Introduction

Nous ne pouvons étudier le milieu interstellaire que par le moyen de l'analyse de son rayonnement, sous forme d'émission continue et de raies spectrales. Les caractéristiques de cette émission dépendent des conditions physiques (densité, température, composition chimique) du gaz et des poussières, qui sont très variées. Certaines composantes du MIS sont bien visibles dans des régions particulières du spectre mais ne sont pas relevées dans d' autres. Il nous faut donc combiner des observations dans un vaste intervalle d'énergies pour avoir accès aux différentes phases du milieu, ainsi qu'aux différents diagnostics radiatifs des conditions qui y règnent.

Raie de l'hydrogène à 21cm

La raie à 21 cm de longueur d'onde (1.4 GHz de fréquence radio) correspond à la très faible différence d'énergie (5.9x10^-5 eV = 0.07 K) entre les deux sous-niveaux hyperfins du niveau fondamental de l'hydrogène atomique, où se trouve la plupart de l'hydrogène dans le MIS atomique froid. La transition se produit lorsque l'électron renverse son spin : le sous-niveau supérieur correspond à la configuration où le spin de l'électron est parallèle à celui du noyau (spin total S =1), et le sous-niveau inférieur à celle où le spin est antiparallèle (S=0). Le taux de désexcitation radiative spontanée (voir la page Coefficients d'Einstein) est très faible : la durée de vie du sous-niveau supérieur est de 10⁷ ans. Aussi, dès que la densité excède 1 cm^-3, les collisions maintiennent la population du niveau supérieur à son niveau d'équilibre thermodynamique local . Chaque dépeuplement par émission spontanée produit un photon à 21 cm. L'intensité du signal radio observé est proportionnelle à la densité de colonne du gaz (nombre d'atomes par unité de surface le long de la ligne de visée). L'étude de l'émission de la raie à 21 cm et des variations spatiales de son intensité a donc permis la détermination de la masse et de la distribution du gaz atomique froid dans notre Galaxie et des galaxies extérieures. La raie à 21 cm peut être observée également en absorption lorsque un nuage d'hydrogène froid est situé sur la même ligne de visée qu'une source puissante de rayonnement radio continu (un pulsar ou une galaxie radio). Une combinaison de mesures en émission et absorption permet de déterminer à la fois la température et la densité de colonne du gaz atomique (voir les détails dans la page Application : la raie à 21 cm de l'hydrogène neutre).

Raies atomiques de structure fine

Contrairement à l'atome d'hydrogène, la plupart des atomes et des ions importants dans le milieu interstellaire ont un moment orbital total L non nul dans leur configuration electronique fondamentale (la seule qui soit peuplée en pratique). Ce niveau est donc décomposé par l'interaction de structure fine entre le moment orbital total de tous les électrons de l'atome et leur spin total . Le moment angulaire total du système atomique est la somme vectorielle de ces deux moments cinétiques : et les transitions dipolaires électriques sont soumises aux règles de sélection : . Les transitions entre les sous-niveaux de structure fine sont dites "interdites" car elles transgressent ces règles de sélection. Elles ont en conséquence un coefficient d'Einstein faible, mais non nul car la transition dipolaire magnétique reste autorisée. Le niveau supérieur est souvent proche du fondamental, ce qui leur donne une grande importance pour la physique du milieu interstellaire : La raie de [CII]λ157.7μm, dont le niveau supérieur n'est qu'à 91,2 K, est très facilement excitée dans le milieu neutre froid et elle en est le principal facteur de refroidissement. En effet, dans cette phase diffuse, le carbone est essentiellement sous forme de C+ à cause du flux UV interstellaire. La raie de [OI]λ63μm, dont le niveau supérieur est à 228 K, participe également au refroidissement à température plus élevée. Ces raies appartiennent à l'infrarouge lointain et ont été observées par de nombreux satellites comme COBE, ISO, SWAS) et récemment Herschel, avec une résolution angulaire atteignant 10 secondes d'arc.

