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OBSERVATIONS OPTIQUES DES RÉGIONS
IONISÉES
L. Deharveng
To cite this version:
JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque C l , supplément au no 5, Tome 39, Mai 1978, page Cl-157
OBSERVATIONS OPTIQUES DES RÉGIONS IONISÉES
L. DEHARVENG
Observatoire de Marseille, 2, place Le Verrier, 13004 Marseille, France
Résumé.
-
Quelques photographies d'introduction montrent comment se présentent les régions ionisées pour I'observateur, tant sur le plan de l'aspect morphologique que des particularités du spectre d'émission. L'apport des observations optiques est ensuite détaillé dans les domaines suivants :déterminations des paramètres physiques : température et densité électroniques, abondances des éléments caractéris-ant une région ionisée ;
mesure précise des vitesses radiales, distribution des vitesses à l'échelle d'une nébuleuse. Abstract. - Monochromatic photographs show not only the morphology of HI1 regions,
but also pecularities of their emission spectra. We discuss the following aspects of these optical observations :
determination of the physical parameters : electron temperature, electron density, chimical abundances ;
determination of radial velocities, high velocity motions ifiside HI1 regions.
Les observations visuelles des nébuleuses ont une très longue histoire qui débuta en 1610 lorsque Fabri de Peiresc observa la nébuleuse d'Orion, la nébuleuse la plus brillante de l'hémisphère Nord.
La figure 1 présente un cas exemplaire de région ionisée, qui aide à comprendre le modèle théorique de la sphère de Stromgren : Stromgren [ l ] a montré qu'une étoile chaude, placée dans un gaz homogène, ionise une région sphérique, appelée depuis sphère de Stromgren ; la zone de transition entre le gaz entière- ment ionisé ou région HZ1 et le gaz neutre l'entourant est très mince. La figure 1 montre trois sphères de
FIG. 1. -Reproduction d'une photographie, dans le rouge, tirée du sky survey de l'Observatoire du Palomar-; de gauche à
droite les nébuleuses Sh 257, Sh 255 et Sh 254.
Stromgren presque parfaites. Les &toiles excitatrices, celles qui fournissent le flux de photons ionisant sont au centre de ces régions ; leur température efective, c'est-à-dire la température du corps noir qui rayonne la même énergie totale, est de l'ordre de 32 000 K. On admet actuellement que les étoiles dont la tempé- rature effective est supérieure à 25 000 K sont capables de former une région HII, Georgelin [2].
En réalité, la plupart des régions ionisées, étudiées
à haute résolution angulaire, montrent une structure beaucoup plus complexe, due essentiellement à des inhomogénéités de la densité électronique du gaz ionisé (mais aussi à la présence de poussières mélan- gées au gaz, de plusieurs étoiles excitatrices, ou de mouvements importants dans le gaz ionisé). La figure 2 donne l'exemple d'une structure complexe ; c'est la nébuleuse de la Carène, photographiée à travers un filtre interférentiel assez étroit (25
A),
qui isole prin- cipalement la raie Ha de l'hydrogène.Le spectre émis par le gaz ionisé et chaud d'une région HI1 est caractérisé par des raies d'émission
intenses superposées à un continuum faible. Presque toute l'énergie rayonnée est concentrée dans un cer- tain nombre de raies d'émission qui sont soit des raies de recombinaison, particulièrement des éléments les plus abondants H et He, soit des raies interdites provenant de transitions à partir de niveaux méta- stables excités collisionnellement, d'ions tels que O f , Of +, N f , S+
...
Osterbrock [3].Une nébuleuse excitée par une étoile très chaude (haut degré d'excitation) présente des raies d'émission correspondant à des ions de potentiels d'ionisation élevés comme S+' (23,3 eV), He" (24,6 eV), N+'
Cl-158 L. DEH
FIG. 2.
-
Nébuleuse de la Carène photographiée a travers un filtre interférentiel étroit (25 A) isolant principalement la raie Haà 6 563 A.
(20,6 eV), Of + (35,l eV)
...
