Une mission spectro au T60 du Pic du Midi

Cette mission au T60 fût la première suivant la remise en route de l'instrument après les travaux de restructuration de l'Observatoire du Pic du Midi. Elle n'a été possible que grâce au travail acharné et bénévole de toute l'équipe des "anciens". Qu'ils en soient ici remerciés. Elle s'est déroulée du 15 au 22 Juillet 2002.

Nova Ophiuchi (V2540)

17h 37m 34.5s I Dec -16° 23' 22" (J2000.0)

 

Le champ de cette nova et les spectres correspondants; on reconnait les traces des diverses étoiles.

Le spectre traîté et isolé par IRIS qu'il ne reste plus qu'à exploiter dans VisualSpec.

Nova ophiuchi 2002(V2540) observé avec une dispersion de 10.25 A/pix

La raie H alpha est largement dominante dans ce spectre escortée par un chapelet de raies émissives entre 4800 et 6400 A .La série de Balmer, H alpha(6562.8A), H beta(4861.3A), H gamma(4340.5A) et quelques raies de l'hélium (5015.7A), (5875.6A).

Détail de la raie H alpha de V2540.

SS Cyg

21h 40min 45sec I +43° 21' 24'' (K5V+pec)

De gauche à droite, le champs DSS, le champs dans l'ordre zéro et les spectres correspondants dans l'ordre un..

On reconnait les étoiles du champ du DSS.L'une d'elles n'apparait d'ailleurs que très faiblement sur le cliché de gauche alors qu'elle est l'une des plus brillante du champ sur celui de droite. Ci-dessous le spectre 2D qui montre bien les raies en émission caractéristiques de ce type d'étoiles. L'une des difficultés de la spectro est de choisir la bonne orientation de la dispersion pour que les spectres des diverses étoiles du champ ne se superposent pas ce qui est le cas ci-dessus.

Profil spectral de SS Cyg montrant les nombreuses raies en émission de l'hydrogène et de l'helium (5.67A/pix)

 

Béta LYRE

18h50m04.8s I +33°21'46.0'' (B8IIpe)

Béta Lyrae le prototype d'une classe d'étoiles doubles à éclipse dont les deux composantes sont en interaction physique. L'étoile principale "loser" est de type spectral B6-B8 II et sa masse est proche de deux masses solaires. Le compagnon "gainer" est de 12 masses solaires et de type B0.5 V (Skulskii's 1992). Il est maintenant généralement admis qu'un mince disque d'accrétion de matière obscure entoure le gainer. La structure fine du spectre dépend de la phase du système double.

Les raies d'émission de beta Lyr...et les raies d'absortion de l'atmosphère terrestre.

N6826

19h44m48.0s I +50°30'60.0''

En haut un spectre de N6826 obtenu sans fente. Au-dessous une partie du dspectre obtenu avec fente. On voit bien le gain en résolution.

Spectre de N6826 après traitement et binning vertical dans IRIS.

La nébuleuse NGC 6826,alias Blinking Planetary en raison de la fausse sensation de papillottement quelle donne en observation visuelle, est une nébuleuse planétaire de magnitude 10 est de 2,3' de diamètre. Son spectre d'émission, dû a l'enveloppe de gaz entourant la post novae montre les raies en émission de l'hydrogène et de l'oxygène ionisé O[III]. Comme on le voit le continum est quasi nul.

Profil spectral de classique de nébuleuse planétaire avec ses raies d'émission intenses: N6826

Pour obtenir ce résultat il faut isoler la nébuleuse dans une fente étoite car une nébuleuse planétaire n'est pas un objet ponctuel comme une étoile. Si on ne prend pas cette précaution on gagne bien sûr en detectivité au détriment de la résolution: le spectre obtenu est empâté. L'image de gauche montre le champ dans l'ordre zéro où la nébuleuse est à cheval sur la lame de rasoir de droite de la fente réglable. Il va falloir refermer presque totalement la fente pour n'isoler que la partie centrale de l'image. A droite le champ du DSS. Ci-dessous on est prêt à poser... il ne reste plus qu'à règler le spectro sur l'ordre un avant de lancer les poses.

La cible est centrée dans la fente du spectro!

 

WR 137

19h46m16s I +28°16'19" (type WC7, mag.vis: 7.95)

Une étoile de Wolf-Rayet! Ce sont des étoiles dont le spectre présente des raies atomiques en émission de très grande largeur et intensité. On en connait environ 150.Ce sont des étoiles très massives de plusieurs dizaines de masses solaires(Ms). Le prototype est l'étoile dite de Wolf-Rayet où V 444 Cygni de masse 10 Ms qui a pour compagnon une étoile O de 28 Ms.Elle est constituée d'un noyau de rayons 2 rayons solaires(Rs) à haute température (80000°K) entouré d'une large enveloppe (rayon environ 15 Rs).L'étoile O a pour rayon 9 Rs et la séparation est de 36 Rs. L'étoile Wolf-Rayet et le compagnon ont pour magnitude absolue visuelle -3.08 et -4.83 respectivement. On voit tout le gigantisme du système comparé à notre "humble" Soleil !

