Spectroscopie des Nébuleuses ... - astronomie-amateur.fr Spectro/PresentationPN.pdf · François...

François Teyssier www.astronomie-amateur.fr

Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires

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M76 « Little Dumbell »

François Teyssier www.astronomie-amateur.fr

Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires

1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M

5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes

Raies - en émission Milieu chaud et dilué - étroites Vitesse faible

Continuum absent ou très faible

Longueur d’onde Identification des éléments/ions Intensités Détermination des conditions physiques - Température - Densité

1 2

NGC 2392

H

Série de Balmer

Ha

l 6563

Hd

l 4100

Hb

l 4861 Hg

l 4340

I(Ha) > I (Hb) > I (Hg) …

= Décrément de Balmer

I (Ha)/ I (Hb) ~ 2.87

« Case B » : Nébuleuse opaque aux rayons UV, Transparente pour le rayonnement émis dans le visible (4000 Å < l < 7000 Å)

H+

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6 e-

Etat fondamental

bound - lié

En = - 13.6 eV / n2

Recombinaison H

Niveau fondamental

E.I. = 13.6 eV

I.P. = 13.6 eV

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6

H+

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6 e-

Etat fondamental

E > 13.6 eV l < 912 Å

bound - lié

Ionisation H H+ + e-

free - libre

H+

En = - 13.6 eV / n2

e-

H

v

Cas B Nébuleuse opaque aux UV Interaction Photons UV/matière

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6 n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

E [eV]

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

-13.6

H+

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6 e-

Etat fondamental

E > 13.6 eV l < 912 Å

bound - lié

Ionisation H H+ + e-

free - libre

e-

Recombinaison H+ + e- H

E l

H+ H+

En = - 13.6 eV / n2

e-

H

Formation du continuum

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6 n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6 n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

E [eV]

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

-13.6

H+

n = 1

n = 2

n = 3

n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6 e-

Etat fondamental

E > 13.6 eV l < 912 Å

bound - lié

Ionisation H H+ + e-

free - libre

e-

Recombinaison H+ + e- H

E l

e-

Cascade

E = 1.9 eV l = 6562.8 Å

H+ H+ H+

En = - 13.6 eV / n2

e-

H

n = 1

n = 2

n = 3 n = 4

n = ∞

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

E [eV]

-13.6

e-

E = 1.9 eV l = 6563 Å

H+

En = - 13.6 eV / n2

-4

-3

-2

-1

0

H

E = 2.6 eV l = 4860 Å

Energie ionisation = 13.6 eV E = 2.9 eV l = 4340 Å

Ha

Hb

Hg

Durée très courte de présence sur chaque niveau excité (10-8 s) Cascade de transitions produisant chacune un photon

Les photons émis dans le domaine « visible » du spectre sont ceux qui arrivent sur le niveau 2 = Série de Balmer (6563 à 3 Å)

Energie des photons permettant d’ioniser H

l [Å] = 12403 / E.I. [eV]

Température correspondante

T [K] = 28 978 200 / l [Å]] T = 32000 K

l = 912 Å

He I

He II

He

He+

He II 4686

He I 5876 He I 6678

I.P. = 24.6 eV

I.P. = 54.4 eV

Autres raies formées par Ionisation/Recombinaison

+ Carbone CIII, Azote NIII

Energie des photons permettant d’ioniser He 2 fois

l [Å] = 12403 / E.I. [eV]

Température correspondante

T [K] = 28 978 200 / l [Å]] T = 128 000 K

l = 227 Å

Les « raies interdites » - Le « Nébulium »

Les autres raies sont formées par un processus différent

Astrophysical Journal, vol. 8, p.54-54

Les « raies interdites » - Le « Nébulium »

Sir William Huggins: "On the evening of the 29th of August,

1864, I directed the telescope for the first time to a planetary

nebula in Draco (NGC 6543). ... I looked into the spectroscope.

No spectrum such as I expected ! A single bright line only !"

