M82 : Estimation de sa distance par son spectre

La galaxie M82 semble constituer une oasis de matière flamboyante que tout astronome s’est pris un jour à contempler. Prenons quelques instants pour nous pencher sur cette galaxie fascinante dite à sursaut de formation d’étoiles…

Au programme

Portrait de M82 – Starburst Galaxy – Protocole d’acquisition du spectre – Spectre de M82 – Calcul de sa distance

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Portrait de M82

La galaxie M82, communément appelée galaxie du Cigare siège au sein de la Constellation de la Grande Ourse. C’est une cible bien connue des astrophotographes pour sa forme caractéristique, mais également pour la richesse des informations qu’elle révèle. Mais avant d’aller plus loin, mettons un visage sur cette galaxie et précisons sa position.

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Starburst Galaxy

Comme précisé en introduction, c’est une galaxie dite à sursauts de formation d’étoiles (starburst galaxy). Cela signifie qu’elle a un taux de formation d’étoiles bien plus élevée que celui de la majorité galaxies. Ces sursauts, même s’ils ne sont finis dans le temps, sont dus à des interactions ou des collisions avec des galaxies voisines ^1,2, en l’occurrence ici M81, sa voisine.

Inutile de préciser qu’au sein de ce genre de « starburst », les conditions qui permettent de donner vie à des étoiles sont assez intenses, pour ne pas dire… extrêmes ! Mais c’est aussi pour cela que c’est une cible intéressante à photographier. Notamment en infrarouge afin d’immortaliser l’hydrogène, véritable moteur de croissance des étoiles qui y naissent ³.

Pour ajouter un peu de temporalité, voici une photo que j’ai réalisée avec un télescope Officina Stellare ProRC 700 à distance en Espagne grâce au service Telescope.live⁵. Cliquez sur les images pour les afficher en plus grand dans un nouvel onglet.

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Analyse spectrale de M82

Voici les informations concernant le protocole d’acquisition du spectre de la galaxie M82, identifiée également dans le New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars par l’identifiant NGC 3034 ⁶.

Protocole d’acquisition

Date et heure d’acquisition	2020-04-04T20:53:09
Télescope	Celestron SC 800 EdgeHD – 203/2000 Réducteur de focale f/6.3
Caméra d’acquisition	Atik 460Ex à -20°C Binning 1×1 Autoguidage : Lodestar
Logiciel d’acquisition	KStars – EKOS – INDI7
Spectroscope	Alpy 600 Fente de 23µm
Images et calibration	6 poses de 600 secondes 7 images de calibration ArNe de 15s 7 Flats de 3 secondes 7 Darks de 600 secondes 3 Fonds de ciel de 600 secondes 7 Offsets
Logiciel de réduction des données	ISIS v5.9.78
Résolution	RMS : 0.11 Résolution : 526

L’ensemble de ces acquisitions ont été faites avec la suite logicielle KStars /EKOS / INDI⁷. Pour plus d’informations sur ces logiciels, un descriptif d’utilisation dans le cadre de la spectroscopie est disponible sur cet article : Spectre de Phecda.

Voici une capture d’écran de la session d’observation, cliquez sur les images pour les afficher en plus grand dans un nouvel onglet.

L’étoile de référence utilisée pour la réponse instrumentale est HD 89343, vous trouverez également plus de détail sur la mise en oeuvre de la réponse instrumentale sur les articles précédents, notamment ici : Spectre de Dubhe.

Voici les informations de cette étoile :

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Spectre 2D brut acquit de M82

Spectre 1D interactif de la galaxie M82 après traitement

Le spectre interactif ci-dessus a été généré avec l’outil de génération de spectres Specbok que j’ai mis en ligne récemment à cette adresse : https://specbok.stellartrip.net/. Une fois le spectre produit par l’outil, il est très facile de l’intégrer dans une page web, simplement en copiant le code fournit.

