Travaux pratiques : logiciel VOSpec : Page pour l'impression

Objectifs

Ce TP vise à l'utilisation du logiciel VOSpec afin d'analyser des raies interstellaires en émission et en absorption. Cette étude permettra d'appliquer les notions de transfert de rayonnement apprises au cours de ce chapitre. Nous analyserons notamment le profil d'une raie en émission afin d'en déduire les causes d'élargissement (voir les pages : Profils de raie pour les atomes et les molécules en l'absence de mouvements d'ensemble et Profils de raie associés aux mouvements d'ensemble d'atomes et de molécules) et nous utiliserons la largeur équivalente d'une raie en absorption optiquement mince afin d'en dériver la densité de colonne de l'espèce observée (voir les pages : L'état thermodynamique du gaz et Raies en absorption).

Le logiciel VOSpec

Il s'agit d'un logiciel développé au Centre Européen d'Astronomie Spatiale (European Space Astronomy Centre ESAC) de Villafranca du Castillo, en Espagne, dans le cadre des activités de l'Observatoire Virtuel liées à la recherche spatiale. VOSpec est un outil de visualisation et d'analyse multi-longueur d'onde de spectres astronomiques. Il permet d'accéder à des spectres observés ainsi qu'à des modèles théoriques et des bases de données de raies atomiques et moléculaires disponibles dans le contexte de l'Observatoire Virtuel. Le logiciel se caractérise par une grande flexibilité : il peut traiter différents intervalles de longueur d'onde et manipuler différentes unités de mesure du flux d'énergie, ce qui est essentiel pour superposer les données spectrales fortement hétérogènes dérivant des différents projets de l'Observatoire Virtuel. VOSpec fournit également des outils d'ajustement des raies spectrales, de correction du décalage vers le rouge, d'opérations d'arithmétique (par exemple addition) sur les spectres et de calcul de la largeur équivalente de raies d'absorption.

Spectres ISO et FUSE

Au cours de ce TP nous exploiterons la flexibilité du logiciel VOSpec pour analyser des spectres observés par les satellites ISO et FUSE qui ont été lancés afin de sonder des intervalles de longueur d'onde différents. ISO a été envoyé en 1995 pour des observations dans les domaines infrarouge moyen et lointain, entre 2 et 200 $\mu m$ . Les nuages moléculaires représentent une classe privilégiée d'objets détectés avec cet instrument. Nous analyserons notamment un spectre en émission de la nébuleuse d'Orion. FUSE a été lancé en 1999 afin d'obtenir des spectres stellaires dans le domaine de l'ultraviolet lointain (de 90 à 120 nm). La deuxième partie du TP sera consacrée à l'étude des raies d'absorption interstellaires observées dans le spectre de l'étoile HD34078. Nous profiterons notamment des outils qui permettent de visualiser les spectres en utilisant différentes unités de mesure afin d'identifier les spectres et les raies d'intérêt dans les nombreuses données spectrales d'archives disponibles. En étudiant une raie en émission du carbone excité observée par ISO nous exploiterons les outils d'ajustement afin de déterminer l'effet d'élargissement dominant. Enfin, l'outil de calcul de la largeur équivalente nous permettra de dériver la densité de colonne d'une raie excitée en absorption de l'hydrogène moléculaire observée par FUSE.

Spectre en émission : profils de raie et élargissement

Procédure : observations ISO

Lancement de VOSpec : VOSpec peut être lancé à partir de la page Web http://www.sciops.esa.int/index.php?project=SAT&page=vospec en cliquant sur WebStart et en acceptant l'exécution de l'applet.
Recherche du spectre et identification d'une raie : On s'intéresse au spectre montré sur la figure Spectre en émission et observé par le satellite ISO dans la nébuleuse d'Orion. Interroger les bases de données spectrales en indiquant le nom de l'objet (ORION) dans la case Target de la fenêtre de contrôle du logiciel et en validant la requête avec la commande Query. Une nouvelle fenêtre contenant la liste des données disponibles s'affiche. Accéder aux spectres en dépliant le menu Observational Spectra Services et sélectionner les données du satellite ISO (The ISO Data Archive Interoperability System). En confirmant la requête avec Query (dans cette fenêtre de recherche) la liste des spectres ISO disponibles s'affiche dans la partie inférieure de la fenêtre de contrôle. Une fois la liste dépliée, il faut cocher les spectres d'intérêt et les extraire en cliquant sur RETRIEVE en bas à droite de la fenêtre de contrôle.

Le spectre montré sur la figure concerne des observations de la source très lumineuse IRC2 dans Orion, menées en utilisant le spectromètre LWS à bord du satellite ISO. Il faut donc extraire les spectres catalogués avec la légende de type ISO LWS01 Spectrum Target : ORIAIRC2 afin de procéder à l'identification du spectre. La gestion de la visualisation se fait par la fenêtre de Graphic mode où la couleur correspondant à chaque spectre s'affiche sous forme de case et le type de caractères (points, lignes, ...) peut être changé en le saisissant dans la liste à droite de cette case. Par défaut, tous les spectres extraits sont visualisés simultanément et il est nécessaire de décocher les cases correspondantes si on veut exclure certains spectres de l'affichage. Chaque changement au niveau de la visualisation doit être mis à jour en cliquant sur la commande View en bas de la fenêtre de Graphic mode.

