Deuxième Partie de M42 / Filtres Ha et IR Le but de ce travail est de mettre à la disposition de tous les images de M42 dans différents filtres que l'on utilise. Dans cette deuxième partie on présente un filtre Hydrogène alpha d'une bande passante de 10nm centrée sur le Ha. En plus d'un filtre InfraRouge qui est efficace à 830nm et plus, soit jusqu'à environ 1100nm dans notre cas. Toutes ces images proviennent de nos instruments. Elles ont été prises par un télescope de type Schmidt-Cassegrain de 8 pouces (200 mm) d'ouverture à un rapport focale de F/6.3, (1260 mm). La résolution théorique est d'environ 1,5 seconde par pixel. Quelques images proviennent du télescope Schmidt-Cassegrain de 11 pouces d'ouverture à F/5 et F10 (elles sont identifiées). Donc à des focales de 1400 mm ou 2800 mm. La caméra CCD utilisée n'étant pas la même, la résolution par pixel est donc de : à F/5 ~ 4 secondes et à F/10 ~2 secondes. Donc voilà l'aspect changeant de la nébuleuse de Orion M42 sous différentes lumières. Ce dossier peut être lu en descendant le curseur à la droite, pour ne pas manquer aucune image. Ou allez directement à certaines informations et images par les sections de liens ((Jaunes)). Ces images peuvent servir à des travaux portant sur des sujets sérieux en autant que leurs sources sont bien identifiées. - m42 filtre Ha - m42 filtre Ha 2 - Animation - m42 filtre IR - m42 filtre Ir 2 - m42_ 2mass Discussion Le filtre Ha est efficace à 656,3nm ± 5 Le filtre Ha est efficace à 656,3nm ± 5 Filtre ( I ) (continu) et filtre Ha (émission). Le filtre IR est efficace à 830nm à ~ 1100nm Le filtre IR est efficace à 830nm à ~ 1100nm Two Micron all Sky Survey Concernant toutes les images de la section #2

M42ha

Image #9 En filtre Hydrogène Alpha (2) Le filtre Ha est efficace à 656,3nm ± 5 Tableau de l' élément en émission. Rouge ~ Nombre pour M42 HI à 656,3nm ~ 300 En filtre Ha on voit peu d'étoiles. Ce filtre nous montre principalement les émissions de l'hydrogène HI à 656,3nm (2). Donc très peu de continuum (1). On voit donc l'émission de HI dans l'ensemble de la nébuleuse sur l'image # 9 de droite. Remarquez l'intensité des points en émission que l'on suit près de l'étoile q2 sur ce filtre. On voit aussi la bande lumineuse allongée collée sur l'étoile q2 à l'ouest. (gauche).  M42ha2

M42 Ha - I M42 Ha de G. St-Onge, L. Morin Images #10 En filtre Hydrogène Alpha - continuum ( filtre I ) (Discussion) Le filtre Ha est efficace à 656,3nm ± 5 Puis une manipulation d'image, soit le filtre Ha duquel on soustrait le filtre I, donc l'émission du Ha moins le continuum du filtre I dans le but de mettre en évidence les régions en émission, en retirant tout le continuum possible des images. L'image de droite (en fausses couleurs) montre le résultat en émission Ha pour M42. L'image à gauche, elle, montre la superposition de l'image en émission Ha (en couleurs) sur une image en filtre I (en arrière-plan). On peut donc voir quelles régions de M42 sont en émission de l'hydrogène HI à ~ 656,3nm. - Les images # 10 sont en fausses couleurs, ce qui met bien en évidence les principales sources d'émission Ha de M42, codées du plus intense, le rouge, puis le jaune et le vert, suivi du bleu. Allez voir : "Des mécanismes qui peuvent créer de l'émission dans des nébuleuses…" Animation M 42 Animation (Discussion) Une animation de l'image en filtre ( I ) (continu) (1) superposée à l'image en filtre Ha (émission) (2) M42ir

Image #11 ( R1 ) L'image de gauche en visible est de ~ 400nm à ~ 1100nm Le filtre IR est efficace de 830nm à ~ 1100nm (Discussion) Tableau de l' élément en émission. Proche IR (continuum). [SIII] à 953 nm ~ trace Ces images ont été prises au foyer du télescope de 11 pouces d'ouverture à 2800 mm de longueur focale. La caméra utilisée était alors une ST6, ce qui donne une résolution théorique d'environ 2 secondes pour ces images. L'image de gauche (visible) est une image sans filtre, directement exposée à la lumière de M42. L'image de droite (proche infrarouge), est faite à travers un filtre proche IR efficace de 830nm à plus de 2000nm. Dans notre cas la ST6 n'avait plus d'efficacité à ~ 1100nm. Sur l'image en Infrarouge on peut voir un grand nombre d'étoiles dans la surface occupée par la nébuleuse. La nébuleuse semble plus uniforme. M42ir2

Image #12 Le filtre IR est efficace à 830nm à ~ 1100nm Tableau de l' élément en émission. Proche IR (continuum). [SIII] à 953 nm ~ trace L'image de gauche est une image sans filtre au foyer F/5 du télescope de 11 pouces à la caméra ST6. (À droite) Il s'agit d'une image effectuée avec le filtre Infrarouge à 830nm et+ . L'image de droite IR est une mosaïque de quelques images IR de M42 et M43, ce qui nous montre une vue d'ensemble en IR de la grande nébuleuse de Orion M42.