Mais revenons à notre galaxie ! En zoomant un peu, on remarque notamment sur le spectre ci-dessus que les raies de l’hydrogène visibles sont décalées par rapport aux raies de références. Ce décalage spectral est dû au fait que la galaxie s’éloigne de nous. J’y reviendrai un peu plus loin, jetons d’abord un oeil à ce que l’on trouve au sein de M82.

Analyse chimique

Voici le détail des raies d’émission et leurs valeurs correspondantes.

Voici les éléments qui sont annotés sur le spectre :

Les deux raies interdites de l’azote [NII] à 6583 Å théorique. Ces raies sont dites « interdites » notamment car on ne peut pas les reproduire en laboratoire sur terre du fait de leur existence dans des milieux à très faibles densité de gaz.^12,13,14

Les deux raies interdites du soufre [SII] à 6716 et 6733 Å théorique.¹²

Les raies de Balmer assez intenses, précisant l’hydrogène ionisé des régions HII, que l’on distingue clairement avec la raie Hα à 6562 Å , mais également avec la présence de H𝛃 à 4861 Å théorique.¹⁵

On remarquera aussi une quasi absence de raies en absorption, hormis le doublet du Sodium NaI, assez discret à 5889/96 théorique. Ce dernier est probablement d’origine interstellaire, principalement absorbé par M82.¹²

On retrouve ainsi plusieurs caractéristiques typiques des galaxie dites « Starburst’, qui sont assez visibles parce que la fente est positionné sur le coeur de la galaxie qui est plus dense. On constate ainsi clairement les raies en émissions du gaz qui est excité par ces jeunes étoiles chaudes.¹²

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À l’intérieur d’un starburst règne un environnement plutôt extrême. Les grandes quantités de gaz signifient que des étoiles très massives se forment. Ces jeunes étoiles chaudes ionisent le gaz (principalement de l’hydrogène) autour d’elles, créant ainsi des régions HII. Les groupes d’étoiles très chaudes sont des associations OB. Ces étoiles très lumineuses finiront probablement leur vie en tant que supernovae.

Après l’explosion de la supernova, les matériaux éjectés prennent de l’expansion, devenant ainsi des rémanents de supernova.¹.

Wikipedia.

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Ces matériaux éjectés après l’explosion de la supernova sont ainsi ceux visibles sur les photos, au-dessus et en-dessous du disque de la galaxie ! Je vous la remets, juste pour le plaisir des yeux.

Liste détaillée des raies présentes sur le spectre ci-dessus

Éléments chimiques	Longueurs d’onde mesurées (Å)	Longueurs d’onde théoriques(Å)
H𝛃	4685,64	4861,33
NaI	5893/5903	5889/5896
Hα	6567,89	6562,82
[NII]	6588,49	6583,6
[SII]	6720/6735	6716 / 6733

Comme indiqué précédemment, on remarque un décalage conséquent des raies de 4 à 5 Å, ce dernier va nous permettre d’estimer la distance à laquelle la galaxie se trouve par rapport à nous.

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Estimation de la distance

L’écart que l’on observe ici sur les différentes raies en émission est en effet dû à l’éloignement de la galaxie par rapport à nous, ce qui génère un décalage spectral des raies. Ce « shift » des raies est initié par l’ effet Doppler-Fizeau déjà présenté rapidement dans un précédent article, par ici : Spectre de Dubhe. Alors, petite page d’interlude de physique… Au sein de la section public de l’Observatoire De Paris, on retrouve cette explication :

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Effet Doppler

« A l’exception de la grande galaxie d’Andromède et de quelques galaxies naines proches, toutes les galaxies s’éloignent de nous. Pour mesurer les distances des galaxies, les astronomes utilisent la relation établie par l’astronome américain Edwin Hubble, qui montre que la vitesse v d’éloignement des galaxies est proportionnelle à leurs distances, D, selon v=H₀D, ou H₀ est la constante de Hubble. 

