La nébuleuse variable IC 4997
Posted: Sat Dec 12, 2015 12:27 pm
Bonjour,
Je continue avec mon apprentissage. Il y a quelque jours j'ai acquis ce spectre de la nébuleuse planétaire variable IC 4997.
Ce spectre n'est pas corrigé avec la réponse instrumental, mais je l'ai comparé avec cet autre spectre de François Teyssier, acquiré il y a trois ans. La différence est très evident: la raie H-alpha de Balmer est dévenue plus faible.
Bon, je pense qu'il n'y a pas pour être surpris, car il s'agît d'une nébuleuse variable, mais j'ai éssaié de faire quelques calculations et d'écrire un tout petit travaux pour partager ces observations avec vous... et apprendre moi même, bien sur.
Bon, on peut commencer pour calculer ce qu'on appelle le "degré d'excitation" du gaz nébulaire. Nous savons que ces nébuleuses sont formés lorsque les étoiles post-AGB éjectent leurs couches extérieures après de finir leurs dernières sources d'énergie. Selon elles expulsent leurs couches plus profondes, la témperature photospherique monte jusqu'à arriver au point d'émettre assez lumière UV pour ionizer les gaz éjecté (au moins 25.000 K).
Il est possible de faire une estimation approximative du degré d'excitation de ce gaz et d'en déduire quelques paramètres qui nous donnent une idée de l'état d'évolution de la nébuleuse et de ses caractéristiques. Si nous mesurons l'intensité des deux principales lignes de [O III], situé au 4959 et 5006 A et on calcule la rélation d'intensités I (5006) / I (4959), on obtient pour tous les nébuleuses d'émission une valeur proche à 3. Je calcule pour le spectre d'IC 4997 une valeur de 3.08, très proche au théorique.
Plus intéressante est ce qu'on appelle "le décrément Balmer". Dans un spectre, les lignes de Balmer éprouvent toujours une baisse avec la diminution de la longueur d'onde. Si nous mesurons l'intensité des lignes alpha et bêta, la valeur théorique attendue est D = I (Ha) / I (Hb) = 2,85 environ. Une valeur plus basse se traduit par un plus fort rougeur de l'image due à l'extinction causée par la poussière interstellaire. Cependant, dans ce cas, j'ai obtenu une valeur de seulement 1,7, ce qui signifie une faible extinction ... Je suis surpris de ce fait, puisque nous parlons d'un objet en pleine Voie Lactée, où l'extinction interstellaire est remarquable.
Enfin, le degré d'excitation de nébuleuses planétaires est mesurée en 12 degrés, E1 (le plus faible degré d'excitation) jusqu'à E12 (le plus élevé). Dans les cas extrêmes, on utilise le degré E12+.
Pour calculer ce degré, la première chose qu'on fait est de déterminer dans le spectre la présence ou non des lignes de l'hélium ionisé, spécifiquement la ligne He II à 4686 A. Dans notre cas ne semble pas apparaître, de sorte que notre nébuleuse aura un degré maximal de E4 parce que cette ligne apparaît uniquement lorsque l'excitation (et donc la température de l'étoile centrale) est élevé. Pour ce faire, nous allons ajouter les valeurs de lignes [O III] à 4959 et 5006 A et diviser le résultat par l'intensité de la ligne H-béta. Le résultat obténu est de 9.2, ce qui correspond à un niveau d'excitation E2 (presque E3). Si la ligne du He II étiez visible, on devrait appliquer autre formule.
Autrement dit, nous sommes confrontés à une nébuleuse planétaire avec un niveau d'excitation faible. Le degré d'excitation nous marque l'état de l'évolution de notre nébuleuse: un plus grand degré, elle est plus évolué et l'étoile post-AGB centrale est dévenu plus chaude... et elle est plus proche de devenir une naine blanche. Et pas seulement cela: le degré d'excitation nous permet de connaître à peu près la température de l'étoile centrale. En théorie, une nébuleuse E2 correspond à une étoile de 35.000 K environ. Quelques travaux ont postulé des températures allant de 21 000 K (incompatible car il s'agît d'une témperature trop basse pour exciter la nébuleuse) jusqu'à 75 000 K. Une température d'environ 55 000 K semble le plus acceptée, même si cette température est typique d'une excitation de la classe E3.