Résultats des observations spectrales

• Il existe deux phases du milieu interstellaire atomique : l'une tiède (WNM), à plusieurs milliers de degrés, et peu dense (0.1-0.5 cm^-3) que l'on voit en émission, l'autre froide (CNM, 60-100 K) et plus dense (10-50 cm^-3), qui domine l'absorption. Les densités de colonne sont toutes deux d'environ 1.5x10²⁰ atomes cm^-2. Le contenu en matière est comparable pour les deux composantes mais la composante tiède forme un disque plus épais, sa demi-épaisseur étant de l'ordre de 200 kpc, par rapport à celui du gaz froid d'environ 100 kpc. La composante froide forme principalement les structures complexes mentionnées ci-dessus, et se trouve également dans les enveloppes des nuages moléculaires. La composante tiède est distribuée plus uniformément.
• La composante froide est fortement inhomogène. Elle est dominée par des nappes, des coquilles et des filaments à toutes les échelles avec une apparence fractale qui pourrait être créée par la turbulence. Elle se trouve également dans les enveloppes des nuages moléculaires. La composante tiède est distribuée plus uniformément.
• Les abondances des éléments déduites des raies d'absorption ultraviolettes révèlent que la plupart des élément sont sous-abondants dans le gaz atomique froid par rapport aux abondances solaires, stellaires où dans les régions HII à l'exception de S, Zn et P. Les élément manquants sont supposés se trouver dans les grains de poussière. La sous-abondance est moins grande dans le gaz neutre tiède, ce qui indique une destruction partielle des grains, peut-être sous l'effet d'ondes de chocs violentes (restes de supernovae).

Carte du plan galactique dans la raie à 21cm dans une région du bras de Persée

Grumeaux et filaments (en pourpre) d'hydrogène froid superposés sur un fond diffus d'hydrogène plus chaud (en jaune).

Crédit : J. English : données obtenues par le Relevé Canadian du Plan Galactique.

Carte du gaz neutre atomique dans la Galaxie

Crédit : J.Dickey (Université du Minnesota), F.Lockman (National Radio Astronomy Observatory)

Transitions moléculaires

Aujourd'hui on a identifié plus de 200 molécules différentes dans le milieu interstellaire. Les molécules sont fragiles et peuvent être dissociées par le rayonnement visible et ultraviolet. Elles sont donc principalement localisées dans des nuages moléculaires denses où elles sont protégés du flux de photons de haute énergie par la poussière et l'hydrogène moléculaire diffus situé aux bords des nuages. Leurs raies spectrales fournissent donc des informations précieuses sur les régions les plus denses du milieu interstellaire.

Tandis que les transitions dans les atomes proviennent uniquement des changements d’orbite des électrons, les molécules émettent selon trois type de transitions : électroniques, vibrationnelles et rotationnelles, qui tracent des gammes d'énergie décroissantes.

• Les transitions électroniques des molécules sont l'équivalent des transitions atomiques. Pour H₂, la molécule interstellaire la plus importante, ces transitions sont à des longueurs d'onde λ < 115 nm. Les autres molécules détectées par leurs transitions électroniques sont CO et OH dans l'ultraviolet lointain, CH, CH+ et CN dans l'ultraviolet proche et le bleu, et C₂ et CN dans le proche infrarouge à 800-900 nm. Cependant, les niveaux électroniques des molécules sont situés à des énergies trop élevées pour être peuplés par collisions thermiques car cela nécessiterait des températures où le gaz ne serait plus moléculaire. Ils peuvent par contre être peuplés par l’absorption d’un photon ultraviolet, ou par l’impact d’un électron énergétique issu de l’ionisation du gaz par des rayons X ou des rayons cosmiques. La molécule ainsi excitée cascade vers les niveaux inférieurs en émettant des photons dans ses transitions électroniques : c’est le phénomène de fluorescence. Celui-ci n’a lieu qu’à proximité d’une source intense d’UV ou d’ionisation (par ex. étoiles jeunes, Noyau actif de galaxie...). Dans les conditions interstellaires typiques, les transitions électroniques des molécules sont seulement observables en absorption à partir du niveau électronique fondamental, en direction d'étoiles ou de sources extragalactiques. En particulier, les observations dans l'UV lointain menées avec les satellites COPERNICUS et FUSE ont fourni le rapport d'abondance H₂/H sur de nombreuses lignes de visée du milieu moléculaire diffus (où l'extinction par les poussières n'est pas trop élevée), par l'observation de raies d'absorption électroniques de H₂ et de H (raie Lyman α).