Image # 13 et #14 Une région importante en IR 2MASS... Two Micron all Sky Survey (Discussion) L'image en haut à gauche provient du site de 2 MASS. Cette superbe image en proche infrarouge nous montre une région intéressante codée en rouge, au nord-ouest du trapèze. On a superposé cette région à notre image en filtre B. On peut donc voir l'aspect de cette région en filtre B(bleu). Sur l'image du bas on y voit une forme à angle juste au bout d'une région plus sombre!

Discussion des images : - L'image #9 en filtre Ha : En lumière de l'Hydrogène alpha, la nébuleuse nous révèle de grandes surfaces absentes d'étoiles. Les étoiles n'émettent pas toutes un signal important en Ha, c'est pourquoi la plupart d'entre elles disparaissent sur cette image en domaine Ha. Par contre la nébuleuse M42 ést très active, par la lumière des étoiles très chaudes du trapèze, les gaz y sont excités. Ce qui en fait une nébuleuse à émission de premièr ordre. Les photons très énergétiques des étoiles massives dans le nuage de M42 interagissent avec les gaz de la nébuleuse. L'action de ce rayonnement UV y est très important. Il s'y crée une photo évaporation de l'environnement nébuleux de ces étoiles. Donc des gaz sont déplacés par l'action de cette radiation intense et par des vents stellaires importants. Ceux-ci sont repoussés par ces étoiles, créant des ondes de choc avec d'autres sections de la nébuleuse. Ces chocs sont particulièrement observables dans le domaine de l'émission; donc en Ha on peut isoler une région du spectre électromagnétique correspondant à cette activité intense dans M42. - Les images # 10 en filtre Ha - I : Elles ont été obtenues en soustrayant l'image # 8 (première partie) de l'image # 9, pour isoler l'émission Ha (2) du continuum (1). Cette méthode permet de faire disparaître au maximum les régions du spectre continu de la nébuleuse. Ces régions peu actives (spectre continu) sont de la réflexion de la lumière des étoiles environnantes par des poussières et les autres matériaux de la nébuleuse (nébuleuse par réflexion). Par contre la lumière Ha obtenue en soustrayant l'image # 8, qui est en lumière en continu, de l'image # 9, qui est en émission Ha, mous montre des régions actives de la nébuleuse, là où des atomes et des gaz sont surchauffés et même accélérés à grande vélocité par l'énergie de la lumière des étoiles environnantes et leurs vents. On remarque que les étoiles sont disparues de l'image résultante, seules les régions importantes en émission Ha de la nébuleuse restent observables sur les images # 10. - Notre filtre Ha a une bande passante de 10nm de largeur, centrée sur l'émission de l'Hydrogène alpha à 656.3nm (±5). Le peak d'émission du Ha étant très mince, il reste des franges de quelques nm de largeur de chaque côté de ce peak d'émission Ha, dans la bande passante du filtre. C'est du continu. En soustrayant (ou divisant) de l'image Ha une image qui contient ce continu, on le fait presque totalement disparaître. Le résultat est une image sur laquelle le peak de l'émission Ha est isolé (dominant l'image). - Les images # 10 sont en fausses couleurs, ce qui met bien en évidence les principales sources d'émission Ha de M42, codées du plus intense, le rouge, puis le jaune et le vert, suivi du bleu. On peut y voir un mur d'ondes de chocs en haut de l'image (SE). On constate aussi que l'ensemble de l'émission Ha se produit à gauche de l'image, derrière le trapèze particulièrement à l'ouest de celui-ci, du NO vers le SO. Sur l'image de la superposition continu / Ha, la # 10 de gauche, on peut y voir les emplacements des principales sources d'émission sur une image plus familière. Au SE du trapèze, sur les images au dessus de la nébuleuse principale, on voit des étoiles d'intensité importante, autour desquelles l'image de l'émission Ha nous montre des secteurs circulaires absents d'émission. Comme des cavités (matériaux moins abondants) dans l'émission. S'agit-il de secteurs de faible densité, vaporisés par photoévaporation et vents stellaires? - Discussion concernant : L'animation Ha de M42. - Une source isolée sur l'image (#10 et l'animation), en HA - I, un peu au dessus de la position des étoiles du trapèze, ne semble pas correspondre en " Ha " (émission de l'Hydrogène à 656,3 nm) à aucune source observée sur l'image en filtre " I " (continuum). Cette source d'émission est un peu décalée vers le Nord-Est d'une source ponctuelle observable en filtre " I ". - On voit bien sur l'animation que les trois étoiles brillantes alignées, de l'étoile J2 à l'étoile V361, au sud-est du cœur de la nébuleuse principale, ne semblent pas entourées d'émission importante de l'Hydrogène alpha. Par contre on peut observer près de l'étoile J2, au sud-ouest de celle-ci, une source dense importante, et quelques sources mineures. - Plus haut sur l'image au sud-est de l'étoile J2, entre les étoiles 99 et 116, on observe deux grandes zones d'émission allongées et courbées en arc, qui se font face. Peut-être des zones de chocs ? - Puis juste sous l'étoile J2, au nord de celle-ci, on voit un mur de chocs très intense et linéaire, il s'étend du nord-est vers le sud-ouest. Une région intense locale s'en détache vers le sud-est, de la région la plus à nord-est du mur. - On voit très bien l'intense émission Ha qui s'étend du nord-ouest au sud-est, juste à gauche du trapèze sur l'image #10. De cette région quelques sources en forment des rayons d'intensité importante, qui s'éloignent vers le nord-ouest et l'ouest de la position du trapèze. - Discussion : Le filtre IR est efficace à 830nm à ~ 1100nm. - On peut constater d'un coup d'œil que les étoiles sont bien plus présentes et plus abondantes sur l'image en proche infrarouge qu'en visible. Les gaz de la nébuleuse sont plus transparents à la lumière IR qu'à la lumière visible. Certaines étoiles cachées par la nébuleuse dans le visible deviennent donc observables dans le domaine du proche infrarouge. - Il faut prendre conscience que notre œil humain ne détecte pas cette lumière proche infrarouge, l'œil n'est plus efficace après 700 nm, et ces images IR montrent l'apparence de M42 dans le domaine compris de ~ 830 nm à ~ 1100 nm. - Ces images nous montrent une nébuleuse d'une surface plus uniforme, dont les nœuds clairs et sombres qui s'entrecroisent sur l'image en visible semblent atténués. - Discussion : IR 2MASS. M42 en proche InfraRouge, filtres IR 2MASS. Pour cette image, un code couleur a dû être appliqué, puisque l'œil humain n'est pas sensible à ces longueurs d'ondes. Le code va du bleu pour la longueur d'onde la plus courte, suivi du vert pour la longueur d'onde suivante, et du rouge pour la plus longue. On peut donc, en examinant l'image, présumer que ce qui y est bleu est plus en surface de la nébuleuse, et que ce qui y est rouge est plus en profondeur dans la nébuleuse. Puisque plus la longueur d'onde d'observation est longue plus elle traverse efficacement les poussières et les nébulosités de l'objet visé. Ce qui présume que les étoiles les plus blanches/bleues de cette image sont plus près de la surface que les étoiles plus rouges. La principale région rouge en bas à gauche (NNE du trapèze) est un secteur de formation d'étoiles, dont la lumière est dominante en filtre K (rouge). On y trouve KL (The Kleinmann-Low nebula) qui est un amas de source infrarouge, et BN (Becklin-Neugebauer object), qui est à peine visible sur cette image, il est un petit point de couleur orangée, il baigne dans la nébulosité rouge. Puis tout en bas (à gauche) dans la même région, on voit bien la source orangée et compacte IRc9 (Infrared Compact Source 9). Spectre des ondes électromagnétiques : Consultez les lois de 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) observable 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. (1) Continuum : Spectre continu (des objets célestes). Des régions du spectre électromagnétique qui ne contiennent pas de raies d'émission ... (2) 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… (A) 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. (B) L'excitation de 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. (C) 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.