Par ailleurs, une classe E3 correspond à un rayon de la nébuleuse de 0.65 a.l. environ (0.50 a.l. pour E2).
La variabilité observée entre les deux spectres est un signe clair que IC 4997 est un objet très jeune et que l'étoile centrale est toujours en train d'éxpulser ses couches externes et de plus en plus d'exposer les couches plus internes. On trouve quelques travaux qui montrent la variabilité des lignes de Balmer, en particulier H-alpha. A noter également le changement du doublet formé par la ligne aurorale [O III] et la ligne H-gamma qui paraissent à 4339 et 4362 A, respectivement.
En 1940, la ligne auroral [O III] était plus intense que la H-gamma, devenant plus faible vers 1960-1970. Depuis lors, elle a rapidement monté en intensité et presque doublé d'ici à la fin du siècle. Cependant, au cours des dernières années, la chose est équilibré à nouveau. Dans mon cas, j'ai obtenu un I ([O III]) / I (H-gamma) = 1.03, ce qui correspond à la valeur obtenue par Teyssier il y a trois ans.
Finalement, réseigner que la AAVSO nomme cette nébuleuse avec le nom d'étoile variable QV Sge, et que il y a une grand manque d'observations fotométriques. Actuellement la nébuleuse brille de la magnitude 10.0 (Johnson-V) mais elle a montré des variations pensant les derniers 40 ans. Quelques auteurs pensent en un période de variation de 50 ans environ. Mais il n'y a pas assez observations pour confirmer tout cela.
Bon, celui-ci est un texte écrit originalement en espagnol, épouvantablement traduit pour Saint-Google et corrigée pour moi même. Si j'ai dit aucune bêtise, je le corrige tout de suite.
Salut!
Fran
Je continue avec mon apprentissage. Il y a quelque jours j'ai acquis ce spectre de la nébuleuse planétaire variable IC 4997.
Ce spectre n'est pas corrigé avec la réponse instrumental, mais je l'ai comparé avec cet autre spectre de François Teyssier, acquiré il y a trois ans. La différence est très evident: la raie H-alpha de Balmer est dévenue plus faible.
Bon, je pense qu'il n'y a pas pour être surpris, car il s'agît d'une nébuleuse variable, mais j'ai éssaié de faire quelques calculations et d'écrire un tout petit travaux pour partager ces observations avec vous... et apprendre moi même, bien sur.
Bon, on peut commencer pour calculer ce qu'on appelle le "degré d'excitation" du gaz nébulaire. Nous savons que ces nébuleuses sont formés lorsque les étoiles post-AGB éjectent leurs couches extérieures après de finir leurs dernières sources d'énergie. Selon elles expulsent leurs couches plus profondes, la témperature photospherique monte jusqu'à arriver au point d'émettre assez lumière UV pour ionizer les gaz éjecté (au moins 25.000 K).
Il est possible de faire une estimation approximative du degré d'excitation de ce gaz et d'en déduire quelques paramètres qui nous donnent une idée de l'état d'évolution de la nébuleuse et de ses caractéristiques. Si nous mesurons l'intensité des deux principales lignes de [O III], situé au 4959 et 5006 A et on calcule la rélation d'intensités I (5006) / I (4959), on obtient pour tous les nébuleuses d'émission une valeur proche à 3. Je calcule pour le spectre d'IC 4997 une valeur de 3.08, très proche au théorique.
