Yves BACHELET 52 Posted November 7, 2022 Bonsoir, Comment déterminer le type spectral d'une étoile lorsqu'elle est derrière une nébuleuse, avec un star analyser et avec un spectrographe à fente ? Est-ce que le profil général du corps est peu affecté ? Share this post Link to post Share on other sites
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Matthieu Conjat 1663 Posted November 8, 2022 Je suppose que pour une nébuleuse à émission, qui a juste 2-3 raies visibles, ça ne modifie que très peu le spectre général de l'étoile. Pour une nébuleuse à émission, c'est peut-être différent, mais comme d'une manière générale la magnitude surfacique de la nébuleuse est bien plus faible que celle de l'étoile, c'est quand même le spectre de l'étoile qui sera présent essentiellement. Matt Share this post Link to post Share on other sites
apricot 933 Posted November 8, 2022 (edited) Pour compléter la réponse de Mathieu, ca va dépendre de l'étoile et de la nébuleuse. Par exemple dans le cas de l'étoile de Wolf-Rayet WR134, avec un star analyser, ou avec un spectro à fente Alpy, on obtient Les spectres montrent seulement celui de l'étoile qui est très brillante par rapport à la nébuleuse du croissant qui l'entoure. Pour obtenir le spectre du croissant, il faudrait placer la fente du spectro sur une partie brillante de la nébuleuse et poser longtemps. Nota bene toutefois, le spectre d'une WR est un spectre composite car l'étoile est entourée d'une nébuleuse compacte, l'étoile effeuille ses pelures d'oignons dans des ventes violents, d’où les larges raies en émissions Avec une autre nébuleuse et sa WR (NGC40), la nébuleuse est plus compacte et brillante, elle est détectable avec un star analyser et un Alpy : En extrayant le spectre dans la zone de la nébuleuse ou de l'étoile centrale, tu peux séparer les composante jusqu'à un certain point (le spectre de la WR sera toujours "contaminé" par celui de la nébuleuse dans la ligne de visée) Avec une nébuleuse planétaire comme NGC6826, c'est la nébuleuse et ses raies en émission (OIII, Ha) qui dominent, et ça devient compliqué avec nos moyens amateurs d'extraire le spectre de l'étoile centrale : Le spectre Alpy : Tout au plus on devine le corps très chaud/bleu de l'étoile centrale (le continuum qui remonte fortement dans le bleu) : Bon ciel, Jean-Philippe Edited November 8, 2022 by apricot 3 1 2 Share this post Link to post Share on other sites
Yves BACHELET 52 Posted November 8, 2022 Merci Mathieu et Jean Philippe de vos réponses. Je vais regarder tout ça et revenir plus tard avec d'autres questions. Share this post Link to post Share on other sites
OlivierG 590 Posted November 8, 2022 (edited) Je compléterais les précédentes réponses par le fait qu'avec un spectro à fente et une nébuleuse non ponctuelle superposée à une étoile, on peut soustraire la zone nébulaire de la zone de l'étoile et donc obtenir que le spectre de l'étoile ou que celui de la nébuleuse. Edited November 8, 2022 by OlivierG Share this post Link to post Share on other sites
Yves BACHELET 52 Posted November 8, 2022 Après vous avoir lu, apparemment, le spectre ne change pas modulo la présence d'une nébuleuse gazeuse. Mais que se passe-t-il lorsque cette nébuleuse est "poussièreuse" ? Jean-Philippe apportait bémol sur la WR à cause de la forte présence de l'atmosphère de l'étoile. Il me semblait que la présence de poussières de certaines tailles perturbaient le profil. Dans ce cas, comment faire la différence entre étoile de type A ou B (de même pour des étoiles proches en type spectral) ? Share this post Link to post Share on other sites
apricot 933 Posted November 8, 2022 (edited) Il faut comme toujours raisonner en spectro selon la ligne de visée, ou tu vois dans le spectre la composition des spectres de tous les objets le long de la ligne, quels que soit leurs distance. De la poussière dans la ligne de visée va induire un rougissement du spectre, et une extinction de la magnitude. C'est du à l'absorption et à la diffusion des photons. La diffusion de Rayleigh (selon 1/longueur d'onde ^4) fait que le bleu est beaucoup plus éteint que le rouge, d’où le rougissement du spectre. La diffusion de Rayleigh, isotrope, a lieu quand les photons rencontrent des poussières avec une taille << la longueur d'onde (dans le visioble, 400 nm en moyenne). C'est le cas de l'atmosphère terestre, avec des molécules N2 et O2 << 400 nm, d'ou le ciel bleu. Dans le cas de grains de poussière plus gros (comme un nuage de gouttelettes d'eau dans l'atmosphère terrestre) on passe à un régime de diffusion de Mie qui n'est pas isotrope et qui diffuse moins (nos nuages ne sont pas bleus mais blancs) Dans les deux types de diffusion, la poussière affecte autant le spectre d'une étoile A ou B tant qu'elles sont à même distance. Donc pour faire la différence entre un type spectral A ou B, comme le continuum va être affecté par un rougissement interstellaire, c'est surtout l'abondance des éléments atomiques dans le spectre de l'étoile qui te permet de classer l'étoile : dans les B tu observes du He en absorption tandis que les raies H et K du Ca sont faibles ou absentes, la série de Balmer de l'hydrogène est visible dans les A la série de Balmer est très marquée, les raies H et K sont visibles, les raies de He disparaissent Jean-Philippe Edited November 8, 2022 by apricot 1 1 Share this post Link to post Share on other sites