Plus une galaxie est lointaine, plus vite elle s’éloigne de nous. Son émission lumineuse est alors affectée par sa vitesse d’éloignement, à cause de l’effet Doppler. Ce même effet s’applique aux ondes acoustiques : lorsqu’une ambulance se rapproche de nous, la longueur d’onde acoustique est diminuée (le son devient plus aigu), et lorsqu’elle s’éloigne, elle s’agrandit (le son devient plus grave). De même, la lumière émise par une galaxie s’éloignant de nous sera décalée vers le rouge (augmentation de la longueur d’onde) avec un décalage spectral z. »¹⁶

F. Hammer, Observatoire de Paris

Ainsi, grâce au décalage que l’on peut mesurer et l’équation Doppler-Fizeau citée au dessus (V = H₀.D ), nous allons pouvoir calculer la vitesse radiale de la galaxie, autrement dit son éloignement par rapport à nous et estimer sa distance. Détaillons.

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Il est relativement difficile de visualiser la valeur de la position précise des raies. Ainsi, comme les raies sont des fonctions gaussiennes ¹⁸, des logiciels tels que celui utilisé pour le traitement (ISIS⁸) intègrent une fonction qui permet de donner la largeur à mi-hauteur des raies, encore appelé FWHM (full width at half maximum). Ces positions plus précises vont donc nous permettre maintenant de calculer le décalage spectral z, avec la relation suivante :

En se basant sur les études particulièrement intéressantes telles que « Mesurer le redshift des galaxies » sur le site de Shelyak Instruments ^{19, 28}, et les documentations disponibles en astrophysique, notamment le fabuleux livre d’ A. Acker : « Astronomie & Astrophysique » ²⁰, la vitesse radiale peut ensuite être calculée grâce à ce redshift z, en utilisant l’équation de Doppler-Fizeau à laquelle on intègre l’effet relativiste, via la formule ci-dessous.

Par ailleurs, une fois cette Vitesse radiale calculée pour chacun des raies, il est ensuite possible de déduire la distance de la galaxie grâce à la constante de Hubble. En effet, cette dernière est une constante de proportionnalité qui relie la distance et la vitesse de récession des galaxies. ^20,22

Données :

Formules

Résultats

Afin d’augmenter la précision des mesure, il est necéssaire d’appliquer une correction héliocentrique. En effet, il faut prendre en compte le déplacement de l’observateur dû au mouvement de la Terre autour du Soleil et autour de son propre axe au moment de l’acquisition des données ²⁴. Il faut donc soustraire cette vitesse radiale (Corr. Helio en éloignement dans le cas présent), ce qui donne les résultats suivants :

-- Compte-rendu de l'étude -- 

z = 0,00075

Vitesse radiale = 208,3 +/- 53,1 km.s-1

Distance calculée à partir de Vr = 9,3 +/- 2,3 millions d' a.l.

Le spectroscope utilisé pour ces mesures, à savoir un Alpy600²⁵, à une incertitude de +/- 50km.s^-1. En regards des valeurs que l’on trouve en catalogue, on s’aperçoit que ces résultats sont compris dans l’incertitude de l’instrument et qu’il est possible d’approcher les valeurs professionnelles plus précises. En effet, le Centre de données astronomiques de Strasbourg donne une valeur de la Vitesse Radiale de M82 à 219 +/- 27 km.s^-1 et le catalogue NED de la NASA donne lui une valeur de 203 +/- 4 km.s^-1 ! ^{26, 27}

Cela permet ainsi de montrer qu’il est possible, avec du matériel amateur de redécouvrir ou d’étudier de manière sérieuse les objets célestes, de pouvoir évaluer la distance d’une galaxie qui se trouve à 9,3 millions d’année lumières et qui s’éloigne à 208 km/s de, nous depuis son jardin … Passionnant !

Pour finir, voici une fiche reprenant l’étude entière en détaillant un peu plus les calculs, notamment l’incertitude des mesures.

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Sources et informations complémentaires

Sources

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