Afin d'identifier le spectre d'intérêt entre les spectres extraits (ou isoler une seule raie dans un spectre) on peut utiliser deux fonctionnalités fournies par le logiciel : le convertisseur des unités de mesure et la fonction de zoom. La conversion des unités est obtenue en choisissant les unités désirées pour les axes dans les deux listes Wave Unit et Flux Unit situées à gauche de la fenêtre de contrôle. On peut ainsi choisir d'utiliser des échelles linéaires ou logarithmiques pour les axes. Pour zoomer, il faut sélectionner (en gardant la souris appuyée) la région d'étude sur le spectre affiché dans la fenêtre de contrôle (pour annuler l'opération de zoom choisir dans le menu principal : View ⇒ Unzoom).
Outils d'ajustement des profils de raie (ajustement gaussien et lorentzien) : Le logiciel VOSpec fournit des outils d'ajustement des raies spectrales. Une fois la raie d'intérêt sélectionnée par la fonction de zoom, on peut les activer en cliquant sur la deuxième icône dans la barre des outils en dessous de la fenêtre de contrôle (en parcourant la barre avec le curseur de la souris, les fonctions correspondantes à chaque icône s'affichent). Une fenêtre d'ajustement s'ouvre et une flèche dans la barre en haut de la fenêtre permet de faire défiler les fonctions d'ajustement disponibles. On s'intéresse à une fonction gaussienne et une fonction lorentzienne. En cliquant sur le type de fonction choisi (Gaussian ou Lorentzian) et sur la touche Generate les paramètres d'ajustement s'affichent et le profil correspondant apparaît sous forme de case dans la fenêtre de Graphic Mode. Pour visualiser le résultat dans la fenêtre de contrôle et le comparer aux donnés spectrales cocher uniquement les cases du spectre observé d'intérêt et du profil calculé et valider en cliquant sur View. En zoomant en longueur d'onde autour de la raie visualiser le résultat de l'ajustement superposé au profil de la raie observée. Répéter la procédure avec une fonction lorentzienne et visualiser simultanément les deux ajustements et la raie observée.

Spectre en émission observé par le satellite ISO

Le flux F en ordonnée est exprimé en unités de 10^-18W cm^-2 μm^-1.

Crédit : Cernicharo, J. et al. ESASR.427..565C 1999

Profil d'une raie du carbone dans la nébueluse d'Orion

Question 1)

Parmi les données spectrales acquises avec le satellite ISO en direction de la source IRC2 dans la nébuleuse d'Orion identifier le spectre montré dans l'image Spectre en émission et en particulier les raies en émission du carbone correspondant aux transitions entre les niveaux d'énergie caractérisés par les nombres quantiques J=15-14 et J=14-13.

Question 2)

Se concentrer sur la raie du carbone J=14-13 et utiliser les outils d'ajustement des raies spectrales pour établir la cause principale d'élargissement de la raie observée.

Question 3)

En utilisant le profil gaussien d'ajustement issu de la question précédente mesurer la largeur de la raie du carbone J=14-13. Négliger le décalage vers le rouge de la fréquence du centre de la raie. En déduire une estimation de la dispersion de vitesse $\sigma=\sqrt{\frac{2kT}{M}+V^2_{turb}}$ de la source IRC2 dans la nébuleuse d'Orion et comparer le résultat avec les valeurs suggérées dans l'article de la littérature dont la figure est extraite et qui sont supérieures à 100 km.s^-1.