• Selon leur géométrie, les molécules possèdent un certain nombre de modes de vibration possibles qui sont quantifiés et associés à des niveaux d'énergie approximativement équidistants, de séparation typique ~ 3000 K. Les transitions entre ces niveaux, dites vibrationnelles, sont caractérisées par des longueurs d'onde typiques de l'infrarouge proche. Ces transitions sont vues soit en absorption devant une source intense de continuum infrarouge, soit en émission si la température du milieu est suffisamment élevée, par exemple dans les chocs, ou les régions de photodissociation (PDRs) exposées à un fort flux UV. Les transitions vibrationnelles de H₂, ainsi que celles de CO et H₂O, sont observées à la fois du sol et de l'espace (par ex. par le satellite Spitzer). Chaque transition vibrationnelle est composée d’une série de raies distinctes de longueurs d’onde très proches, provenant des différents sous-niveaux de rotation (voir ci-dessous). Les meilleurs spectromètres infrarouges au sol sont capables de résoudre ces sous-composantes individuelles dites ''ro-vibrationnelles" pour en déduire la température du gaz via la loi de Boltzman.

• Les transitions rotationnelles correspondent à la quantification des modes de rotation des molécules. Pour H₂ ces raies sont dans l’infrarouge moyen (λ ≤ 28 μm) et issues de niveaux > 500 K, qui ne sont excités en émission que dans des zones localement chauffées (chocs ou PDRs). Les molécules plus lourdes, par contre, ont des niveaux rotationnels faiblement espacés (10-100 K) bien adaptés pour sonder les nuages moléculaires froids et denses. Leurs raies rotationnelles sont caractérisées par des longueurs d'onde submillimétriques, millimétriques ou centimétriques. Les avantages d'observer dans ce domaine radio sont (1) l'absence d'extinction par les poussières à ces longueurs d'onde, (2) la très haute résolution spectrale (<1 km/s) obtenue par les techniques de détection hétérodynes, qui permet de mesurer l’élargissement thermique et/ou turbulent de la raie et les gradients de vitesse entre différentes parties du nuage. La molécule la plus intense est CO : c’est la plus abondante après H₂ et elle possède un premier niveau rotationnel à 5 K, facilement excité collisionnellement dans le gaz froid dès que la densité dépasse quelques 100 cm^-3. La raie correspondante à 2.6 mm est utilisée pour cartographier à grande échelle les nuages moléculaires. L'application la plus importante de ces observations est l'estimation de la structure, de la masse et de la cinématique des nuages moléculaires. D’autres molécules souvent utilisées comme traceurs plus spécifiques de température et/ou de régions denses sont NH₃, CS, N₂H+. Enfin, l'étude des raies rotationnelles moléculaires en absorption en direction de sources radio extragalactiques (quasars) a permis de sonder en détail la chimie de la composante moléculaire diffuse, notamment les hydrides dans le submillimétrique avec le satellite Herschel et l'avion stratosphérique SOFIA.

