Exercice 3 : Luminosité surfacique des galaxies - Eu-HOU

Exercice 3 : Luminosité surfacique des galaxies
4.01 Les grandes lignes du projet
voir sur le site (login et mot de passe nécessaires)
4.02 Instructions pour le projet
Introduction
Dans ces exercices, vous réalisez des images de quelques galaxies, vous les commentez
scientifiquement et vous obtenez les profils de la luminosité surfacique que vous analysez
avec un outil adapté. Cela vous permettra de voir comment l’éclat décroît avec la distance au
centre de la galaxie et de faire les mesures de quelques paramètres pertinents.
Ces informations peuvent être corrélées avec la classification des galaxies de Hubble.
L’exercice de base examine la luminosité surfacique du disque d’une galaxie ( lenticulaire ou
spirale) et montre qu’elle décroît exponentiellement avec la distance au bulbe central.
Un logiciel spécialement adapté a été conçu pour réaliser cet exercice.
L’exercice plus approfondi examine la luminosité surfacique de galaxies elliptiques, aussi
bien celle du bulbe, que celle du disque galactique.
Il est préférable de commencer par l’exercice de base.
Sommaire des activités :
Planifier : Vous décidez quelles galaxies vous allez observer et quand vous allez les observer
Observer : Vous utilisez le télescope (en temps réel ou hors-ligne) pour obtenir des images
JPEG des galaxies spirales dans différentes bandes passantes (couleurs). Une image avec
toutes les couleurs (composée) est également obtenue.
Commenter et classifier : Vous imprimez les images de chaque galaxie et commentez en
termes scientifiques leur aspect, en incluant dans votre commentaire les différences entre les
images en couleurs différentes. Vous pouvez ainsi classifier en utilisant la forme simplifiée de
la classification de Hubble.
Produire les profils de luminosité surfacique : Vous utilisez le logiciel libre DS9 pour
ouvrir l’ensemble des fichiers de données produits par le FT ( fichiers FITS) et vous produisez
les points de luminosité surfacique que vous sauvegardez dans une forme lisible par un
tableur.
Analyser : Vous utilisez une feuille de calcul spécialement écrite pour analyser la luminosité
surfacique et vous observez qu’elle décroît exponentiellement avec la distance à la région du
bulbe central de votre galaxie.
Evaluer : Vous évaluez vos résultats, commentez tout ce qui a bien marché et tout ce qui a
mal marché, trouvez des explications aux résultats anormaux et suggérez des raisons et des
solutions.

Les images requises
Pour ce projet, les images peuvent être obtenues soit en temps réel soit hors-ligne.
Vous devez prendre, pour chaque galaxie à mesurer et classifier au minimum une image avec
les filtres de bandes passantes V et R (vert et rouge), afin qu’une image en trois couleurs
puissent être créée. En outre, prendre des images en utilisant des filtres différents, pouvant
aussi bien inclure U (ultraviolets) et I (infrarouges), vous permettra de comparer les
proportions de chaleur dans les différentes parties de la galaxie : bleu pour les étoiles jeunes
et plus jaunes pour les étoiles plus vieilles et plus froides.
Les images JPEG pour chaque bande passante vous sont renvoyées directement par le logiciel
du télescope, ainsi qu’une image JPEG contenant toutes les couleurs.
Ces images JPEG sont suffisantes pour observer et classifier une galaxie. Cependant, si vous
désirez effectuer le processus complet requis pour produire une image astronomique de haute
qualité pour l’Atlas Faulkes des Galaxies Proches, vous devrez utiliser les fichiers FITS qui
vous sont renvoyés plusieurs heures après votre session d’observation. Les détails sont donnés
dans un projet séparé.
Planification détaillée
1. Choisir les bonnes galaxies
Idéalement elle doit être ni trop petite ni trop grande par rapport au champ de vision et
suffisamment brillante pour donner une image correcte selon les choix appropriés de temps
d’exposition. Une liste de galaxies convenables peut être téléchargée sur la page ressources de
ce projet, ainsi qu’un planning d’observation –feuille de calcul montrant quelles galaxies sont
visibles selon le moment.
2. Choisir l’instant d’observation
Les bonnes images d’objets célestes lointains comme les galaxies ne peuvent être obtenues
uniquement lorsque la luminosité du ciel est faible. De telles conditions sont appelées
« photométriques » car elles sont idéales pour réaliser des mesures de luminosité des objets.
Pour observer avec les Faulkes Telescopes sous des conditions photométriques vous devez
choisir un moment où la Lune n’est pas là et quand la nuit est complète.
3. Choisir les bons filtres
Pour obtenir une image en couleurs réelles vous devez produire des images utilisant les filtres
bleu, vert et rouge (B, V et R). Ce sont des filtres à large bande car ils permettent le passage
de longueurs d’onde centrées sur les parties bleues, vertes ou rouges du spectre.
Cependant, vous pourrez également vouloir utiliser le filtre ultra-violet (U) pour montrer plus
clairement toutes les régions lumineuses comportant de jeunes étoiles bleues brillantes. De
même pour le filtre infra-rouge (I) pour montrer plus précisément les vieilles étoiles froides.

