinction estimate of E(B - V) = 0.041, implies a distance modulus for the galaxy of (m - M )0 = 24.86 -0.11+0.07 (0.94-0.05+0.03 Mpc). Although this value is ∼ 15% larger than the galaxy's Cepheid distance, the discrepancy likely arises from differing assumptions about the system's internal extinction. Our photometry, which extends more than 3 mag down the PNLF. also reveals that the faint end of M33's PNLF is nonmonotonic, with an inflection point ∼ 2 mag below the PNLF's bright limit. We argue that this feature is due to the galaxy's large population of high core mass planetaries and that its amplitude may eventually be a useful diagnostic for studies of stellar populations. Fiber-coupled spectroscopy of 140 of the PN candidates confirms that M33's PN population rotates along with the old disk, with a small asymmetric drift of ∼ 10 km s-1. Remarkably, the population's line-of-sight velocity dispersion varies little over ∼4 optical disk scale lengths, with σrad ∼ 20 km s-1. We show that this is due to a combination of factors, including a decline in the radial component of the velocity ellipsoid at small galactocentric radii and a gradient in the ratio of the vertical to radial velocity dispersion. We use our data to derive the dynamical scale length of M33's disk and the disk's mass-to-light ratio. Our most likely solution suggests that the surface mass density of M33's disk decreases exponentially, but with a scale length that is ∼2.3 times larger than that of the system's IR luminosity. The large scale length also implies that the disk's V-band mass-to-light ratio changes from M/LV ∼ 0.3 in the galaxy's inner regions to M/LV ∼ 2.0 at ∼9 kpc. Models in which the dark matter is distributed in the plane of the galaxy are excluded by our data.


Abstrait

Using the 13.7m radio telescope at Qinhai Station of Purple Mountain Observatory, new observational results have been obtained for 5 planetary nebulae. Among them, the CO(2-1) emission of M1-8 and M3-3 has been detected and the results of observation of their CO(1-0) emission are presented in this paper. For the other objects, i.e., M1-12, M2-43 and NGC 6537, for which previous CO observations failed to detect CO emission, their CO(1-0) emission is here identified for the first time.


SkyTools 4 Imaging Overview

In understanding my approach towards creating SkyTools 4 Imaging, its worth considering how major professional observatories, such as ESO, use mathematical models of their telescope and instruments to plan their observations. It is useful to know the image scale, what exposure times to use, whether a star will bloom or if the signal will become nonlinear, and how many exposures are required to reach a given Signal to Noise Ratio (SNR).

I have long thought that amateurs could greatly benefit from such a tool, but many of the difficulties in doing so seemed insurmountable. The professional apps tend to focus on one telescope, one instrument, and a specific type of work such as spectroscopy. To be truly useful to the amateur, an app would have to work with any telescope, camera, and filter. Most difficult of all, it would have to handle a range of target objects such as stars, galaxies, and emission nebulae.

Figure 1 – Spectrum of a Sun like star

My previous software product, SkyTools 3, is primarily aimed at visual observers. It does have an imaging capability, but it uses a crude imaging model that suffers from many shortcomings. The model was originally developed by Bradly Schaeffer and it makes many simplifying assumptions, such as filters that must be approximately Gaussian, and it has no means of handling emission line objects, such as HII regions and supernovae.

It was a first step, but only that. In order to be more useful, I would need a much better model, and I would have to invent ways to approximate both the spatial and spectral energy distribution of everything from comets to planetary nebulae.

In the end, SkyTools 4 Imaging took over four years of full-time work and introduces an entirely new imaging system model. It begins with the target object and ends with an accurate prediction of the target object signal, sky signal, system noise, and finally SNR. Any set of observing conditions can be simulated, including the effects of seeing, airmass, twilight, and moonlight.

Spectral-Energy Distribution of the Target Object

Stars and other stellar sources (quasars, minor planets, etc.) are modeled based on the continuum, which can be described by their UBVRI color indices (see Figure 1).

Figure 2 – Spectrum of a typical Planetary Nebula

Reflection nebulae, galaxies, and comets are modeled similarly, using UBVRI colors representative of these objects. For galaxies, the type of galaxy determines the color characteristics.

Planetary nebulae, HII regions and supernova remnants are modeled via their emission line spectrum (see Figure 2). The primary emission lines used in SkyTools are H-Alpha, H-Beta, OIII, NII, and SII. Other lines are included when data is available.

For some objects, (HII regions and supernova remnants in particular) there is no catalog data available for the required emission line strengths. To obtain data for these objects I have scoured the scientific literature. For those that remained without sufficient data I have initiated an observing campaign using narrow band filters to measure the emission.

For a given object, the total energy as well as the energy distribution is modified as it passes through the atmosphere. The degree to which it is modified depends on the airmass, atmospheric conditions (temperature, humidity), and time of year.

