SpectroscopieTraitements par Alain Jaureguiberry Ci-contre un
tableau récapitulatif des types spectraux observés, depuis
les étoiles les plus chaudes (en haut) jusque vers les étoiles
carbonnées froides (en bas). |
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Toutes les observations ont été réalisées avec le spectrographe d'Alain (ci-contre) équipé d'un réseau Jeulin 100tr/mm et d'une webcam ToucamPro couleur modifiée Longue-Pose (poses réalisées allant jusqu'à 40 secondes). |
Beta 2 Cyg (B8V)
Compagnon d'Albiréo; type d'étoiles très chaudes (9900-28000K)
Spectre brut (ci-dessus)
et étalonné (ci-dessous).
On distingue bien les raies de la série H.
Gam Cyg (F8Ib)
On distingue encore les raies de H ainsi que quelques raies métalliques (6000-7400K)
Eta Cyg (K0)
T° : 3500-4900K
Del Sge (M2II)
Etoile plus froide (2000-3500K), nombreuses raies metallique, les raies de l'Hydrogène invisibles. Apparition de raies moléculaires (CH, MgH, TiO).
13 Lyr (M5III)
Etoiles "froides" (2000-3500K) caractérisées par les larges bandes TiO, parfois VO. Plusieurs sous-classes selon la proportion C/O (Type M: C/O < 1, Type S: C/O = 1, Type C: C/O > 1)
Y CVn (N3 / C5,5)
Les étoiles
carbonnées sont des étoiles géantes froides entourées
d'une enveloppe de composés carbonés.
Leur spectre est caractérisé par les bandes de Swann dues à
C2 et CN, ce qui les distingue nettement des étoiles de type M.
Les bandes de Swann sont visibles à 4738Ang. (bleu), 5165Ang.(vert),
5635Ang (vert-jaune). et 6122Ang (rouge), on remarque aussi une absorption de
Na à 5893Ang (jaune-orangé).
Chi Cyg (S6)
NGC6572 (Nébuleuse Planétaire)
On remarque principalement
les pics de H-beta et OIII dans le bleu (confondus)
ainsi que Na I (jaune), H-alpha (rouge) et OII (rouge profond)
La tache bleue à droite est l'ordre 2 de OIII.
Identification des raies avec un spectre plus résolu
M57 (Nébuleuse Planétaire)
Classique nébuleuse
planétaire, montrant en émission des raies de OIII (Oxygène
III), NII (Azote II), et la série de Balmer de l'Hydrogène.
Les deux images principales sont OIII en bleu et H-alpha en rouge.
Tableau récapitulatif
des classes spectrales observées.
Remarquer le décalage d'intensité des spectres vers le rouge au
fur et à mesure que l'on va vers des étoiles plus froides, et
l'apparition des raies métalliques puis des larges bandes moléculaires.