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Observation de l’étoile Wolf Rayet 136 et de la nébuleuse NGC6888

par | Sep 2, 2016 | Spectroscopie

De Mai à Aout 2016 j’ai mené une série d’observations de WR 136 et de sa nébuleuse NGC
6888 dans le but de mettre en pratique les enseignements acquis dans le cadre du ECU
2015/2016.

Au moyen d’équipement astronomique amateur, j’ai réalisé une série d’acquisitions et de réductions des données en imagerie et spectroscopie dans le but de déterminer les caractéristiques physiques de cette étoile et de la nébuleuse qui l’entoure.

Les informations recueillies permettent de mettre en évidence le type spectral de WR136, la composition de son épaisse atmosphère ainsi que les raies en émission de NGC 6888.

La distance des objets est calculée à partir de l’indice de couleur et la taille de la nébuleuse est mesurée par astrométrie depuis les images.

Préambule

Découvertes en 1867 par Charles Wolf et Georges Rayet, astronomes à l’observatoire de Paris, les étoiles de Wolf Rayet (WR) ont un spectre particulièrement remarquable.

De larges raies en émission, facilement observables en spectroscopie, caractérisent ces étoiles.

A l’époque leur origine demeurait inexpliquée.
Superposées à un spectre continu de faible intensité en comparaison, l’élargissement de ces raies put être attribué en 1929 à l’effet Doppler Fizeau, traduisant ainsi un vent stellaire dense et rapide pouvant atteindre plusieurs milliers de Km/s.

Leur nature fut enfin attribuée à l’hélium (à sa découverte en 1868), au carbone, azote et oxygène en 1969.

Par ailleurs, leur étude montra que la plupart de ces étoiles étaient entourées de nébuleuses en émission, similaires aux nébuleuses planétaires.

En 2013, je découvrais la spectroscopie en « amateur » et les étoiles de Wolf Rayet qui sont pour la plupart d’entre elles facilement accessibles à l’observation avec des instruments modestes.

Préparation

Il est nécessaire de préparer les observations en se documentant sur l’objet d’étude et en préparant une carte de champ.
Au moyen des logiciels Astroplanner, Aladin et Prism, j’ai planifié les périodes d’observation, dressé une carte du champ stellaire et dressé une liste des étoiles les plus visibles.

 

L’étoile WR136, référencée dans le catalogue Henry Draper HD 192163 est au centre de la nébuleuse NGC6888 aux coordonnées
RA : 20 12 06.54254 DEC : +38 21 17.7846 (J2000)

De magnitude mv = 7.65 elle est facilement identifiable dans le champ d’un instrument.

Une fois le télescope correctement mis en station, le pointage sur WR136 est automatique via la carte de champ sous Prism ou le catalogue d’observations préparé sous Astroplanner.

NGC 6888 est une nébuleuse en émission, elle est plus particulièrement visible en H Alpha et en OIII. Je ne disposais pas de filtre OIII, seul une iumage H alpha a été réalisée avec un filtre Astronomik de 6nm.

 

Image réalisée le 5 mai 2016.

 

Equipement ou logiciel de traitement Détail des acquisitions
Instrument ou objectif: SkyWatcher Newton
150-750
Résolution: 1391×1039 pixels
Imageurs: CCD Atik 314L+ Dates: 5 mai 2016
Monture: Sky-Watcher HEQ5 Images: Astronomik Ha 6nm 1,25″: 18×600″ –
20C bin 1×1
Instrument de guidage: Kepler 80/400 Intégration: 3.0 Heures
Logiciels: photoshop, Luc Coiffier Deep Sky
Stacker 3.3.2
Darks: 21
Filtre: Astronomik Ha 6nm 1,25″ Flats/PLU : 18
Site :48°20’30 » N 02°18’22 » E, altitude 120m Bias/offset: 25
Heures TU : de 21h30 à 0h30

 

Le 10 Aout 2016, spectre de l’étoile WR 136

Equipement ou logiciel de traitement Détail des acquisitions
Instrument ou objectif: SkyWatcher Newton
150-750
Résolution: 1391×1039 pixels
Imageurs: CCD Atik 314L+ Dates: 1O/11 Aout 2016
Monture: Sky-Watcher HEQ5 Images: 10x 600″ -20C bin 1×1
Instrument de guidage: Kepler 80/400 Intégration: 1h40
Logiciels: Bass, MaximDl Darks: 20
Spectrographe Alpy 600 Flats/PLU :0
Site : 43° 55′ 51′′ N 5° 42′ 48′′ E, Altitude 650/ 800 m – Code UAI 511 (OHP) Bias/offset: 22
Heures TU : de 21h 23 à 22h54