Yves BACHELET 52 Posted November 8, 2022 Merci Jean Philippe, donc, en fonction de la classe spectrale de l'étoile, il faut regarder un couple de raies particulières pour pouvoir discerner une classe d"étoile par rapport à une autre. Dans ce cas, il faut utiliser un spectro à fente au lieu d'utiliser un star analyser. En résumé, si présence de gaz, les raies seront larges et il y aura un déficit dans le bleu. Si présence de poussières de tailles plus importantes, le déficit dans le bleu est moins prononcé, mais l'intensité du flux lumineux sera importante (sinon, les zones sombres n'existeraient pas dans certaines nébuleuses). Est-ce que je me trompe ? Share this post Link to post Share on other sites
apricot 933 Posted November 9, 2022 (edited) Il y a 21 heures, Yves BACHELET a dit : en fonction de la classe spectrale de l'étoile, il faut regarder un couple de raies particulières pour pouvoir discerner une classe d"étoile par rapport à une autre Pas un couple de raie, mais les raies associées à un élément chimique, en particulier l'H et l'He pour différencier les A des B (ce qui est ta question il me semble) Par exemple, tu reconnaitra une A et une B sur ces spectres : Il y a 21 heures, Yves BACHELET a dit : il faut utiliser un spectro à fente au lieu d'utiliser un star analyser. Tu peux utiliser un SA pour distinguer les types spectraux, mais bien sur le spectro à fente sera plus performant. Il y a 21 heures, Yves BACHELET a dit : si présence de gaz, les raies seront larges et il y aura un déficit dans le bleu. Si présence de poussières de tailles plus importantes, le déficit dans le bleu est moins prononcé, mais l'intensité du flux lumineux sera importante (sinon, les zones sombres n'existeraient pas dans certaines nébuleuses). Non, ce n'est pas ça. Le gaz dans la ligne de visée, en fonction de sa température, va absorber / réémettre des photons a des longueur d'onde particulière et créer ainsi des raies en absorption et émission, c'est la loi de Kirchhoff. Image wikipédia : Donc en pratique en spectro, si tu as le cas assez classique d'une étoile chaude entourée d'une nébuleuse de gaz excité/chauffé par l'étoile, tu verra la combinaison du spectre de l'étoile et du spectre de la nébuleuse avec des raies en émission aux longueurs d'onde de l'hydrogène (série de Balmer). par exemple, cette étoile "Be" Si il y a des poussières dans la ligne de visée, qui diffusent les photons (selon la loi de Rayleigh), tu observera un rougissement du spectre, comme expliqué dans un post plus haut. Par exemple cette étoile Be, ou tu vois le continnum + raie en absorption de l'étoile B, sa nébuleuse avec les raies en émission intenses, et le rougissement du continuum de l'étoile (déficit marqué dans le bleu) due à la poussière abondante tout le long du trajet entre l'étoile et le télescope. Le rougissement peut être très important ! en particulier pour des étoiles faibles dans certaines régions du ciel, par exemple BQ Cam qui est pourtant une type Be : C'est pour cela qu'il ne faut pas classifier les étoiles en fonction de la forme de leur continuum mais en fonction des signatures d'éléments et leur abondance. Schéma J Kaler / site web shelyak : Jean-Philippe Edited November 9, 2022 by apricot 3 Share this post Link to post Share on other sites
Yves BACHELET 52 Posted November 9, 2022 Merci Jean Philippe pour cette longue explication. Je vais potasser tout ça. Je n'ai pas de préférence pour la classe des étoiles, mais j'avais pris que cet exemple d'étoiles B et A, mais en fait toutes les classes spectrales m'intéressent. A bientôt, Yves Share this post Link to post Share on other sites
Alef 2209 Posted November 9, 2022 Si toutes les classes spectrales t'intéressent alors t'es foutu !! Ca y est tu commences à être mangé par la spectro... A noter le travail hyper pro de @apricot avec de beaux graphs et couleurs. Ce livre a pleins de refs pour la spectro. A noter le livre d'Agnes Acker pour une bonne introduction en Astrophysique. 2 Share this post Link to post Share on other sites
Arnaud17 418 Posted November 12, 2022 Bonjour Jean-Philippe, Mathieu, Olivier et Alef, Je suis avec Yves sur le projet nebuleuses. Merci pour vos retours, et en particulier le graphe d'intensite des lignes en fonction du type, c'est exactement ce dont on a besoin. Et je pense que le livre de Richard Walker va finir sur ma table de nuit... Merci a tous encore et bonnes observations, Arnaud 2 Share this post Link to post Share on other sites