NGC 6543

1864 Premier spectre d’une nébuleuse planétaire

Les « raies interdites » - Le « Nébulium »

Bowen (1928) Transitions de l’ion O++ Ne pouvant se produire que dans les milieux très dilués Donc impossible à détecter sur Terre « raies interdites » notées [ ] Ex. : [O III] pour le « nébulium »

Début du XIXème Sciècle Tableau de Mendeleïev rempli pas de place pour le Nébulium

[O III] O2+

0

1

2

3

4

5

6

0

1

2

3

4

5

6

e-

e-

e-

e-

V1

V2

~ 2.48 eV

~ 2.68 eV

E1 = ½ m v12 E2 = ½ m v2

2

E1 – E2= ½ m (v12-v2

2) E1 – E2 = 2.48 eV

0

1

2

3

4

5

6

Collision

Transfert d’énergie

Excitation

Désexcitation

Emission photon

e-

E = 2.48 eV l = 5007 Å [OIII]

Niveaux métastables

Probabilité de transition A21 = 0.02 s-1

0

1

2

3

4

5

6

Durée = 50 s

Présence très longue de l’électron sur le niveau métastable Dans les conditions habituelles de densités connues sur Terre, un électron occupant ce niveau est très rapidement arraché de ce niveau par interaction avec les autres constituants Transition impossible « Raie interdite »

« Raies interdites » = raies excitées par collision

0

50

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150

200

250

300

350

4200 4400 4600 4800 5000 52000

1

2

3

4

5

6

[O III] O2+

« Raies interdites » = raies excitées par collision

l 4363 Å

l 5007 Å

l 4959 Å

A21 = 1.78 s-1

A21 = 0.00674 s-1

A21 = 0.0196 s-1

[OIII] l 5007

[OIII] l 4959

0

2

4

6

8

10

12

4200 4400 4600

[OIII] l 4363

1. Faible intensité [OIII] 4363 2. Rapport [OIII] 5007 / [OIII] 4659 ≈ 3 Car A21 (5007) ≈ A21 (4659) x 3

A21 = probabilité de transition

NGC 6572

Raie aurorale

Raies nébulaires

T = 0.6 sec

T = 148 sec

T = 51 sec

0

1

2

3

4

5

6

[O III] O2+ [N II] N+

« Raies interdites » = raies excitées par collision

l 4363 Å

l 5007 Å

l 4959 Å

A21 = 1.78 s-1

A21 = 0.00674 s-1

A21 = 0.0196 s-1

0

1

2

3

4

5

6

l 5755 Å A21 = 1 s-1

l 6548 Å A21 = 0.01 s-1

l 6583 Å A21 = 0.03 s-1

[N II] : nébuleuses et zones plus froides

Ratio théorique Ratio observé *

I(5007 / I(4959) 2.88 3.01 +/-0.23

I(6548) / I(6583) 2.95 2.92 +/- 0.32

* Acker & al.

Si la mesure du ratio diffère sensiblement de la plage des ratios observés Problème à résoudre (acquisition-traitement-mesures)

Différence entre ratio théorique et ratio observé pour [OIII]

T = 1 sec

T = 100 sec

T = 33 sec

0

500

1000

1500

5500 6000 6500 7000

[N II] N+

« Raies interdites » = raies excitées par collision

0

1

2

3

4

5

6

l 5755 Å A21 = 1 s-1

l 6548 Å A21 = 0.01 s-1

l 6583 Å A21 = 0.03 s-1

[N II] l 5755

NGC 6572

6500 6550 6600

[N II] l 6583

[N II] l 6548

Ha

Hd

Hg

Hb

[O III] 4959 5007

[O III] 4363

He II 4686

[O I] 6300

[O I] 6363

He II 5412

He I 5876

[N II] 5755

[N II] 5755 [N II]

5755

He I 6678

He I 7065

[S III] 6312

[O II] 7314 7325

[S II] 6716 6731

[Ar V] 7006

[Ar III] 7136

[Ar IV] 4711 4740 N III

4640

Identification des raies

NGC 7027

Identification des raies

Liste des raies les plus intenses

Raie Ion/él. I.P. [eV] Longueur d’onde des principales raies

H I H 13.6 3835.39 3889.05 3970.07 4101.74 4340.47 4861.33 6562.82

He I He 24.6 4471.48 5875.65 6678.15 7065.3

He II He+ 54.4 4541.59 4685.68 5411.52

[N II] N+ 29.6 5754.57 6548.06 6583.39

N III N2+ 47.4 4640

[O I] O 13.6 5577.4 6300.32 6363.81

[O II] O+ 35.1 7319.92 7325

[O III] O2+ 54.9 4363.21 4958.92 5006.85

[Ne III] Ne2+ 63.4 3868.76 3967.47

[S II] S+ 23.3 6716.5 6730.7

[S III] S2+ 34.9 6012.1

[Ar III] Ar2+ 40.7 7135.8

[Ar IV] Ar3+ 59.6 4711.34 4740.2

[Ar V] Ar4+ 74.8 7005.7

Identification des raies

François Teyssier www.astronomie-amateur.fr

Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires

1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M

5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes

Date : 06-04-2011 Exposure time : 2400 sec (8 x 300 sec) Telescope : SC 25 cm Spectrograph : LISA Slit 23 mcm R = 950 Spectrum processing : ISIS Instrumental response computed with Alp Gem

