Navi B0.5IV et M57

6 septembre 2015

Gamma Cassiopeiae (γ Cas / γ Cassiopeiae) :

est une étoile variable, dont la luminosité change irrégulièrement entre les magnitudes +2,20 et +3,40.

C'est le prototype des étoiles variables de type Gamma Cassiopeiae. Bien que ce soit une étoile assez brillante, elle ne possède pas de nom traditionnel arabe ou latin. En chinois, cependant, elle porte le nom Tsih, signifiant "le fouet".

Elle est située au centre du "W" caractéristique qui forme la constellation de Cassiopée.

Le deuxième astronaute américain, Virgil Ivan « Gus » Grissom, surnomma l'étoile Navi d'après son deuxième prénom épelé à l'envers. L'étoile était utilisée comme un point de navigation facilement repérable lors des missions spatiales.

La magnitude apparente de cette étoile était de +2,2 en 1937, +3,4 en 1940, +2,9 en 1949, +2,7 en 1965 et actuellement de +2,15. À son éclat maximal, γ Cassiopeiae dépasse à la fois α Cassiopeiae (magnitude +2,25) et β Cassiopeiae (magnitude +2,3).

C'est une étoile en rotation rapide qui possède un renflement à l'équateur. Ceci combiné avec la forte luminosité, il en résulte une perte de matière qui forme un disque autour de l'étoile. Les émissions et les variations de luminosité sont probablement créées par ce disque.

Spectre de Navi (Alpy600 et Atik314l+ ; 42 images de 2 secondes)

Spectre Navi (bleu) ; l'élement Hygrogène (en Vert) Hα=6563A et Hβ=4861A

Gamma Cassiopeiae est également une binaire spectroscopique avec une période orbitale d'environ 204 jours et une excentricité valant soit 0,26, soit "voisine de zéro" selon les références. La masse de la compagne est supposée être de l'ordre de celle du Soleil (Harmanec et al. 2000, Miroschnichenko et al. 2002).

Gamma Cassiopeiae est aussi le prototype d'un petit groupe de sources stellaires de rayons X dont le flux est environ 10 fois supérieur à celui émis par les étoiles B ou Be, qui montrent des cycles à très courte et à longue période. La particularité du spectre X est d'être "thermique" et d'être peut-être émis par des plasmas ayant des températures allant jusqu'à dix millions de kelvins. Historiquement, il avait été proposé que ces rayons X pourraient être émis par l'étoile, provenant d'un vent chaud ou d'un disque autour de l'étoile, s'accrétant sur la surface d'une compagne dégénérée, telle qu'une naine blanche ou une étoile à neutrons. On réalise maintenant que ces deux hypothèses soulèvent des difficultés d'interprétation. Par exemple, on voit mal comment une quantité suffisante de matière peut être accrétée par la naine blanche compte tenu de la distance de l'étoile secondaire (dont la nature n'est pas connue), déduite de la période orbitale, pour produire un tel flux de rayons X (presque 10^33 ergs/seconde). Une étoile à neutrons pourrait aisément générer ce flux de rayons X, mais les rayons X émis par les étoiles à neutrons sont non thermiques, et donc en désaccord apparent avec les propriétés spectrales.

C'est aussi une double visuelle, portant la désignation ADS782AB.

Spectre théorique d'une B0V (violet) et de Navi (B0.5IV) en bleu

raies_interdites_et_M57

M57 :

Une raie de transition interdite ou raie interdite est un concept en physique/chimie.

C'est une raie spectrale émise par des atomes effectuant des transitions d'énergie normalement non autorisées par les règles de sélection de la mécanique quantique.

En chimie, "interdit" signifie absolument impossible d'après les lois de la nature, mais avec l'hypothèse d'une symétrie idéale. En physique, cela signifie que le processus ne peut pas se produire par la voie la plus efficace (dipôle électrique).

Bien que les transitions soient normalement "interdites", il existe une probabilité non-nulle de leur occurrence spontanée, dès l'instant où un atome ou une molécule est portée à un état excité. Plus précisément, il existe une certaine probabilité par unité de temps qu'un tel atome excité fasse une transition interdite vers un niveau de plus faible énergie ; par définition cette probabilité est beaucoup plus faible que pour toute autre transition permise par les règles de sélection.

Par conséquent, si un état peut se désexciter par une transition autorisée (ou autrement, par exemple par des collisions), il le fera presque certainement de cette façon plutôt que de le faire par une transition interdite. Cependant, les transitions "interdites" sont seulement relativement improbables : les états qui peuvent seulement se désexciter de cette façon (appelés états méta-stables) ont habituellement des durées de vie de l'ordre de la milliseconde à la seconde, à comparer à moins d'une microseconde pour les desexcitations par les transitions autorisées.

Les raies de transition interdites sont seulement observées dans les gaz et les plasmas de densité extrêmement faible, soit dans l'espace interstellaire ou dans l'extrême atmosphère supérieure de la Terre.

Même le vide le plus poussé en laboratoire sur Terre est trop dense pour qu'une raie de transition interdite soit émise avant que les atomes ne soient désexcités par collision.

Cependant, dans l'espace, la densité peut être seulement de quelques atomes par centimètre cube, rendant les collisions d'atomes improbables.

Dans de telles conditions, une fois qu'un atome ou molécule a été excité(e) pour une raison quelconque dans un état méta-stable, alors il est presque certain de se désexciter en émettant un photon de transition interdite.

Puisque les états méta-stables sont assez communs, les raies de transition interdites fournissent un pourcentage significatif des photons émis par les gaz de densité ultra-faible de l'espace.

Spectre de la nébuleuse de la lyre M57 (Alpy600 et Atik314l+) ; 12 poses de 180 secondes

Les raies de transition interdites sont désignées en plaçant entre crochets les espèces atomiques ou moléculaires en question, par exemple :[O III] ou [S II].

Les raies interdites :

de l'azote ([N II] à 6548A (pas bien définie sur mon spectre) et à 6584A)
du soufre ([S II] à 6716A et à 6731A)
de l'oxygène ([O II] à 3727A, et [O III] à 4959A et à 5007A)

(à noter : raies d'émission Hα=6563A et Hβ=4861A)

La région la plus intérieure de l'anneau de M57 apparaît plus sombre, car elle émet surtout des rayons ultraviolets. La teinte bleu-vert des régions centrales provient des raies interdites dues à l'oxygène doublement ionisé. Dans les régions extérieures de l'anneau, la couleur rouge provient de la raie H-alpha de l'hydrogène et des raies interdites de l'azote ionisé à 654,8 et 658,3 nm.

L'étoile centrale est une naine blanche un peu plus massive que le Soleil. C'est une étoile très chaude, puisque sa température atteint les 100 000 K. Enfin, elle a une magnitude apparente de 15,8.

Les raies interdites sont communément observées dans les plasmas astrophysiques. Ces raies sont extrêmement importantes dans le bilan d'énergie d'objets tels que les nébuleuses planétaires et les régions HII. Par ailleurs, la raie interdite de l'hydrogène à 21 cm est de la plus haute importance en radio-astronomie car elle permet de voir l'hydrogène atomique très froid.

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