Spectre en absorption : mesure de la densité de colonne

Procédure : observations FUSE

Recherche du spectre et identification d'une raie optiquement mince : On s'intéresse au spectre montré dans l'image Spectre en absorption. Il s'agit d'un spectre de l'étoile HD 34078 obtenu par le satellite FUSE. Cette ligne de visée a permis la détection en absorption de nombreuses espèces moléculaires, ce qui atteste de la présence d'un nuage interstellaire en cette direction. À l'exception des raies de H₂ et de l'Ar explicitement notées, l'image montre des raies de l'hydrogène moléculaire qui correspondent à des transitions Lyman. Les nombres quantiques et J du niveau d'énergie inférieur de ces transitions sont également affichés en haut de la figure. En suivant la procédure décrite dans la page précédente, charger les données spectrales FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) disponibles pour la cible HD 34078. Ajuster les unités de mesure des axes et visualiser les spectres dans le même intervalle de longueur d'onde du spectre montré sur la figure . La richesse de ces spectres les rend difficiles à analyser, en particulier en ce qui concerne l'identification des raies. Le logiciel VoSpec fournit un outil d'exécution d'opérations arithmétiques sur les spectres. On peut notamment sommer des spectres afin de maximiser le rapport entre le signal observé et le bruit instrumental. Cet outil s'active en cliquant sur la première icône qui apparaît dans la barre des outils de la fenêtre de contrôle. Une fenêtre de calcul s'affiche et il faut y déplacer les spectres à sommer, en interposant le symbole +, et enfin appuyer sur le symbole =. Une nouvelle liste, appelée ADD, apparaît en bas de celle des spectres extraits. Il faut la déplier, cocher la case du nouveau spectre calculé et valider avec View pour visualiser le résultat.
Outil de correction du décalage vers le rouge : Nous avons mentionné (voir la page Profils de raie associés aux mouvements d'ensemble d'atomes et de molécules) que la présence de mouvements d'ensemble au sein des objets observés induit, par effet Doppler, un décalage vers le rouge du centre des raies observées. VoSpec permet de corriger cet effet par l'insertion de la valeur du décalage dans la case RedShift à gauche de la fenêtre de contrôle. Une fois la longueur d'onde au repos de la transition ( $\lambda_{0}$ ) connue, on peut évaluer le décalage par différence entre la valeur de la longueur d'onde du centre de la raie $\lambda_{obs}$ et la valeur à repos : $z=\frac{\lambda_{obs}-\lambda_0}{\lambda_0}$ (se rappeler que la valeur de la longueur d'onde à différentes positions du spectre s'affiche en bas à gauche en suivant le déplacement du curseur dans la fenêtre de visualisation). La correction s'applique en cochant la petite case à côté de la case Redshift et en visualisant à nouveau le spectre.
Outil de calcul de la largeur équivalente : VoSpec permet le calcul interactif de la largeur équivalente d'une raie spectrale. La raie d'intérêt étant sélectionnée par la fonction de zoom, on active la fenêtre Analysis Tools en cliquant sur la sixième icône de la barre des outils de la fenêtre de contrôle. On choisit la fonction Equivalent Width et on appuie sur la commande Calculate afin d'obtenir la valeur de la largeur équivalente.

Spectre en absorption observé par le satellite FUSE

Le flux F en ordonnées est exprimé en unités de 10^-11 erg cm^-2 s ^-1 $\mathring{A}$ ^-1.

Crédit : Boissé, P. et al. A&A 429, 509, 2005

Densité de colonne d'une raie d'hydrogène moléculaire dans le spectre de HD 34078

Les raies spectrales montrées sur la figure occupent des positions différentes sur la courbe de croissance décrite en détail dans la page Raies en absorption. . Les raies de basse énergie sont lorentziennes et, bien que saturées, leur profil est indépendant de la largeur Doppler $\Delta_{\nu_D}$ . Elles fournissent donc une mesure de la densité de colonne, la largeur naturelle de la raie ( $\gamma_{ul}$ ) étant connue. Par contre, les raies issues des niveaux compris entre v=0 , J = 4 et v=0 , J = 9 sont saturées et non lorentziennes, elles se situent donc sur la partie plate de la courbe de croissance. La connaissance de la largeur Doppler est alors un élément indispensable à la détermination des densités de colonne. Pour les niveaux d'énergie supérieure à v=0 , J = 9, il est possible de trouver dans le spectre des raies optiquement minces et d'en déduire la densité de colonne directement à partir des largeurs équivalentes. On s'intéresse donc à la raie spectrale optiquement mince correspondante à la transition v=0 , J = 10, dont la longueur d'onde à repos vaut $\lambda_0=$ 1045.051 $\mathring{A}$ et la force de l'oscillateur 1.47x10^-2. Noter que le centre de la raie peut être décalé dans le spectre observé à cause du mouvement du nuage interstellaire interposé entre la source HD 34078 et l'observateur. Pour les applications numériques, on rappelle également les valeurs de la charge de l'électron (e=4.0832x10^-10 esu), de sa masse ( m_e =9.1094x10^-28 g) et de la vitesse de la lumière (c=2.9979x10¹⁰ cm.s^-1) dans le système CGS.

Question 1)

Parmi les données spectrales du satellite FUSE extraites par VOSpec identifier la raie v=0 , J = 10 et choisir le spectre où la raie est plus visible. Vérifier en particulier que la somme de plusieurs spectres caractérisés par des temps de pose différents maximise le rapport signal sur bruit, ce qui rend les raies plus visibles.

Question 2)

Se concentrer sur le spectre simple (sans opération de somme de spectres différents) où la raie est mieux visible. Calculer le décalage Doppler de la raie v=0 , J = 10 et appliquer la correction par l'outil de calcul du décalage vers le rouge. Vérifier sur le spectre corrigé que la longueur d'onde du centre de la raie se trouve bien à la valeur au repos donnée dans l'énoncé du TP.

Question 3)

Calculer la largeur équivalente de la raie v=0 , J = 10 et en déduire une estimation de la densité de colonne de l'hydrogène moléculaire. Comparer le résultat avec les valeurs suggérées dans l'article de la littérature dont la figure est extraite, tels que 2.5 10¹³< $N_{H_2}$ < 6 10¹³.