On distingue deux séquences d'étoiles de cette famille, celle caratérisée par les raies du carbone ionisé CII, CIII, CIV (WC) et celle caractérisée par les raies de l'azote ionisé NIII, NIV NV (WN). La plupart sont composantes d'une étoile double. L'étoile observée ici est de type carboné comme l'indique sa classe spectrale et nous retouvons bien celà sur son profil spectral.

 

 

Profil spectral de l'étoile de Wolf-Rayet WR137 de type carboné.

NGC 6814

19h42m40.5s I -10°19'25.0''

La galaxie de Seyfert NGC 6814 est une cible difficile de magnitude 12,10. Le but de l'observation de son spectre est de mesurer sa vitesse radiale de fuite après étalonnage du spectroscope en longueur d'onde. Christian Buil saura exploiter ce faible signal pour mettre en évidence ce phénomène. "Le centre de gravité de la raie H-alpha est mesuré à la longueur d'onde de 6590 angstroms alors que sa position au repos est 6563 angstroms. De ce décalage vers le rouge de 28 ± 6 angstroms on déduit une vitesse de récession de 1280 km/s ± 270 km/s. La vitesse trouvée sur le CDS pour cette galaxie est de 1563 km/s. Notre valeur est raisonnablement proche". Bravo!

 

La cible N6814 avec de gauche à droite: L'image du DSS, l'image dans l'ordre zéro en cours de cadrage, la galaxie centrée sur la fente et le très faible spectre obtenu sur chacune des images à traîter et à compositer.

Le profil spectral final laisse voir les raies de l'hydrogène et de l'oxygène en émission (noter le rapport signal sur bruit!).

 

Réponse spectrale du KAF401E

Réponse spectrale du KAF 401E dans la gamme de longueurs d'ondes 6200-7200A.

Pour pouvoir corriger les profils spectraux bruts obtenus de la réponse radiométrique de l'ensemble instrumental il faut observer une étoile de référence de profil parfaitement connu comme 10 Lac de type spectral O9v. Le profil brut obtenu est représenté en noir sur le graphique ci-dessus. Le profil type d'une étoile de ce type spectral est tiré de la bibliothèque de spectres de référence de VisualSpec et est tracé en bleu.Le profil observé corrigé (en vert) est obtenu en divisant le profil brut observé par la réponse spectrale de l'instrument(en rouge).Cette réponse spectrale s'obtient elle aussi par division des profils brut et théoriques lissés...l'aide de VisualSpec décrit toute la procédure par le menu et très clairement.

HR Peg, HR 8714, HD 216672, SAO 108246, BD +16 4833

Uranus

Le spectre d'Uranus montre la transformation que subit la lumière solaire lors de sa réflexion/absortion par cette planète.

L'atmosphère d'Uranus est essentiellement constituée de méthane. Le spectre d'Uranus montre de larges bandes d'absortion caractéristiques des bandes moléculaires de méthane que l'on a noté en bleu su le graphique ci-dessus. Parallélement on retrouve bien sûr les raies classiques du spectre solaire (Na, H alpha) qui sont d'une aide précieuse pour la calibration en longueur d'onde et les raies d'absortion de l'atmosphère terrestre (O2).

Lune

Belle similitude entre le spectre solaire et le spectre lunaire!

La Lune est dépourvue d'atmosphère et on voit que la réflexion de la lumière solaire incidente sur le sol de notre satellite naturel ne modifie pratiquement pas la composition spectrale de cette lumière. Il faut noter que la seule différence d'aspect entre les deux profils tient surtout à la résolution spectrale différente. Le spectre solaire (en rouge) est bien plus résolu que le spectre lunaire (en noir) car ce n'est pas le même spectroscope qui a été utilisé dans ces deux cas. Mais on retrouve pratiquement toutes les raies du premier dans le second. Il sera intéressant d'acquérir ces deux profils avec le même instrument pour pouvoir comparer plus finement ces deux lumières.

Delta Scorpi

16h00m20.000s I -22°37'18.00''

 

29 Vul (A0v)

20h38m31.300s | +21°12'04.00''

Calibration de la caméra Audine et de son capteur CCD KAF 401E.

NGC 7009 saturn Nébula

21h04m12.000s | -11°22'00.00'' (mag. 8.00)

 

Une joyeuse équipe! (Valérie Desnoux, Christian Buil, André Rondi)

(Photo: Valérie Desnoux)