Résultats des observations :

L'étude de la distribution de la raie J=1-0 de CO à 2.6 mm montre que la plupart du gaz moléculaire dans la Galaxie est localisé dans des nuages moléculaires géants de taille typique 40 pc, masse d'environ 4x10⁵, densité ≥ 200 cm^-3 et température 10-30 K. L'abondance de CO y est d'environ 10^-4 celle de H₂. Ces nuages sont des objets auto-gravitants, plutôt qu'à l'équilibre de pression avec les autres phases du milieu interstellaire. Leur pression turbulente (mesurée par l'élargissement Doppler des raies CO) et magnétique (mesurée comme expliqué dans la Section "Energie magnétique") est globalement suffisante pour contrebalancer la gravité, ce qui les maintient globalement stables sur des échelles de l'ordre de 10⁶-10⁷ ans. Les observations des transitions rotationnelles de nombreuses molécules ont permis de mener une étude détaillée de leurs propriétés physiques et chimiques. En particulier cela a montré qu'ils sont fortement structurés à toutes les échelles, dans une structure hierarchique de type "fractale". Ils contiennent des condensations sombres de taille environ 1 pc, densité 10³ cm^-3 et masse d'environ 10³ , des filaments, ainsi que des coeurs denses de taille ~ 0.1 pc, densité > 10⁴ cm^-3, et masse ~ 0.1-10 qui approchent de l'instabilité gravitationnelle (leur turbulence est subsonique) et sont le site de formation des étoiles. La structure spatiale filamentaire et la cinématique complexe de ces nuages sont illustrées ci-dessous dans le cas du nuage du Taureau.

Gaz moléculaire translucent : les observations en absorption dans l'UV menées avec les satellites COPERNICUS, Hubble et FUSE montrent que la proportion d'hydrogène sous forme de H₂, moyennée sur la ligne de visée, augmente brutalement pour atteindre 10%-60% lorsque la densité de colonne totale dépasse ~ 3x10²⁰ atomes cm^-2 (Av ~ 0.2 mag). Ce gaz moléculaire diffus a une densité d'environ 100 cm^-3 et une température d'environ 80  K, similaire à celle du HI froid. Une deuxième composante de H₂ plus chaud à environ 200-300 K est également présente, ainsi que du CO en faible abondance (quelques 10^-6). Pourtant, l'étude des raies radio rotationnelles en absorption a révélé une chimie étonnamment riche avec près de 30 espèces détectées. Leur survie dans le champ UV ambiant, et la formation fortement endothermique de certaines d'entre elles (ex. CH+), posent question. Le modèle actuellement favorisé est que ces molécules se reformeraient en permanence dans des vortex turbulents ou des chocs magnétisés qui chauffent le gaz par friction ion-neutre et y accélèrent la chimie.

Le milieu ionisé tiède (WIM)

Ce milieu est réparti en une composante organisée en structures bien définies, les régions HII ou nébuleuses gazeuses, et une composante plus diffuse. Les régions HII peuvent être décrites schématiquement comme des sphères ionisées (sphères de Strömgren) entourant une ou plusieurs étoiles chaudes de type O ou B qui sont responsables des photons UV ionisants > 13.6 eV (voir la page Réservoirs d'énergie : champ de rayonnement). Le gaz y possède de nombreux mécanismes d'émission de l'ultraviolet jusqu'au domaine radio. Les principales méthodes utilisées pour le cartographier et obtenir ses conditions physiques sont les suivantes :