Zone [O III] Zone Ha

NGC 2392

Acquisition

1. Repérer l’emplacement de la fente (Image Autoguidage) 2. Intégrer le spectre dans une zone homogène et repérer cette zone

NGC 6572

8 x 30 secondes

8 x 300 secondes

[O III] 4959/5007 saturées

[O III] 4959, 5007 / Hb

Ha / Hb

[O III] 4636 / Hb

Autres raies faibles [SII] …

Hb = 100

2 acquisitions - Faible durée : raies intenses - Longue durée : raies faibles - Mesures rapportées à Hb = 100

Amélioration SNR et diminution de l’incertitude sur les mesures

Exemple : raies soufre [SII]

Dérougissement

Le rayonnement émis par une étoile réagit avec le milieu interstellaire (Absorption, réflexion, diffusion …) Ile en résulte une diminution de l’intensité appelée Extinction Extinction = I - Io

Le rayonnement de faible longueur d’onde interagit plus le rayonnement de plus grande longueur d’onde : l’extinction dans le bleu est plus forte que dans le rouge. L’intensité relative dans le rouge du spectre observé est plus forte que dans le spectre émis : « rougissement »

Dérougissement

Automatisé dans ISIS (C Buil ©)

Exemple Sur CI Cygni EB-V = 0.4

Rouge : spectre brut Bleu : spectre dérougi

Spectre de NGC 2392 après traitement

Raies utiles pour l’analyse Ha Hb : correction du rougissement

[OIII] [NII] : calcul de la température

[SII] : calcul de la densité

Mesures des intensités

3 : mesure des intensités

Comparaison des intensités (corrigées) à des valeurs publiées

4 : intensités rapportées à Hb = 100

5 : intensités corrigées du rougissement

Vérification des méthodes d’acquisition, traitement

et analyse

Température

[O III] O2+

0

1

2

3

4

5

6

l 4363 Å

l 5007 Å

l 4959 Å

e-

e-

Vm’

0

1

2

3

4

5

6

l 4363 Å

l 5007 Å

l 4959 Å

e-

e-

Vm

e- e-

e-

e- e-

e-

1. Température < -- > Vitesse Vitesse < -- > Energie

Température

[O III] O2+

0

1

2

3

4

5

6

l 4363 Å

l 5007 Å

l 4959 Å

R 𝑂𝐼𝐼𝐼 = 𝐼 5007 + 𝐼5659

𝐼 4363= 7,90.

1

K. e

3.29 .104

Te

2.1. Excitation par collision prépondérante 2.2. Désexcitation par radiation prépondérante

3. Equilibre entre - Nombre excitations par collision - Nombre de désexcitations par émission

Les équations d’équilibre donnent :

𝐾 = 1 + 4. 10−4 . 𝑁𝑒

𝑇𝑒

R 𝑂𝐼𝐼𝐼 = 𝐼 5007 + 𝐼5659

𝐼 4363= 7,90. e

3.29 .104

Te

4. Approximation : Dans les conditions habituelles des NP ( Ne ≈ 10000 et Te ≈ 10000) d’où K ≈1 4.1. R[OIII] ne dépend que de la température 4.2. R[OIII] est un indicateur de la température

𝑻𝒆 = 𝟑, 𝟐𝟗 . 𝟏𝟎𝟒

𝐥𝐧( 𝑹𝑶𝑰𝑰𝑰 )/𝟖, 𝟑

Source : Osterbrock, 2006

Température

[O III] O2+

0

1

2

3

4

5

6

l 4363 Å

l 5007 Å

l 4959 Å

R 𝑂𝐼𝐼𝐼 = 𝐼 5007 + 𝐼5959

𝐼 4363= 7,90. e

3.29 .104

Te

5000 10000 15000 20000

10

100

1 000

10 000

I4363

I5007 + I4959

Température [K]

R[OIII]

Augmente avec T R diminue

R [O III] =

Température

Mesures sur NGC 2392

l I (Hb = 100)

[O III] 5007 1022

[O III] 4959 331

[O III] 4363 12.9

R OIII = 1022+331

12.9 = 103.6

𝑇𝑒 = 3,29 .104

ln(103.6)/7,9 = 12781 K ≈ 12 800K

5000 10000 15000 20000

10

100

1 000

10 000

Température [K]

R[OIII]