 

11 Aout 2016, spectre de NGC 6888

 

Equipement ou logiciel de traitement Détail des acquisitions
Instrument ou objectif: SkyWatcher Newton
150-750
Résolution: 1391×1039 pixels
Imageurs: CCD Atik 314L+ Dates: 11 Aout 2016
Monture: Sky-Watcher HEQ5 Images: 6 x 1200″ -20C bin 1×1
Instrument de guidage: Kepler 80/400 Intégration: 2.0 Heures
Logiciels: Bass, MaximDl Darks: 14
Spectrographe Alpy 600 Flats/PLU : 0
Site :43° 55′ 51′′ N 5° 42′ 48′′ E, Altitude 650/ 800 m – Code UAI 511. (OHP) Bias/offset: 22
Heures TU : de 01h08 à 02h51

 

Analyse des données
Les étoiles de Wolf Rayet sont chaudes, lumineuses et leur spectre est dominé par des raies en émission larges formées dans leur vent stellaire. Il est établi que celles-ci présentent un stade d’évolution avancé à partir d’étoiles de type O pour des masses stellaires minimales de 25 masses solaires.

Leurs vents stellaires intenses traduisent une perte de masse de 10-5 masses solaire par an, et les étoiles de WR observées présentent des masses comprises entre 10 et 25 masses solaires.

Ce vent stellaire est optiquement « épais » dans les longueurs d’onde du visible, en conséquence la photosphère de ces étoiles ne peut être observée. Le continuum visible est formé dans les différentes couches du vent stellaire (Crowther 2007).

Les scénarios d’évolution des étoiles de WR concluent à leur fin de vie sous forme de supernova de type Ib ou Ic.

On distingue 2 séquences principales d’évolution pour ces étoiles :

Séquence de l’Azote, type spectral WN

Séquence du carbone, type spectral WC

Pour lesquelles le vent stellaire est enrichi par le produit du cycle CNO dans le cas des WN et du cycle triple α (fusion de l’hélium en carbone) dans le cas des WC.

A noter également pour quelques rares cas la classification de type WO ou le spectre est dominé par une raie OIV en émission à 3818 Å (expliqué par un haut degré d’ionisation à partir de la classe WC).

Distance de WR 136
Estimer la distance d’une telle étoile par photométrie est donc relativement problématique dés lors que sa photosphère est inaccessible.

Le problème se complique d’autant plus que la majorité de la population des étoiles de WR est localisée prés du plan galactique, régions ou l’absorption interstellaire est importante et doit être considérée dans les mesures de distance photométrique.

Un système photométrique à bande étroite spécifique aux étoiles de WR a été mis au point en 1968 de façon à éliminer les raies en émission propres aux WR. ( ubv system Smith , 1968).

Ne disposant pas moi-même de tels filtres et d’équipement hautement calibré, je me réfère donc ici au VIIème catalogue des étoiles de Wolf Rayet pour utiliser les données photométriques disponibles (Van der Hucht, Karel A.. The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars).

Les données du catalogue sont les suivantes :

Mv = -4.77 , mv = 7.65, Av = 1.92 (valeur moyenne de l’extinction à partir de plusieurs études)

La distance photométrique de WR 136 est donnée par la relation du module de distance corrigée de l’extinction Av :

D = 10 ((mv-Mv + 5 – A) /5) soit 1258,9 parsecs.

Dimensions de NGC 6888
Il est établit que la nébuleuse en émission NGC 6888 est générée par l’étoile HD 192163 (WR 136). Elle présente clairement une structure en filaments provoquée par l’éjection de matière depuis l’étoile centrale. (Johnson & Hogg 1965, Georgelin & Monnet 1970).

 

Cette structure filamentaire est visible sur l’image H α réalisée le 5 Mai 2016.

En supposant NGC 6888 immobile dans le temps par rapport à son étoile génitrice, la distance de WR 136 nous permet donc d’estimer la taille de la nébuleuse par mesure directe des images calibrées. En utilisant Prism et Aladin on mesure les dimensions angulaires suivantes.

 

 

Figure 1 :

DX= 385 DY= -470 pixels

Distance (Pixels) : 607.56

Point n°1 : X1=477 Y1=728 20h11m39.081s +38°13’46.91 »

Point n°2 : X2=861 Y2=257 20h12m37.223s +38°27’38.70 »

Angle (CCD) ° : 309.3226

Distance sur le ciel (Angle) : 00°17’57 » PA= 39.36° -> astrometrique 

Figure 2 :

DX= 355 DY= 235 pixels

Distance (Pixels) : 425.73

Point n°1 : X1=479 Y1=366 20h12m32.427s +38°15’56.92 »

Point n°2 : X2=833 Y2=600 20h11m47.319s +38°24’50.33 »

Angle (CCD) ° : 33.50344

Distance sur le ciel (Angle) : 00°12’32 » PA= 315.20° -> astrometrique

Soit une taille angulaire de 00°17’57 » x 00°12’32 » ou 0,29° x 0,20°
La distance de WR 136 étant de 1259 pc.