Une nébuleuse excitée parune étoile plus froide (faible degré d'excitation) ne présente que des raies correspondant à des ions de faibles potentiels d'ionisation comme S f (10,4 eV),
H + (13,6 eV), 0' (13,6 eV), Nf (l4,5 eV). A l'inté- rieur d'une même nébuleuse peuvent coexister des régions de haut et de faible degré d'excitation. Cette nébuleuse, photographiée à travers des filtres interfé- rentiels très étroits, centrés sur diverses raies, pré- sentera donc parfois des aspects très différents comme en témoigne la figure 3.
Ces quelques exemples montrent l'information que l'on retire des photographies monochromatiques des régions ionisées ; c'est à partir de leur observation spectrographique que l'on peut évaluer leurs para- mètres carcictérisliques.
1. Détermination de la température électronique. -
Les principales méthodes optiques de détermination de la température électronique sont discutées par Peimbert [4] ; elles font intervenir :
FIG. 3. - Photographies monochromatiques de la partie centrale de la nébuleuse de la Carène : a) raies [SII] à 6 717- 6731 A-Al. = 5 0 A ; b) raie [OIII] a 5007A-AL = 10A.
1) l'intensité des raies interdites (méthode la plus utilisée) : le rapport des intensités des raies interdites aurorales et nébulaires d'un ion dépend essentielle- ment de la température électronique et à un degré moindre de la densité électronique. Le rapport de loin le plus utilisé et le plus sensible est celui des raies de l'ion O + + à 4 363
A
et 5 007A.
La raie à 4 363A
est malheureusement très faible et n'a pu être observée que dans 8 nébuleuses, Kaler [5]. La température élec- tronique ainsi mesurée est caractéristique des régions de fort degré d'excitation (présence de l'ion O + + ) ;
OBSERVATION
exemple : c'est une méthode peu précise par suite de difficultés tant observationnelles que théoriques ;
3) le profil des raies d'émission (méthode optique et radio) : le profil réel d'une raie est la convolution du profil thermique de la raie avec l'élargissement dû
à la turbulence du gaz ionisé ; on compare le profil de raies émises par deux éléments (dont l'hydrogène), de masses atomiques aussi différentes que possible ;
on élimine ainsi la fonction d'élargissement due à la turbulence, celle-ci étant indépendante de la masse atomique de l'émetteur. Cette méthode nécessite une résolution spectrale très élevée (méthodes interféro- métriques : le spectrographe est un étalon Perot- Fabry à haute résolvance, Louise [6]).
Ces observations ont mis en évidence :
1) des températures électroniques élevées (12 000- 15 000 K) dans les bords brillants et les fronts d'io- nisation, Louise [6] ;
2) des fluctuations à petite échelle de la température électronique à l'intérieur d'une région HII, Peimbert [7] : on peut définir une température électronique moyenne ( N 7 500 K au centre de la nébuleuse d'Orion) et des fluctuations autour de cette valeur moyenne, dont l'amplitude peut atteindre 2 000 K ;
3) on a enfin essayé de mettre en évidence des variations à grande échelle de la température élec- tronique a l'intérieur d'une nébuleuse, variations pré- vues par les modèles théoriques de régions HII. La seule observation détaillée d'une nébuleuse est celle de Bohuski [a], qui a mis en évidence un accroisse- ment de la température électronique lorsque l'on s'éloigne du centre de la nébuleuse d'Orion.
2. Détermination de 'la densité électronique. - La densité électronique dans une nébuleuse peut être mesurée en comparant les intensités de deux raies d'un même ion, émises par des niveaux ayant presque la même énergie d'excitation, mais des taux de désexci- tation collisionnelle différents ; les populations rela- tives de ces deux niveaux dépendent alors de la densité électronique, de même que le rapport d'intensité des raies qu'ils émettent. Les rapports d'intensité de raies des ions O f , S f , Clf
+,
Arf ++ et K f ' + + + en fonc- tion de la densité électronique sont donnés par Saraph et Seaton [9]. Dans les régions HII, seules les raies des ions 0' et Sf sont généralement assez intenses pour être utilisées ; elles donnent la densité électro- nique des régions de moyen ou de faible degré d'exci- tation le long de la ligne de vue.Les grandes régions ionisées ont des densités élec- troniques de l'ordre de 100 cm-3 ; les études détail- lées de la densité électronique des régions HI1 ont mis en évidence :
1) des variations à grande échelle de la densité électronique à l'intérieur d'une région HI1 : au centre de la nébuleuse d'Orion par exemple, Ne décroît d'un
facteur 20 en 1 parsec (Osterbrock et al. [IO]
-
avecNe
,
,
,
-
20 000 cmw3) ;2) des densités électroniques élevées dans les bords brillants et les fronts d'ionisation : le contraste entre la densité électronique dans ces structures et celle du milieu environnant peut atteindre la valeur 10 (Bohuski [ll], Deharveng et al. [12]) ;
3) des fluctuations à petite échelle (< résolution angulaire) de la densité.électronique à l'intérieur d'une région HI1 : on observe une différence entre la densité électronique obtenue par cette méthode, et la densité électronique moyenne déduite d'observations dans le continuum radio ; cette différence s'explique si l'on admet que seulement une fraction a du volume total de la nébuleuse est occupée par le gaz ionisé ; dans la nébuleuse d'Orion le facteur de rem~lissage a est de l'ordre de 1/30, Menon [13].