4. Choisir les bons temps d’exposition
Après avoir choisi quand observer, et à travers quels filtres, vous devrez ensuite décider
combien de temps observer une galaxie à travers chaque filtre. Le logiciel du télescope vous
aidera à faire ce choix.
5. Planifier votre « plage » d’observation
Etablissez un emploi du temps d’observation tenant compte du temps requis pour chaque
exposition et du temps requis par le télescope pour passer d’une galaxie à une autre.
Soumettez celui-ci au centre de control du télescope et réservez votre « plage » d’observation.
6. Sauvegarder les images
Sauvegardez les images JPEG que vous avez obtenues durant votre session d’observation
dans un répertoire sur votre ordinateur.
Commenter et classifier
7. Etude des images
Vous pouvez utiliser les images JPEG prises dans les différentes couleurs, mais vous
pouvez également utiliser les images avec toutes les couleurs.
Si vous voulez effectuer ultérieurement votre analyse, c’est possible en utilisant JPEGs, une
autre possibilité est d’utiliser le logiciel de traitement d'image astronomique pour voir les
fichiers complets de données (FITS files). L’avantage est que vous pouvez sélectivement faire
ressortir différents aspects de l’image d’une galaxie dans l’ordre souhaité pour l’étude. Vous
pouvez, par exemple, augmenter la brillance de certaines régions sombres de l’image afin de
pouvoir voir clairement d’autres régions de la galaxie. Cependant, ceci saturerait la région
centrale brillante dans laquelle on ne pourrait plus voir les détails, ainsi vous pourriez
également vouloir changer les réglages de telle manière que des détails dans ces régions
puissent être étudiés.
Assurez vous que vous sauvegardez les images originales et les images traitées. Dans certains
cas, vous pouvez penser qu’il est bon de traiter une image de différentes façons pour faire
ressortir différents aspects ( par exemple dans une galaxie, des détails de régions peu
lumineuse et ceux de régions brillantes)
8. Imprimer les images
Vous trouverez utile de les imprimer afin de pouvoir les étudier plus aisément. Ceci vous
permettra également de leur adjoindre des commentaires appropriés pour l'inclusion dans un
rapport écrit, si nécessaire.
Conseil : Si vous le pouvez, utilisez une imprimante photographique de qualité et haute
résolution ou du papier photographique de qualité, vous obtiendrez un bien meilleur résultat
qu’avec une imprimante commune et un papier ordinaire.
9. Analyse des images