• l'émission continue dite "libre-libre" ou brehmstrahlung produite par le freinage des électrons libres passant à proximité des ions. Il se trouve dans le domaine radio centimétrique pour ces températures. L'interféromètre du VLA est un instrument de choix pour ce type d'observations. La cartographie révèle la distribution spatiale et la brillance donne accès à la mesure d'émission du gaz, c'est-à-dire l'intégrale de sur la ligne de visée.
• Les raies de recombinaison : lorsqu'un électron se recombine avec un ion sur un niveau excité, l'atome se désexcite vers les niveaux plus bas par une cascade radiative entraînant l'émission d'un ou plusieurs photons. Cette cascade produit un spectre de recombinaison avec des rapports de raies caractéristiques, qui dépendent peu de et . L'atome est ensuite ionisé à nouveau par un photon UV, et le phénomène se reproduit. On peut donc déduire du flux de ces raies le flux de photons UV ionisants (si on connaît la température, qui affecte le taux de recombinaison). Les raies de recombinaison les plus importantes sont celles de l'hydrogène, en particulier la raie Hα de la série de Balmer dans l'optique (voir la page Détection du gaz atomique : l'atome d'hydrogène). Une carte de la Galaxie dans la raie Hα est présentée dans la figure ci-dessous. On utilise aussi les raies de recombinaison radio associées aux transitions entre niveaux de nombre quantique élevé ( environ). Elles permettent de déduire la température du gaz à partir du rapport raie/continuum, de mesurer précisément la vitesse de la source (ce qui aide a déterminer sa distance), et de sonder les régions HII trop jeunes et enfouies pour être détectables en Hα.
• Les raies interdites : beaucoup de raies très intenses émises dans les régions HII sont dues à des raies "interdites" du point de vue dipolaire électrique. Les raies métastables dans l'optique sont des traceurs très usités, très sensibles à la densité et/ou à la température du gaz, en particulier [SII]6716,6731, [NII]5755,6584, [OIII]4363,4959,5007. Les raies ioniques de structure fine dans l'infrarouge lointain (eg. [NII], [NIII], [OIII]52,88mic, [NeII], [NeIII], [SIII], [SIV]) sont moins sensibles à la température et peu affectées par l'extinction, ce qui en fait de bons traceurs de densité et d'abondance. Mais elles ne sont accessibles que de l'espace (ISO, puis Herschel) ou par l'avion SOFIA.

Résultats des observations : l'étude de ces différents diagnostics a permis la détermination de la température et de la densité des électrons ainsi que des abondances de nombreuses espèces dans les régions photo-ionisées. Dans l'histogramme de la page Composition du MIS les abondances solaires sont comparées aux abondances de la nébuleuse gazeuse d'Orion, la région HII la plus proche de nous. On trouve que les régions HII ont des tailles typiques de 0.1-3 parsecs, une température d'environ T=10⁴ K, une densité d'environ 1-10⁴ cm^-3 et qu'elles émettent la plupart de la luminosité totale du gaz ionisé tiède. Le milieu ionisé diffus est moins dense et chaud (n≈0.5 cm^-3, T≈8000 K) mais contient la presque totalité de la masse du gaz ionisé (10⁹ ). On pense que cette composante diffuse provient des fuites de gaz ionisé hors des régions HII par effet "champagne" (surpression) et de l'ionisation du milieu atomique diffus par des étoiles OB isolées. Au dessus du plan Galactique, la dissipation de la turbulence du plasma pourrait contribuer à son chauffage.

Le milieu ionisé chaud (HIM)

La composante de gaz ionisé très chaud dans le MIS, de température 10⁵ K à 10⁷ K, est principalement détectée par l'émission diffuse de rayons X mous (énergie inférieure à 1 keV) due à son rayonnement libre-libre, par les raies d'absorption dans l'ultraviolet d'atomes très ionisés (OVI, NV, CIV), et par des raies en émission de OVII, OVIII dans le domaine X. Ce gaz très ténu et chaud provient des restes de supernovae (voir le cours Astronomie et Mécanique Céleste). Comme il se refroidit lentement du fait de sa faible densité, il se répand dans le milieu interstellaire et remplit un large volume du disque et du halo galactique, où sa pression contribue à confiner les nuages HI à grande vitesse.

Objectifs

L'objectif de ce TP est d'exploiter l'atlas interactif Aladin afin de se familiariser avec la visualisation, la manipulation et l'exploration d'images et de catalogues astronomiques. Le traitement et l'analyse des images permettra de mesurer la taille des structures dans un nuage de gaz et de poussière. De plus, la comparaison d'images obtenues à différentes longueurs d'onde permettra de distinguer les différentes zones émettrices, et ainsi de mieux comprendre la structuration en phases du milieu interstellaire.

