Club d’Astronomie de Lyon Ampère

Etude du spectre de la comète C/2006 VZ 13 (LINEAR)

mercredi 22 août 2007 par Jean Pierre Masviel

La comète C/2006 VZ 13 (LINEAR)

A la fin de la première quinzaine de juillet 2007, la comète était très bien placée dans le ciel, visible toute la nuit dans la constellation du Dragon.

Elle se trouvait alors à près de 80 millions de kilomètres de la Terre. Sa magnitude était maximum autour du 14 juillet, la comète étant plus brillante que magnitude 8. A noter dans la même région du ciel, la comète C/2007 E2 (Lovejoy) vers magnitude 13.

Comète C/2006 VZ 13 (LINEAR)
Flat Field Lichtenknecker 200 mm F/D 4 et caméra CCD Apogée U 9000
60 x 30 secondes ; une image toutes les 53 secondes.
Le 14.07.2007 entre 22:42 et 23:34 TU
Pierre FARISSIER CALA – AstroQueyras
Comète C/2006 VZ 13 (LINEAR)
Lunette de 80 mm de diamètre et APN Canon EOS 350 D
70 x 30 secondes ; une image toutes les 39 secondes.
Le 14.07.2007 entre 22:42 et 23:31 TU
Pierre FARISSIER CALA – AstroQueyras
Localisation de la comète

La configuration instrumentale utilisee

L’observatoire du Pic de Chateaurenard
(station UAI n°614. Lat : + 44°41’57’’ ; Long :+06°54’30’’), situé à 2930 m d’altitude, dans le parc naturel du Queyras ( Hautes-Alpes), à quelques kilomètres de la frontière italienne.
L’instrumentation sur le T620

Pour les observations en spectrométrie de la comète, la focale du télescope (62 cm de diamètre) avait été ramenée de 930 cm (F/D 15) à 585 cm (F/D 9,5) au moyen d’un réducteur de focale Celestron 6,3.

Pour les acquisitions des images spectrales, la caméra CCD utilisée était une Sbig ST 1603 Xme (1530 x 1020 pixels de 9 μm²) refroidie 30° en dessous de la température ambiante. Le suivi était assuré au moyen d’une caméra Audine Kaf 401 e (+ liaison Ethernaude).

Le spectrographe était un LHIRES III (# 24 de la série réalisée dans le cadre de l’association AUDE) équipé d’un réseau de 150 traits/mm et d’une fente réglée à une largeur de 43 μm.

Pour plus d’informations sur le spectrographe LHIRES III, voir le site de SHELYAK INSTRUMENTS

Le pilotage et acquisition

L’écran de contrôle, à gauche, permettant de suivre le déplacement de C/2006 VZ 13 et de jouer avec la raquette du télescope afin de maintenir le flux lumineux en provenance de la comète sur la fente du spectrographe. Cette fente est réalisée à partir de deux lames réfléchissantes maintenues distantes de 43 μm, rendant possible l’observation du champ proche de l’objet dont on veut obtenir le spectre. A droite, le logiciel de cartographie donne la position de la comète.

Les observateurs

Jean-Pierre MASVIEL
Membre du CALA (Club d’Astronomie de Lyon Ampère), de l’association AstroQueyras, de l’association AUDE et de la Société Astronomique de France (commission des comètes).
Olivier THIZY
Membre du CALA (Club d’Astronomie de Lyon Ampère), de l’association AstroQueyras, de l’association AUDE. Cofondateur de la société SHELYAK INSTRUMENTS, qui commercialise notamment le spectrographe LHIRES III.

Les résultats

Vous pouvez lire au préalable La spectrométrie cométaire : historique et théorie

Toutes les images ont été traitées de façon classique, avec soustraction de l’offset, du noir, et division par la PLU.
Les logiciels utilisés pour les prétraitements, traitements et analyses spectrales sont IRIS (http://astrosurf.com/buil/) et Visual Spec (http://astrosurf.com/vdesnoux/) .

Une étoile de référence a été choisie dans le but d’obtenir une première calibration en longueurs d’onde, complémentaire à l’acquisition de spectres d’une lampe au néon. Cette étoile, de type spectral connu, a surtout servi à obtenir la réponse spectrale de l’instrument, caractéristique des variations de sensibilité en fonction de la longueur d’onde de chacun des éléments de la chaîne optique : miroirs et lentilles, réseau de diffraction, capteur CCD. Le spectre de référence ainsi obtenu a également permis de corriger le spectre cométaire de la masse d’air, c’est-à-dire de l’extinction due à la couche d’atmosphère terrestre traversée par les photons en provenance de l’objet pointé, les couches d’air diffusant plus de lumière dans les courtes longueurs d’onde.

L’étoile choisie devant se situer dans le ciel à proximité de C/2006 VZ 13, le choix s’est porté sur HD 141653, de magnitude 5,2 et de type spectral A2, située à seulement 1°35 de la comète. Des poses ont été faites en début de nuit, avant de passer à notre cible, la comète C/2006 VZ 13. Le champ pointé étant circumpolaire, sa hauteur dans le ciel a relativement peu changé en cours de nuit, et il n’a donc pas été fait de nouvelle séquence de poses sur HD 141653 après la séquence sur notre cible.

Spectre colorisé
Profil spectral corrigé de la réponse instrumentale

Le temps de pose total sur la comète C/2006 VZ 13 (LINEAR) était de 3 heures (12 poses de 900 secondes) le 11.07.2007 de 19h52 à 22h56 TU.

