Confirmation de nébuleuses planétaires

Equipement recommandé : Alpy, Lisa

Durée :  4 h environ

Depuis plusieurs années, des astronomes amateurs découvrent des candidates nébuleuses planétaires à partir de leurs propres images ou en scrutant des surveys professionnels disponibles sur le Web.

Les catalogues de ces candidates probables sont disponibles sur : http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J/other/LAstr/114.54

Pour confirmer la nature d’une candidate, il faut réaliser son spectre et mettre en évidence une signature spectrale caractéristique : les raies [OIII] 4959-5007 et Hα doivent être en émission. D’autres paramètres rentrent en ligne de compte comme le rapport des deux raies [OIII] 4959 et [OIII] 5007. Certaines autres raies peuvent également être en émission comme les raies Hβ, [OI], HeI, HeII, [SII], [NII].

Les spectrographes Lisa et Alpy de la gamme Shelyak sont tout particulièrement adaptés pour ce travail. Selon les setup il faudra utiliser une fente assez large (35 à 50µ) de façon à augmenter le flux entrant dans le spectrographe mais on peut essayer d’utiliser la fente d’origine de 23µ si la focale de l’optique est faible. La résolution sera plus faible mais le but ici, est surtout de détecter des raies et d’ainsi,  montrer la signature spectrale de l’objet.

Exemple « type » d’un spectre d’une nébuleuse planétaire réalisé avec un LISA

Méthodologie

Une fois la candidate à cibler déterminée,  il faut s’aider d’une carte de champ avec par exemple le logiciel gratuit disponible en ligne Aladin

En entrant les coordonnées de la cible dans Aladin on peut voir dans son environnement l’objet qui a généralement une magnitude très faible (magnitude le plus souvent supérieure à 16) . Ainsi, il est possible de superposer l’image du champ du capteur d’autoguidage à la cartographie produite par Aladin.

Exemple de superposition du champ du capteur d’autoguidage avec l’image du DSS dans Aladin

Le plus souvent, la cible n’est pas visible sur le capteur d’autoguidage, cette dernière étant très faible. La fente du spectrographe est positionnée sur l’objet en s’aidant des étoiles environnantes. Il est utile de conserver une image du champ du capteur d’autoguidage afin de la joindre au futur rapport d’observation de cette cible (cf. Publication des résultats). L’autoguidage est effectué sur une étoile brillante proche de la cible en veillant à ce que la fente soit toujours bien positionnée sur la cible. Une fois centré, l’autoguidage peut être activé et l’acquisitions des spectres peut débuter :

 

  • 1- Acquisition d’une première image avec un temps de pose unitaire de 600 à 1200 secondes. Si il n’y a pas de signal apparent, la cible est abandonnée. Cette phase est délicate, un ajustement des seuils est parfois nécessaire pour tenter de percevoir du signal. Si des raies nébulaires apparaissent, les acquisitions se poursuivent. L’image ci-dessous montre l’aspect d’un spectre brut unitaire d’une candidate NP assez ponctuelle.

Exemple d’un spectre brut tel qu’il apparait sur l’écran du PC lors des acquisitions en poussant fortement les seuils de visualisation.

  • 2- Réalisation de n poses avec  n qui dépend de l’aspect du spectre unitaire et peut varier de 3 à 12 selon les cibles. Le but étant d’augmenter le rapport signal/bruit pour bien mettre en évidence les principales raies en émissions.
  • 3- Réalisation d’un spectre d’une lampe de calibration (Néon), sans modifier la position du spectrographe et du télescope.
  • 4- Pour parfaitement calibrer le spectre, il faut réaliser le spectre d’une étoile de référence de type spectrale A ou B proche de la cible et à la même hauteur dans le ciel. Pour celà on s’aidera du tableur Excel réalisé par François Teyssier et disponible ici. Les étoiles proposées sont naturellement dérougie (E(b-v)~=0). Pointage de l’étoile de référence : série de 7 à 9 spectres unitaires dont le temps de pose dépend de la magnitude de l’étoile (entre 2 et 5 secondes la plupart du temps car très lumineuse).
  • 5- Réalisation d’un spectre d’une lampe de calibration (Néon), sans modifier la position du spectrographe et du télescope.
  • 6- Passage à la cible suivante. A noter que chaque spectre est fait exactement aux mêmes coordonnées x et y de la fente ce qui permet d’avoir une meilleure précision lors du traitement.
  • 7- A la fin des acquisitions, une série de 21 à 33 images sur une lampe au tungstène sont réalisées pour l’acquisition des flats.