0

50

100

150

200

250

300

350

400

450

500

0

1000

2000

3000

4000

5000

4000 4500 5000 5500

Henry & al. : Te = 12 700 K

5000 10000 15000 20000

10

100

1 000

Température

Mesures sur NGC 2392

l I (Hb = 100)

[N II] 6583 77.6

[N II] 6548 25.6

[N II] 5755 1.4

R N II = 77.6 +25.6

1.4 = 77.7

𝑇𝑒 = 2,5.104

ln(77.7)/8,23 = 11408K ≈ 11 400

Température [K]

R[NII]

Henry & al. (2000) : Te = 10 800K (moyen) et Te = 11 400 K (Centre)

0

500

1000

1500

5500 6000 6500 7000

[N II] l 5755

NGC 2392

6500 6550 6600

[N II] l 6548

[N II] l 6583

Densité

0.00

0

1

2

3

Excitation par collision

~ 1.85 eV

[S II] S+

A21 = 2,6.10-4 s-1

A21 = 8,8.10-4 s-1

T = 3846 s

T = 1136 s

e- e-

e- e- e-

2 niveaux métastables très proches Donc peu sensibles à la température

Durée très longue sur les niveaux métastables

Force de collision W12 = 4.19 W13 = 2.79

Niveau 2 plus dense que le niveau 3

Densité

0.00

0

1

2

3

0.00

0

1

2

3

Excitation par collision Désexcitation spontanée

~ 1.85 eV

l 6716 Å

l 6731 Å

[S II] S+ Ne faible

A21 = 2,6.10-4 s-1

A21 = 8,8.10-4 s-1

T = 3846 s

T = 1136 s

l = 6716 Å [S II]

e- e-

e- e- e-

l = 6730 Å [S II]

2 niveaux métastables très proches Donc peu sensibles à la température

Durée très longue sur les niveaux métastables

Toutes les excitations par collision sont suivies d’une désexcitation spontanée Le rapport des intensités des raies 6716 et 6731 est le rapport du peuplement des niveaux 2 et 3 (environ 3/2 = 1.5)

3

2 e- e- e-

e- e-

Force de collision W12 = 4.19 W13 = 2.79

Niveau 2 plus dense que le niveau 3

Densité

0.00

0

1

2

3

0.00

0

1

2

3

0.00

0

1

2

3

Excitation par collision Désexcitation spontanée

Désexcitation par collision

~ 1.85 eV

l 6716 Å

l 6731 Å

[S II] S+ Ne faible Ne élevée

A21 = 2,6.10-4 s-1

A21 = 8,8.10-4 s-1

T = 3846 s

T = 1136 s

e-

Vm

e-

l = 6716 Å [S II]

e- e-

e- e- e-

l = 6730 Å [S II]

2 niveaux métastables très proches Donc peu sensibles à la température

Durée très longue sur les niveaux métastables

Toutes les excitations par collision sont suivies d’une désexcitation spontanée Le rapport des intensités des raies 6716 et 6731 est le rapport du peuplement des niveaux 2 et 3 (environ 3/2 = 1.5)

3

2 e- e- e-

e- e-

La fréquence des collisions est importante L’intensité des raies interdites diminue Les électrons du niveau 2, plus stable, sont ceux qui subissent le plus les collisions. Le rapport des raies 6716/6730 tend vers 0.4

Force de collision W12 = 4.19 W13 = 2.79

Niveau 2 plus dense que le niveau 3

Densité

10 100 1 000 10 000 100 000 1 000 000

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

1.6

[S II] S+

Ne cm-3

R[S II]

1.48

0.42

𝐑 𝐒𝐈𝐈 = 𝐈(𝟔𝟕𝟏𝟕)

𝐈(𝟔𝟕𝟑𝟏)

0

10

20

30

40

50

60

70

6650 6700 6750 6800

0

10

20

30

40

50

60

6650 6700 6750 6800

1

2

3

4

5

6

6650 6700 6750 6800

Te = 5000 K Te = 10 000 K Te = 15 000 K Te = 20 000 K Faibles densités

R[SII] tend vers 1,48

Fortes densités R[SII] tend vers 0,42

Désexcitations spontannées

Désexcitations par collisions

R SII = 1.49 ∗1 + 3.77 ∗ Ne/ Te

1 + 12.8 ∗ Ne/ Te

NGC 6572 M 76 M 57 ring

0.7

0.8

0.9

1.0

1.1

1.2

1.3

1.4

1.5

1.6

6640 6660 6680 6700 6720 6740 6760 6780 6800

Densité

NGC 2392

l I (Hb = 100)