La taille de la nébuleuse est donnée par : taille = distance x tan(taille angulaire Rad)

Ce qui en parsecs donne 6,4 x 4,5. Soit environ 21 années lumière dans sa plus grande largeur.

 

Spectre de WR 136
Spectre normalisé de WR136 (division par le continuum) réalisé le 10 Aout à l’OHP.

Calibration en longueur d’onde par lampe néon + étoile HD 228312 (Type A7).

Identification des raies par logiciel Bass v1.9.3 et la littérature citée en fin de rapport.

On note sans surprise la présence de larges raies en émission d’éléments ionisés, H II , N III et N IV.
C IV à 5805 Å.

Le système de classification de Smith (1968) est basé sur les raies ionisées et leur intensité Bien que débattu, le système est toujours en vigueur :

Classification des lignes:

Etoiles WN : He I λ3888, He I λ4027, He I λ4471, He I λ4921, He I λ5875, He II λ4200, He II

λ4340, He II λ4541, He I λ4686, He II λ4861, He II λ5411, He II λ6560, N II λ3995, N III

λλ4634–4641, N III λ5314, N IV λ4058, N V λ4603, N V λ4619, and N V λλ4933–4944.

Etoiles WC : C II λ4267, C III λ5696, C III/C IV λ4650, C IV λλ5801–12, and O V λλ5572–98.

Etoiles WO : C IV λλ5801–12, O V λλ5572–98, O VI λλ3811–34, O VII λ5670, and O VIII λ6068

WR 136 n’est pas de type WO (Pas de raies O) ni de type WC (pas de raies C aux longueurs d’ondes indiquées sauf C IV 5801-12).
La correspondance des raies He et N en revanche est globalement conforme pour classer WR 136 dans le type WN.

Nous avons les raies N III et N IV d’intensités à peu prés égales, N V est détectée à 4945 Å mais de faible intensité.

L’observation correspond bien au modèle et permet de confirmer l’étoile comme de type WN6.

Vitesse du vent stellaire
La mesure du FWHM (largeur à mi hauteur des raies mesurée en Angstrom) permet de calculer via la formule de l’effet Doppler adaptée, la vitesse du vent stellaire pour les différents éléments en émission. L’élargissement des raies étant ici causé par la vitesse de la matière.

La formule utilisée est donc similaire à celle de l’effet Doppler ou Δλ est remplacé par la valeur du FWHM  :

Vr = FHWMEmission x c / λ0

Le FWHM devant être corrigé du FHWM instrumental par la formule :

FWHM Corrigé = √ ( FWHM 2 mesuré – FHWM 2 instrument)

Et FHWM instrument = λ0 / R

Le Spectrographe Alpy 600 est donné pour une valeur R = 600 à 650 nm.

Le logiciel BASS offre une facilité en calculant la valeur R pour chaque longueur d’onde mesurée.

J’obtiens ainsi les valeurs de vitesse suivantes pour différentes raies en émission mesurées :

Les vitesses ainsi obtenues sont dans un intervalle de 1700 / 1900 Km/s, selon les mesures et éléments.
D’une part les éléments sont situés à différentes profondeurs optiques dans l’atmosphère de l’étoile, et leurs vitesses sont donc différentes, et d’autre part, la difficulté de mesurer les valeurs de FWHM et de R font varier de façon relativement importante les vitesses obtenues. Sans compter que le spectrographe n’est jamais utilisé à sa résolution maximale théorique (j’ai beau être doué de beaucoup de talents, le réglage fin de la mise au point, de la collimation, du réglage de la chaine optique, sont autant d’éléments à prendre en compte).

Malgré cela, l’exercice est révélateur d’un vent stellaire rapide et concorde avec les données de la littérature concernant WR 136. (1700 km/s pour la raie N IV – Hamann, W.-R.; Wessolowski, U.; Koesterke, L., 1994).

Spectre de NGC 6888
Le spectre de NGC 6888 a été réalisé le 11 Aout à l’OHP.

Calibration en longueur d’onde par lampe néon.

Identification des raies par logiciel Bass v1.9.3 et la littérature citée en fin de rapport.