Plus intéressante est ce qu'on appelle "le décrément Balmer". Dans un spectre, les lignes de Balmer éprouvent toujours une baisse avec la diminution de la longueur d'onde. Si nous mesurons l'intensité des lignes alpha et bêta, la valeur théorique attendue est D = I (Ha) / I (Hb) = 2,85 environ. Une valeur plus basse se traduit par un plus fort rougeur de l'image due à l'extinction causée par la poussière interstellaire. Cependant, dans ce cas, j'ai obtenu une valeur de seulement 1,7, ce qui signifie une faible extinction ... Je suis surpris de ce fait, puisque nous parlons d'un objet en pleine Voie Lactée, où l'extinction interstellaire est remarquable.
Enfin, le degré d'excitation de nébuleuses planétaires est mesurée en 12 degrés, E1 (le plus faible degré d'excitation) jusqu'à E12 (le plus élevé). Dans les cas extrêmes, on utilise le degré E12+.
Pour calculer ce degré, la première chose qu'on fait est de déterminer dans le spectre la présence ou non des lignes de l'hélium ionisé, spécifiquement la ligne He II à 4686 A. Dans notre cas ne semble pas apparaître, de sorte que notre nébuleuse aura un degré maximal de E4 parce que cette ligne apparaît uniquement lorsque l'excitation (et donc la température de l'étoile centrale) est élevé. Pour ce faire, nous allons ajouter les valeurs de lignes [O III] à 4959 et 5006 A et diviser le résultat par l'intensité de la ligne H-béta. Le résultat obténu est de 9.2, ce qui correspond à un niveau d'excitation E2 (presque E3). Si la ligne du He II étiez visible, on devrait appliquer autre formule.
Autrement dit, nous sommes confrontés à une nébuleuse planétaire avec un niveau d'excitation faible. Le degré d'excitation nous marque l'état de l'évolution de notre nébuleuse: un plus grand degré, elle est plus évolué et l'étoile post-AGB centrale est dévenu plus chaude... et elle est plus proche de devenir une naine blanche. Et pas seulement cela: le degré d'excitation nous permet de connaître à peu près la température de l'étoile centrale. En théorie, une nébuleuse E2 correspond à une étoile de 35.000 K environ. Quelques travaux ont postulé des températures allant de 21 000 K (incompatible car il s'agît d'une témperature trop basse pour exciter la nébuleuse) jusqu'à 75 000 K. Une température d'environ 55 000 K semble le plus acceptée, même si cette température est typique d'une excitation de la classe E3.
Par ailleurs, une classe E3 correspond à un rayon de la nébuleuse de 0.65 a.l. environ (0.50 a.l. pour E2).
La variabilité observée entre les deux spectres est un signe clair que IC 4997 est un objet très jeune et que l'étoile centrale est toujours en train d'éxpulser ses couches externes et de plus en plus d'exposer les couches plus internes. On trouve quelques travaux qui montrent la variabilité des lignes de Balmer, en particulier H-alpha. A noter également le changement du doublet formé par la ligne aurorale [O III] et la ligne H-gamma qui paraissent à 4339 et 4362 A, respectivement.
En 1940, la ligne auroral [O III] était plus intense que la H-gamma, devenant plus faible vers 1960-1970. Depuis lors, elle a rapidement monté en intensité et presque doublé d'ici à la fin du siècle. Cependant, au cours des dernières années, la chose est équilibré à nouveau. Dans mon cas, j'ai obtenu un I ([O III]) / I (H-gamma) = 1.03, ce qui correspond à la valeur obtenue par Teyssier il y a trois ans.
Finalement, réseigner que la AAVSO nomme cette nébuleuse avec le nom d'étoile variable QV Sge, et que il y a une grand manque d'observations fotométriques. Actuellement la nébuleuse brille de la magnitude 10.0 (Johnson-V) mais elle a montré des variations pensant les derniers 40 ans. Quelques auteurs pensent en un période de variation de 50 ans environ. Mais il n'y a pas assez observations pour confirmer tout cela.
Bon, celui-ci est un texte écrit originalement en espagnol, épouvantablement traduit pour Saint-Google et corrigée pour moi même. Si j'ai dit aucune bêtise, je le corrige tout de suite.
Salut!
Fran