[S II] 6716 6.4

[S II] 6730 10.2

R SII = 6.4

10.2 = 0.64

Barker (1991) : Ne = 3000 cm-3

Java Applets for Teaching of AstroPhysics Joachim Köppen Strasbourg http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/nebula/Plasma3.html

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Spectroscopie des Nébuleuses Planétaires

1. Identification et formation des raies 2. Mesure des paramètres physiques 3. Diversité des nébuleuses planétaires – Classe d’excitation 4. Nébuleuse planétaire : une phase de la vie des étoiles M < 8 M

5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes

M 76 NGC 2392

Des conditions physiques différentes au sein d’une même nébuleuse Exemple : M57

He II [O III] [N II]

Hb = 100 Hb = 100

He II

M57 Intérieur M57 Anneau

Classes d’excitation (E.C.)

Utilisation des intensités des raies dans le but d’estimer la température de l’étoile centrale

0 < E.C. < 5 E.C. = 0.45 x F[O III] 5007 / FHb

5 =< E.C. < 10 E.C. = 5.54 x FHe II 4686 / FHb + 0.78

Dopita & Meatheringham (1990)

Notes : 1. plusieurs modèles donnant des évaluations différentes 2. Kaler & Jacobi (1991), autre méthode : T* < 70 000 K

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5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes

Géante rouge

AGB Ejection NP

Post-AGB

NP Visible

Nébuleuse planétaire Une courte phase dans la vie des étoiles de masse < 8 M

Etoile centrale T ~ 100 000 K

Vent rapide 2000 km.s-1

photons UV L < 912 Å

Vent AGB T ~ 150 K

10 km.s-1

Enveloppe nébulaire T ~ 10 000 K Ne ~ 10 000 cm-3

20 km.s-1

UV Visible IR

IR Radio

Schéma Nébuleuse planétaire

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5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes

Régions HII

M42 Nébuleuse d’Orion

Spectre C. Buil

Etoiles Symbiotiques

V1016 Cyg

Nova Symbiotique

H II

SNR NGC 2392

NGC 2392

V1016 Cyg

NP

Symbiotiques S

Symbiotiques D

Diagrammes de diagnostique

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5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes

1. Initiation aux méthodes de mesures

2. Des nébuleuses variables sur une courte échelle de temps

NGC 6572

Aspect quasi-stellaire HST

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

4500 4550 4600 4650 4700 4750 4800

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

1.6

1.8

2

5850 5870 5890

Mg

I 45

71

N II

I 46

34

N II

I 46

40

O II

46

49

, 4

95

1

[Fe

III]

46

58

[Ar

IV]

47

11

[Ar

IV]

47

40

He

II 4

68

6

0

0.5

1

1.5

2

2.5

3

5700 5800 5900

2012

P Cyg profil

He I 5876

NGC 6572

[WN] profil

Feibelman & al., 1992

0

1

2

3

4

5

6

7

5700 5800 5900

[NII

] 5

57

5

CIV

58

01

58

12

He

I 5

87

6

IC 4997

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5. Discriminer les NP des autres objets à spectre d’émission 6. Intérêt de l’observation des NP en spectroscopie amateur 7. Références et annexes

Bibliographie

Spectrometry of nebulae A. Acker

Astrophysics of gaseous nebula and active galactic nuclei D.E. Osterbrock & G.J. Ferland, University Science Books, 2006 The origin and evolution of planetary nebulae S. Kwok, Cambridge astrophysics series, 2000, 2007 Spectroscopy of nebulae A. Acker in Astronomical Spectrogrophy for Amateurs EAS Publications Series, 47 (2011) 189-214 Atomic Astrophysics and Spectroscopy A. Pradhan & S. Nahar, Cambridge University Press, 2011 Astronomie, Astrophysique A. Acker, Dunod, 2005 Kaler J.B. , 1976, ApJS, 31, 517 Kaler J.B. , 1986, ApJ, 308, 322 Acker A. & al., 1989, ESO Messenger, 58, 44 Excitation classes Gurzadyan, G.A., & Egikyan, A.E., 1991 , AP&SS, 181, 73 Dopita M.A., & Meatheringham S.J., 1990, ApJ, 357, 140 Reid W.A. & Parker Q.A., arXiv:0911.3689v2, 2011 NGC 2392 studies Pottasch S.R. and Bernard-Salas, J., 2008, A&A, 490, 715 Henry & al., 2000, ApJ, 531, 928 Barker T., 1991, ApJ,371, 217

Références

Formulaire