Sur l’image en deux dimensions du spectre (ci-dessus), on voit nettement dans le vert et à gauche de la partie rouge deux raies fines sur toute la hauteur de l’image : il s’agit des raies de l’atome d’oxygène à 557,7 et 630,0 nm. Ces raies résultent de la photodissociation des molécules d’eau de l’atmosphère terrestre (airglow). Elles sont notées [OI] car elles désignent des raies interdites, c’est-à-dire des raies difficilement reproductibles expérimentalement.

Les différents constituants identifiés dans la comète C/2006 VZ 13 (LINEAR)
Note : vous pouvez appuyer sur bouton zoom en bas à gauche de la fenêtre de visualisation pour avoir le graphique pleine échelle...

La partie bleue du spectre, à gauche, apparaît très bruitée. A ces longueurs d’onde, l’efficacité du capteur chute dramatiquement (35 à 40 % d’efficacité quantique) et l’obtention d’un rapport signal/bruit suffisant nécessiterait des temps de poses rédhibitoires pour une comète de cette magnitude avec l’équipement dont nous disposions. Il faut également signaler que nous avons utilisé un réseau Optometrics de 150 traits/mm blazé dans l’ordre 1 à 500 nm. Vers 390 nm, ce réseau a une efficacité absolue de seulement 44 %. Un réseau blazé à 400 nm aurait donné un meilleur résultat.

De plus, le spectrographe LHIRES III est de type Littrow (la même optique est utilisée comme objectif de chambre et comme collimateur), ce qui ne permet pas d’avoir la même qualité sur une grande étendue spectrale. Il aurait donc fallu recentrer la zone bleue (autour des 400 nm) et refaire les réglages du spectrographe, puis poser pendant de nombreuses heures.

Spectre de l’étoile de référence HD 141653

Sur cette image du spectre de l’étoile de référence HD 141653, on remarque facilement la dégradation vers l’extrême gauche. Le spectre de la comète est affecté de la même dégradation.

Zoom sur la partie centrale du spectre
Certaines raies n’ont pas pu être clairement identifiées.
Comparaison du spectre de la comète avec celui d’une étoile solaire

Les comètes réfléchissent le rayonnement solaire. On retrouve donc dans le spectre des comètes des raies en absorption du spectre solaire, comme la raie H alpha de l’hydrogène. Il faudrait donc en principe retirer ces raies « parasites » pour retrouver un spectre purement cométaire. On voit dans le graphe à droite que le spectre solaire affecte assez peu le spectre de la comète, sauf peut-être dans sa partie la plus à gauche qui, comme nous l’avons vu plus haut, ne doit pas être prise en considération.

Un moyen de quantifier l’activité des comètes et de les comparer entre elles : le calcul de la largeur équivalente :

Pour certaines parties du spectre, il est possible de sélectionner une bande, par exemple la bande C2 vers 516,5 nm, et d’effectuer une normalisation, c’est-à-dire d’amener le continuum à 1. Il est alors intéressant de calculer l’aire se trouvant sous la courbe et au-dessus du trait en pointillés. Cette aire, caractérisée également par la largeur équivalente, est représentative de la force de la bande spectrale en émission. On peut ainsi calculer les rapports entre différentes largeurs équivalentes pour différents constituants d’un même spectre, ou bien encore comparer la largeur équivalente d’un spectre avec celle d’autres spectres (d’autres comètes) ou de la même comète observée à différentes dates.

Largeur équivalente pour la bande C2 vers 516.5 nm
Largeur équivalente pour la bande NH2 vers 6650

Dans le cas de la bande C2 à 516,5 nm, on obtient une largeur équivalente de 994 Anströms. Si on appelle A l’aire comprise entre le profil spectral et le trait en pointillés, cette largeur de 994 Angströms serait celle d’une bande de hauteur 1 et d’aire A.

Pour la bande NH2 vers 665.0 nm, on trouve une largeur équivalente de 131 Angströms.

Conclusion

Les comètes sont les témoins privilégiés des premiers âges du système solaire. En théorie, toutes les comètes, du fait de leur origine supposée commune, devraient présenter les mêmes abondances de molécules. Cependant, les observations en spectromètrie, du domaine radio à l’ultraviolet, ont montré une grande diversité de compositions chimiques. Cette diversité n’est pas encore bien comprise, et la conséquence en est qu’aucun spectre cométaire ne ressemble réellement à un autre. Ce devrait être une motivation supplémentaire pour les astronomes amateurs à s’intéresser à la spectrométrie cométaire, car leurs observations leur réserveront à coup sûr de nombreuses surprises.

Cette première expérience a montré qu’il était possible d’obtenir des spectres parfaitement exploitables sur des comètes plus brillantes que magnitude 8 avec un télescope d’environ 60 cm de diamètre et un spectrographe tel que le LHIRES III. On peut même penser que sur des comètes de magnitude 4 ou 5 l’emploi d’un réseau de 300 traits/mm améliorerait encore la résolution tout en conservant un bon rapport signal/bruit.

Il est donc probable que la spectrométrie cométaire puisse se développer à l’avenir, aidée en cela par l’accroissement récent du nombre de télescopes de mission d’un diamètre supérieur à 60 cm et la diffusion dans le milieu amateur d’un spectrographe comme le LHIRES III.


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