The brightness of the sky background depends on the amount of light pollution, moonlight, twilight, altitude of the target, and atmospheric conditions.

Telescope Optics

The area of the telescope objective, minus what may be obstructed by the presence of a secondary mirror, determines how much total energy is collected. The optics also modify the spectral distribution, depending on the optical coatings. In the case of reflecting optics, the time since the mirror was last cleaned has a significant effect.

Figure 3 – Filter Transmission

A filter is modeled by combining the spectral transmission curve of the filter with the energy distribution of the target object, as modified by the atmosphere and optical system (see Figure 3).

Camera Detector

At the final step, the number of photons counted by each pixel is the integral over wavelength of the spectral energy distribution of the light that reaches the detector, combined with the spectral quantum efficiency of the detector. The quantum efficiency tells us how many electrons are produced for each photon detected (see Figure 4).

Figure 4 – Detector Quantum Efficiency

As a result of the previously mentioned steps, the signal in e- (electrons) can be predicted. For extended objects it is predicted on a per pixel basis, along with the signal from the sky background. The signal measured by each pixel in e- is converted to ADU via the camera gain. The SNR can be estimated per pixel based on the signal and the total noise (primarily composed of detector readout noise and sky noise).

For stellar objects the le total signal in e- is predicted. The atmospheric conditions and limitations of the telescope optics determine how this signal is spread over the detector, as modeled by a point spread function. The photometric SNR is computed for the total signal and noise over a circular aperture. The peak SNR is computed for the peak signal (peak of the point spread function) and the estimated noise at the peak.

Diffuse objects such as galaxies, nebulae, and comets, are not uniform. For example, a spiral galaxy may consist of a bright central core, spiral arms, and a faint outer halo.

So, when estimating the SNR, it is important to specify what part of the galaxy we are exposing for. Do you wish to merely detect the bright core? Or do you wish to obtain a high-quality (high SNR) image of the spiral arms? The surface brightness corresponding to each part of the galaxy is estimated by a combination of the overall brightness of the galaxy and statistics for galaxy type.

A similar process is used for other diffuse objects, such as reflection nebulae. For comets, the size of the coma and degree of concentration from recent observations are used.

The model has been tested extensively using the many imaging systems available at iTelescope.net.

/>Figure 5 – SkyTools 4 Imaging Graphic: The blue line is the relative imaging quality (IQ) for the object during the night. The quality is highest when at the top of the graphic. The red dashed line is the altitude of the target object. The teal line is the altitude of the moon.

The primary testing was done with Landolt UBVRI standard star fields. I developed an image analysis app that uses the information from the FITS header along with photometry extracted from the image data. The photometry was tested against software from the AAVSO to ensure its accuracy. For each image the actual signal is compared to the signal predicted by the model for the time and conditions of the image.

Interestingly, several additional significant effects were uncovered in testing, such as the age and cleanliness of the mirrors, and the optical transmission of the camera window.

In the end we can compute the SNR for any exposure at any time during the night. But what if the conditions are changing rapidly? E.g. what if the sky brightness is changing during the exposure? Or for an image of a comet at high airmass, the airmass can change quickly as it sets.

Standard SNR calculators implicitly assume that conditions don’t change during the exposure. But the SkyTools Imaging calculator integrates the signal, sky brightness, and other factors, over time. As a result, it can estimate the SNR of an image even when the conditions are changing rapidly during the exposure.

Finally, we can create a model with real world inputs that are based on the properties of the target object, location, weather conditions, airmass, sky brightness, and imaging system. This can be very useful by itself, but we can take it a step further. For any time of night the SNR can be computed for an arbitrary exposure. We can also compute the SNR for the same exposure, but under the ideal conditions at the same location. When we compare the two by dividing the SNR computed for the test exposure by the SNR under ideal conditions, we have an index that can be used to estimate the imaging quality (IQ) at any time. This is extremely useful for planning when to image in each filter.

It has been a long journey, and I faced many apparently insurmountable problems, but I am very happy with the result. I can’t imagine planning my own imaging without it. I use SkyTools 4 Imaging to select targets that are appropriate for an imaging system, determine the number of exposures and sub exposure times required to meet a target SNR, maximize my SNR by planning my images during the best time of the night, and even to select which available telescope is best for a given target.

Greg Crinklaw operates Skyhound and is the developer of SkyTools. He is a life-long amateur astronomer, who is also trained as a professional astronomer, holding a BS, MS in astronomy, and an MS in astrophysics. He also worked for NASA as a Software Engineer on a Mars orbital mission. Greg and his family live in the mountains of Cloudcroft, New Mexico.

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Voir la vidéo: cours Calcul des rapports de Boite à vitesses correction exo BdV avril 2020 (Septembre 2022).