Le spectre est caractéristique d’une nébuleuse planétaire en émission avec des raies interdites [O III] et [N II], produites par une cascade d’excitations / recombinaisons électroniques de l’hydrogène jusqu’à l’oxygène et l’azote ionisés via des collisions entre électrons libres et électrons atomiques.

Le continuum est très faible.

Les raies traduisent un milieu chaud (ionisation), dilué (raies interdites intenses en émission), animé de vitesses faibles (raies étroites).

Le ratio d’intensité entre Hα et Hβ est légèrement inférieur à 3.–> caractéristique d’une nébuleuse planétaire .( Cas B).

L’astre central émet un rayonnement intense dans l’UV qui interagit avec le milieu. 
Classe d’excitation de la nébuleuse.

Du rapport d’intensité entre les raies [O III] et la raie Hβ, on peut déterminer la classe d’excitation de la nébuleuse.

Cette classe permet de remonter en théorie à la température de l’étoile centrale WR 136 provoquant l’excitation du milieu par son rayonnement.

IN1 = Intensité [O III] à 4959 Å

IN2 = Intensité [O III] à 5007 Å

IHβ = Intensité H II à 4861 Å

E = (IN1 + IN2)/ IHβ

Je mesure:

(306 ,7 + 135,42) / 109 = 4,05

Ce qui correspond à une classe d’excitation E1 :

Ce qui indiquerait une température de l’étoile de 35 000 K. Ceci est valable pour une nébuleuse planétaire et une étoile de type naine blanche. Je doute que ceci soit valable dans le cas d’une étoile WR, les modèles étant différents.(les modèles donnent une température de 70 000 k pour Wr136)

Température électronique

Le rapport d’intensité des raies , par exemple [O III] permet également de déterminer Te et Ne.

Te = 33 000 / ln(R1/ 8,74) et R1 = ( I(4959) + I(5007) )/ I (4363)

On obtient Te [O III] = 8800 K

Ce qui semble assez cohérent avec la littérature à ce sujet (2012 – Ionization structure and chemical abundances of the Wolf-Rayet nebula NGC6888 with integral field spectroscopy) .

 

En 2017 je retournais du coté de Wr136 et Ngc 6888 à l’aide du TJMS de planète Sciences à Buthiers.

Avec un instrument Newton de 600mm et un jeu de filtres SHO, l’image obtenue est saissisante.

 

En conclusion.

Un exercice  interessant à faire, mais entaché de quelques erreurs.

La méthode de mesure des distance idéale étant celle de la mesure de la parallaxe, les données Gaia donnent un résultat tout à fait différent que celle des magnitudes apparentes et intrinsèques.

Avec une distance de l’étoile erronée, les dimensions de la nébuleuse sont à revoir.. mais l’idée est là. Et puis rien ne prouve ici que l’étoile et sa nébuleuse sont toutes deux à la même distance.

Encore une évidence que la mesure des distances dans l’univers est particulièrement délicate. 

 

Références
Boër M . Current and future activities in education and public outreach at the Observatoire de Haute Provence. Advances in Space Research, Volume 42, Issue 11, p. 1831-1836., 2008

Walker R. Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers V 5.0, 2014

Walker R. Analysis and Interpretation of Astronomical spectra V9.2 , 2013

François Teyssier, www.astronomie-amateur.fr, analyse des nébuleuses planétaires.

Georgelin Y.P, Monnet G. Evidence of Expansion in ncg6888, Astrophysical Letters, Vol. 5, p.239, 1970

Hamann, W.-R.; Koesterke, L.; Wessolowski, U.. Spectral Atlas of the galactic WR stars – WN sequence, Astronomy and Astrophysics Supplement, v.113, p.459. 1995

Van der Hucht, Karel A.. The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars, New Astronomy Reviews, Volume 45, Issue 3, p. 135-23. 2001

Paul A Crowther, Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, Ann.Rev.Astron.Astrophys.45:177-219,2007

Smith, L.F., 1968a. MNRAS 138, 109.

Hiltner, W. A. & Schild, R. E., Spectral Classification of Wolf-Rayet Stars, Astrophysical Journal, vol. 143, p.770, 1966

Hamann, W.-R.; Wessolowski, U.; Koesterke, L., Non-LTE spectral analyses of Wolf-Rayet stars The nitrogen spectrum of the WN6 prototype HD 192163 (WR136),Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 281, no. 1, p. 184-198 , 1994

A. Fernández-Martín1 , D. Martín-Gordón1, J. M. Vílchez1, E. Pérez Montero1, A. Riera2, and S. F. Sánchez3, Ionization structure and chemical abundances of the Wolf-Rayet nebula NGC6888 with integral field spectroscopy, A&A 541, A119 (2012), 2012