Le logiciel Aladin

Aladin est un logiciel développé au Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS) dans le cadre de l'Observatoire Virtuel (OV). Il permet de visualiser des images digitalisées du ciel et d'y superposer de façon interactive des informations issues de catalogues ou de bases de données astronomiques. Aladin offre une série d'outils pour interroger les différentes bases de données et manipuler les images et les catalogues. Au cours de ce TP nous exploiterons une partie de ces outils afin d'apprendre à chercher, choisir et extraire des images d'un objet astronomique dans les différentes bandes du spectre électromagnétique ; et à obtenir des informations complémentaires sur l'objet (par exemple distance, position et origine des cibles) en utilisant les catalogues disponibles. Nous effectuerons les opérations suivantes :

• ajustement de la dynamique d'affichage des pixels (c'est-à-dire du contraste de l'image)
• mesure de distance angulaire dans le champ de vue
• traçage de courbes isophotes (courbes d'égale brillance lumineuse) sur une image
• création de vues simultanées afin de comparer facilement des images à différentes longueurs d'onde de la même région du ciel.

La nébuleuse de l'Aigle

L'objet d'étude de ce TP est la nébuleuse de l'Aigle (M16), une région de formation d'étoiles massives située à l'intérieur du bras galactique du Sagittaire. Un grand nuage de gaz et de poussière interstellaire, d'extension environ 50 années-lumière, est illuminé et ionisé par les nombreuses étoiles massives (type OB) du jeune amas stellaire ouvert NGC6611. La façon dont le rayonnement ionisant stellaire sculpte le nuage a été étudiée à haute résolution dans l'optique par le télescope Hubble. Ces observations ont révélé la présence de structures denses et sombres de gaz et de poussière en forme de doigts, appelés ici les Piliers de la Création.

La formation des piliers s'interprète comme le résultat de l'ionisation d'un nuage moléculaire fortement inhomogène. La photo-ionisation du gaz à la surface du nuage chauffe cette interface à environ 10⁴ K, et sous l'effet de la pression thermique ce gaz chaud s'échappe du nuage vers la région HII : c'est le phénomène de photo-evaporation. Ce phénomène est particulièrement visible dans les images Hubble sous la forme d'un halo luminescent entourant le sommet de chacun des piliers. La photo-évaporation "érode" graduellement le nuage moléculaire, dont la matière est progressivement incorporée dans la région HII, qui croît en taille. Dans un nuage inhomogène, les régions initialement plus denses sont plus opaques au rayonnement ultraviolet et résistent plus longtemps à la photo-évaporation. Leur cone d'ombre, bien protégé du rayonnement, s'érode beaucoup plus lentement que le reste du nuage et subsiste ainsi sous forme de piliers. C'est le même processus qui mène sur terre à la format ion des cheminées de fées, qu'une pierre plus dure protège de l'érosion du vent et de l'eau.

Les observations du télescope VLT dans l'infrarouge proche, et des satellites Spitzer et Herschel dans l'infrarouge moyen et lointain, ont permis de sonder l'intérieur des piliers de la Création (grâce à la plus faible opacité de la poussière aux grandes longueurs d'onde), et de révéler la présence d'étoiles naissantes en leur sein. Au cours de ce TP nous analyserons des images de la nébuleuse de l'Aigle à différentes longueurs d'onde en identifiant les diverses composantes responsables de son émission.