Traitement des spectres

Le traitement sera réalisé avec le logiciel ISIS qui permet de bien choisir la zone de traitement du spectre

L’étoile de référence est d’abord traitée pour calculer la réponse instrumentale au moment de l’observation. Une fois le traitement réalisé, le spectre résultant  est comparé à un spectre générique d’une étoile de même type figurant dans la base de données d’ISIS. Le profil de Planck obtenu est vérifié.

L’exemple ci-dessus montre le résultat avec une étoile de type A2V. La courbe rouge est la courbe de référence de la database d’ISIS et celle en bleu la courbe de l’étoile de référence réalisée avec le spectrographe. Les 2 courbes doivent parfaitement se superposer.

La cible est ensuite traitée. Le travail consiste alors à bien sélectionner la zone d’intérêt dans l’image, d’où sera calculé le spectre final de l’objet.  Deux zones contenant uniquement le fond de ciel sont également déterminées pour être soustraites à la zone d’intérêt contenant le signal de l’objet. Le but ici est d’éliminer toutes les raies de pollution lumineuse, interstellaires, de l’atmosphère terrestre voire d’une autre nébuleuse qui pourrait se situer dans la même ligne de visée que la NP. Seul le signal lié à l’objet doit être pris en compte.

Ce travail est relativement facile dans le cas d’une NP ponctuelle. Il devient difficile pour une NP diffuse car les différentes zones à déterminer sont difficilement identifiables.  Souvent, plusieurs essais sont nécessaires.

L’exemple ci-dessus montre le traitement réalisé sur une candidate NP ponctuelle, donc «facile». La zone délimitée en bleu contient la zone du spectre de la NP à traiter. La hauteur est ajustée de façon à contenir l’ensemble du signal de la NP. Il ne faut pas hésiter à pousser les seuils de l’histogramme pour bien le visualiser. C’est dans cette zone que le calcul du spectre est réalisé (en sommant les pixels de chaque colonne de la zone).

Les deux zones vertes sont sélectionnées en haut et en bas du spectre. Elles ne comportent pas de spectres d’étoiles qui pourraient perturber les mesures dans la zone d’intérêt. Ces zones de fond de ciel sont positionnées au plus proche de la zone de calcul du spectre de la NP.

Une fois le traitement réalisé, on obtient un spectre qui peut ressembler à celui ci :

Exemple de la candidate KN 66 ou l’on voit bien les diverses raies nébulaires

Analyse des spectres

On essayera d’analyser les spectres obtenus pour déterminer s’il s’agit bien d’une nébuleuse planétaire et non pas d’un autre objet comme une proto étoile, une nova, une galaxie ou un autre objet ne présentant pas la signature spectrale d’une nébuleuse planétaire, comme l’exemple ci-dessous qui est en fait une galaxie de Seyfert non encore répertoriée.

spectre de Pre24 montrant des raies nébulaires mais fortement décalées dans le rouge. On peut d’ailleurs calculer son redshift z qui dans ce cas est de z=0,014 soit une vitesse d’éloignement de plus de 4300 km/s. On peut donc écarter cette candidate qui n’est pas une NP.

Publication des résultats

La collecte des données spectrales est effectuée par Pascal Le Dû qui rassemble les divers spectres obtenus pour les faire parvenir à Quentin Parker de l’Université de Hong Kong. Quentin et son équipe maintiennent la base de données mondiale des nébuleuses planétaires HASH :

http://hashpn.space/

Vous pouvez télécharger un modèle de  formulaire de rapport ici et l’envoyer à ledu at shom point fr avec l es données spectrales (fichiers .fits, .dat, .log et .xml)

Les données des candidates sont étudiées et  classifiées par l’équipe de Quentin. Le statut des candidates est ainsi mis à jour à partir des données transmises. Un objet peut ainsi passer  du stade de « Possible Planetary Nebulae » au stade de « Planetary Nebula » à part entière comme dans l’exemple ci dessous :

 

Exemple d’une Nébuleuse qui a été confirmée en spectroscopie

Exemple d’une cible qui n’a pas encore été confirmée

Références  :