- Les images de ce travail ont été ajustées pour obtenir les meilleurs contrastes possibles. - Des filtres : logarithmes, masque flou, ondelettes ont aussi servi à faire ressortir les reliefs de ces images. - Les images sont de : Gilbert St-Onge, Michel Auclair, et Lorraine Morin - Une seule image vient de Two Micron all Sky Survey ====================== ( R1) - #2 Les objets stellaires jeunes. Par G. St-Onge et L. Morin CDADFS http://astrosurf.com//stog/Travaux-Recherches-%c9tudes/NGC2261/2261osj.htm Pour voir des images de L'observatoire du mont Mégantic, de M42 au télescope de 1,6 m, en proche InfraRouge. ======================== Messier 42 : La grande nébuleuse de la constellation de Orion. # Pour voir une carte de la constellation allez à : (Page du club d'astronomie de Dorval) http://membres.lycos.fr/cdadfs/constellation/orion/orionchasseur.html # Pour voir une photo de la constellation allez à : (Page de Marjolaine Savoie du club d'astronomie de Dorval) http://membres.lycos.fr/cdadfs/imagesms/maison.jpg

Références : - Burnham, Robert jr., Burnham s Celestial Handbook, New York, Dover Publication inc., 1978. - Mallas & Kremer, The Messier Album, Cambridge, Mass. Sky Publishing Corporation, 1980 - Hans Vehrenberg, Atlas of Deep-Sky Splendors, Cambridge, Mass. Sky Publishing Corporation, 1983 - David Malin & Paul Murdin, Colours of the stars, Cambridge University Press, 1984 - Two Micron all Sky Survey, 2 Mass Atlas Image Mosaic, Infrared Processing and Analyse Center & University of Massachusetts - ACKER Agnès, initiation à l'Astronomie, MASSON Paris New York Barcelone Milan Rio de Janeiro 1982.