Procédure

• Lancement d'Aladin : Aladin peut être utilisé sans aucune installation, simplement en utilisant un navigateur Web. Il faut charger la page : http://aladin.u-strasbg.fr/java/nph-aladin.pl et accepter l'exécution de l'applet.
• Recherche d'une image : pour charger une image astronomique utiliser le menu Ouvrir ⇒ All VO, puis indiquer le nom ou la position de l'objet dans le formulaire qui apparaît. Dans notre exemple il s'agit de M16 avec un rayon de recherche de 14' (décocher les cases Catalogues et Spectres pour effectuer une recherche plus rapide). Sélectionner l'image "Pillars of Creation in a Star-Forming Region" avec un champ de 2.6' X 2.5' en dépliant le menu "Hubble press release images" et appuyer sur le bouton Chercher. L'image visualisée est en "vraies couleurs" et résulte de la combinaison de trois images correspondant à l'émission dans le visible de trois traceurs typiques du gaz ionisé : Hα (vert) , SII (rouge) et OIII (bleu) (voir la Section Détection du gaz ionisé). La fenêtre de contrôle de la dynamique des pixels, activée en cliquant sur l'icône pixel du menu à droite de l'image, fait apparaître trois histogrammes correspondant à la répartition des valeurs des pixels dans les composantes Rouge, Vert, Bleu. Il est possible d'ajuster le contraste des différentes couleurs en déplaçant les curseurs.
• Manipulation des images d'archives : pour accéder aux archives du télescope Hubble sélectionner Ouvrir ⇒ Missions et choisir logHST dans la liste d'observations disponibles. Les objets issus du catalogue sont superposés à l'image et chaque objet peut être sélectionné au moyen de la souris en y cliquant dessus. En sélectionnant les différentes cibles repérer les objets qui appartiennent à M16, dont les cordonnées s'affichent sous forme d'une table en dessous de l'image, en les différenciant des objets de l'amas ouvert NGC6611. Pour charger les images d'archives correspondant il faut cliquer sur Image dans la table. Choisir l'image et la position du champ (par la fenêtre de zoom à droite de l'image) les plus appropriées pour effectuer des mesures de la taille des piliers. Ces mesures se font en activant l'outil graphique dist dans le menu de droite et en déplaçant le curseur associé avec la souris sur la région d'intérêt de l'image. La distance angulaire mesurée s'affiche en bas de l'image et peut être relue en passant la souris sur la flèche. Elle est donnée en minutes d'arc et non en degrés. Aladin ne manipule pas la notion de distance à l'observateur, uniquement la représentation sur la sphère céleste en fournissant donc des mesures de taille angulaire des objets analysés. L'information sur la distance à l'observateur peut être dérivée en interrogeant le catalogue Simbad à l'adresse http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid. Il faut sélectionner le nom de l'objet recherché ainsi que le champ de vue et cocher la case distance dans la liste des mesures disponibles.

Procédure

• Chargement des images : lister les images disponible de M16 avec un rayon de recherche de 14' dans le serveur d'images Aladin en utilisant le menu : Fichier ⇒Charger une image astronomique⇒serveur d'images Aladin. Charger l'image dans le visible POSSI O-DSS2 750 avec un champ de vue de 13' X 13' et l'image dans l'infrarouge proche 2MASS K(IR K) 99052S_KI1320103 dont le champ de vue est 8.6' X 17.1'.
• Gestion du contraste des images : La dynamique des valeurs d'intensité des images astronomiques, c'est-à-dire leur contraste, est représentée dans le logiciel par le moyen d'une table de gris qui établit une correspondance entre l'intensité mesurée en chaque pixel de l'image et un niveau de gris. Aladin effectue un échantillonnage des pixels de l'image afin d'appliquer un seuillage : toutes les valeurs de pixels inférieures au seuil bas sont affichées en blanc, celles au-dessus du seuil haut en noir et les valeurs intermédiaires sont converties entre 0 et 255 linéairement (sur les matériels informatiques actuels le rendu visuel monochromatique est codé sur 1 octet) et affichées en niveaux de gris. L'utilisateur peut modifier le contraste des images en appuyant sur le bouton pixel accessible dans la barre d'outils à droite de l'image. Un exemple de la fenêtre qui s'affiche est montré sur la figure Fenêtre de contrôle de la dynamique des pixels. Il s'agit d'un histogramme de la répartition des pixels entre la plus petite et la plus grande valeur retenues par Aladin, qui peut être plus simplement interprété comme le nombre des pixels en fonction de l'intensité mesurée et donc émise par les objets (gaz, étoiles, poussières) contenus dans la région observée. Pour augmenter ou diminuer le contraste de l'image il suffit de modifier la fonction de transfert qui établit la correspondance entre les valeurs d'intensité des pixels et le tableau de gris. Le maximum du contraste est obtenu en activant la fonction Log dans la fenêtre de la dynamique des pixels. On peut également déplacer les curseurs en bas de l'histogramme pour modifier les seuils de l'image afin de rendre plus ou moins visible l'émission des différents objets ou zones de l'image.
• Extraction des contours : Aladin fournit un outil graphique permettant de générer des isophotes (courbe d'égale intensité lumineuse) d'une image. En appuyant sur le bouton cont de la barre des outils à droite de l'image on active une fenêtre (un exemple est montré sur la figure Fenêtre de contrôle des isophotes) qui permet d'ajuster le nombre de contours souhaités (à chaque contour est associé un curseur) ainsi que le niveau d'intensité correspondant. La fenêtre affiche en effet l'histogramme de la distribution des pixels présents dans l'image et les curseurs donnent les valeurs des pixels en correspondance avec les niveaux de gris. Leur déplacement se fait selon les même critères utilisés pour la gestion du contraste de l'image. L'extension des contours croît avec le nombre de pixels décomptés à la position du curseur qui correspond à une valeur d'intensité de pixel.