3. Détermination des abondances. - Les abondances de I'H, He, N, O, Ne qui sont parmi les six éléments les plus abondants de notre entourage galactique peu- vent être obtenues à partir de la mesure des intensités relatives de leurs raies d'émission. Les difficultés ren- contrées lors de ces déterminations d'abondances sont de divers ordres : i) il faut faire des corrections de rougissement, ii) il faut connaître la température élec- tronique qui influence très fortement les rapports des intensités des raies permises relativement aux inten- sités des raies interdites, et surtout, iii) il faut tenir compte des états d'ionisation non observés des ions. Au niveau des résultats, je dissocierai le cas de l'hélium de celui des autres éléments lourds ; on pense que la formation de l'hélium est essentiellement pri- mordiale, alors que les éléments plus lourds sont des produits de l'évolution stellaire.
3.1 ABONDANCE DE L'HÉLIUM.
-
Les meilleures déterminations de l'abondance relative de l'hélium par rapport à l'hydrogène, dans une grande catégorie de régions ionisées sont données par Peimbert [14].Cette abondance est à peu près la même dans les régions ionisées de diverses galaxies. Ceci supporte l'idée que l'hélium a été essentiellement formé pen- dant la phase concentrée et chaude que l'on suppose
à l'origine de l'univers (modèle du Big-Bang). Il existe également une légère relation entre l'abon- dance en hélium et l'abondance en métaux. Ceci a permis à Peimbert [14] de chiffrer plus précisément l'abondance prégalactique de l'hélium et de l'utiliser
à l'évaluation de la densité de l'univers dàns le cadre de la théorie standard du Big-Bang ; cette abondance semblerait indiquer un univers ouvert.
Cl-160 L. DEHARVENG
abondances dans les régions HI1 périphériques vitesse radiale entre les deux composantes de la raie (article de revue : Peimbert [14]). atteint 25 km. s-' (vitesse supersonique). Un tel Dans la Galaxie, Sivan 1151 a mis en évidence les comportement cinématique a été observé dans de mêmes gradients à partir des régions ionisées les plus nombreuses nébuleuses et sera discuté dans l'exposé étendues. Son étude confirme celle de d'odorico et de J. Dyson.
al. [16] menée à partir des nébuleuses planétaires.
4. Détermination des vitesses radiales. - Le spectre de raies permet évidemment une mesure de la vitesse des régions HI1 à partir de mesures de positions de raies. A l'échelle de la Galaxie, ces vitesses sont uti- lisées pour la détermination de la structure spirale et du phénomène général de rotation galactique, Geor- gelin [2] - exposé de G. Comte. A l'échelle d'une
région HII, cette étude révèle des mouvements turbu- lents plus ou moins importants. La figure 4 i1lusti.e ce dernier point pour la nébuleuse d'Orion : le spectro- graphe est un étalon Perot-Fabry ; le montage utilisé est le montage réducteur focal, Courtès [17], où les anneaux d'interférence sont projetés sur la nébuleuse ;
la raie étudiée est la raie [NII] à 6 584
A,
dont le profilest essentiellement élargi par la turbulence. Cet inter- FIG. 4.
-
Interférogramme dans la raie à 584 A de la férOgramme un de la raie nébuleuse d'Orion ; l'ordre d'interférence est 4 770. la dispersionsur des régions étendues de la nébuleuse ; l'écart en à mi-champ 4,s A. mm-1.
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