Fenêtre de contrôle de la dynamique des pixels

Crédit : http://aladin.u-strasbg.fr/java/AladinManuel6.pdf

Fenêtre de contrôle des isophotes

Crédit : http://aladin.u-strasbg.fr/java/AladinManuel6.pdf

Procédure

• Chargement des images à différentes longueurs d'onde :
  1. Visible : combinaison en fausses couleurs pour une image composée de trois filtres optiques : 451 nm bande B ( en bleu), 539 nm bande V( en vert), 651 nm bande R(en rouge) obtenue avec le télescope MGP/ESO à l'Observatoire de La Silla, au Chili. Le champ de vue est de 32 X 32 minutes d'arc. L'image peut être téléchargée à l'adresse : http://www.eso.org/public/archives/images/screen/eso0926a.jpg.
  2. Infrarouge moyen : combinaison en fausses couleurs de quatre canaux infrarouges : 3.6 μm (en bleu), 4.5 μm (en vert), 5.8 μm (en orange), 8 μm (en rouge) obtenue avec le télescope spatial Spitzer. Le champ de vue est de 28 X 32 minutes d'arc. L'image peut être téléchargée à l'adresse : http://www.spitzer.caltech.edu/uploaded_files/images/0008/0952/ssc2007-01c1_Ti.jpg.
  3. Infrarouge moyen-lointain : combinaison en fausses couleurs de trois canaux infrarouges : de 4.5 μm à 8 μm (en bleu), 24 μm (en vert), 70 μm (en rouge) obtenue avec le télescope spatial Spitzer. Le champ de vue est de 28 X 32 minutes d'arc. L'image peut être téléchargée à l'adresse : http://www.spitzer.caltech.edu/uploaded_files/images/0008/1741/ssc2007-01a1_Ti.jpg.
  4. Infrarouge lointain-submillimetrique et rayons X : combinaison en fausses couleurs de trois canaux infrarouges/submillimétriques à 70 μm (bleu), 160 μm (vert), 250 μm (rouge) obtenue avec le télescope spatial Herschel et d'une image en rayons X prise par le télescope spatial XMM-Newton. L'image peut être téléchargée à l'adresse : http://www.nasa.gov/images/content/616643main_pia15260b-full_full.jpg.
• Activation des vues multiples : en cliquant sur l'icône multivues en bas à gauche de l'image créer simultanément plusieurs vues afin de comparer facilement les images chargées. L'activation de l'icône north en bas à gauche de l'image permet de changer l'orientation des différentes images afin de les comparer plus aisément.