Examinez les images attentivement, observez en particulier les aspects suivants :
* Si vous pensez que c’est une galaxie elliptique ou une galaxie à disque ( comme une galaxie
spirale) qui est aplatie comme un disque, ou si c’est trop difficile de le déterminer comme
c’est parfois le cas.
* Si la galaxie est une galaxie à disque, si elle est de face par rapport à vous ou inclinée.
* Si c’est une galaxie spirale :
- si elle est barrée ou non
- le nombre de bras spiraux, leur longueur, et comment ils sont étroitement enroulés
- si les bras spiraux sont clairement définis ou d’aspect vague et déchiqueté
- les régions où il y a beaucoup d’étoiles bleues, brillantes, chaudes et jeunes
- les régions où il y a beaucoup de nuages de poussière sombre
- les régions « H2 » qui sont rougeoyantes car l’hydrogène ionisé rougeoie à cause des
étoiles jeunes et chaudes voisines dégageant des doses copieuses de rayonnement ultra-violet
- les amas globulaires qui contiennent de vieilles étoiles jaunes
- tout autre aspect que vous pensez intéressantes à préciser.
10. Classification de Hubble
Utiliser les précédentes informations pour décider si chacune de vos galaxies correspond bien
aux propriétés publiées dans la classification des galaxies de Hubble.
Il y a plusieurs versions de la classification de Hubble. Une version appropriée a été écrite
pour vous. ( voir 4.09).
Analyse
1. Charger les fichiers FITS
Chargez les fichiers FITS rouge, vert et bleu qui composent votre image couleur dans un
endroit approprié de votre ordinateur. Utilisez des noms de fichiers qui vous permettront
d’identifier aisément les trois fichiers
2. Produire et sauvegarder les profils de luminosité surfacique
Ouvrir chacun de vos trois fichiers FITS. Produire les points de luminosité surfacique et les
sauvegarder comme des fichiers de données.
Les instructions pour le faire peuvent être téléchargées dans les pages ressources ( voir 4.04)
3. Analyser les profils
Importer les fichiers de données de luminosité surfacique de chacune de vos coupes dans le
tableur « profiles disc.xls ». Les détails pour le faire peuvent y être directement imprimés.
Utiliser le tableur pour chaque coupe
- estimer la luminosité du fond de ciel
- estimer les rayons du disque apparent et du bulbe en minutes d’arc
- produire la meilleure interpolation exponentielle de la luminosité du disque et évaluer
l’amplitude de la variation en unité par minute d’arc.
4. Commenter les profils de luminosité

Examiner la meilleure interpolation exponentielle de la luminosité le long de vos tranches et
commentez les aspects suivants :
- ce que le sommet pointu au centre de la galaxie indique au sujet de la densité d’étoiles ( et il
serait encore plus pointu sans les perturbations dues à l’atmosphère)
- comment la position des bras spiraux et les filaments de poussière sombre dans votre image
correspondent aux aspects des graphes de luminosité ( les graphes montrent cela encore plus
clairement car ils indiquent les rapports de luminosité)
Attention : Assurez-vous que si il y a quelques étoiles brillantes, vous ne les confondrez pas
avec des bras spiraux brillants.
- comment la luminosité du fond de ciel varie entre les images rouges, vertes et bleues
- comment l’intensité du bruit varie entre les images rouges, vertes et bleues
5. Mesures finales
Imprimez la feuille de résultats de votre tableur et :
- calculer les valeurs moyennes des rayons du disque et du bulbe en minutes d’arc
- calculer le rapport entre le disque et le bulbe
convertir les rayons du disque et du bulbe en milliers d’années-lumière ( kly) en utilisant la
relation :
la distance absolue en milliers d’années –lumière est égale à la distance angulaire en minutes
d’arc multipliée par la distance de l’objet en millions d’années-lumière (Mly) et par 0,3 .
- calculer une valeur moyenne pour la variation de luminosité par 1/(minute d’arc) (1/arcmin)
- convertir en 1/kly en utilisant la relation :
variation de luminosité en 1/ kly = variation de luminosité par minute d’arc / ( distance de
l’objet en Mly
×
0,3)
Evaluer
Commentez toutes les sources d'erreur dont vous vous rendez compte pour améliorer
n’importe quel aspect de l’exercice abordé au cours de votre travail tant pour les observations
que pour les mesures.
Recherches ultérieures
Mesurer les bras spiraux dans une galaxie spirale
Pour quelques unes des galaxies spirales que vous avez observées, vous pouvez poursuivre
vos recherches en mesurant les bras spiraux ( il est inutile de refaire le travail précédent).
Atlas Faulkes des galaxies proches (FANG)
Si vous voulez produire des images couleur de haute qualité de vos galaxies, vous pouvez
utiliser un long temps d’exposition (par exemple 5 minutes) pour chaque filtre ou (mieux)
prendre plusieurs images couleur d’une minute pour chaque filtre et les combiner en utilisant
le logiciel « stack ». Les images haute qualité ainsi obtenues peuvent contribuer à l’ Atlas
Faulkes des galaxies proches (FANG) , atlas d’images de galaxies pleine couleur qui peut être
utilisé aussi bien par des professionnels que par des amateurs. Pour beaucoup de galaxies, ces
images seront les premières haute qualité en couleur jamais obtenues.
Ce travail effectué, les images seront rassemblées dans un livre qui sera non seulement très
esthétique mais aussi d’une grande valeur scientifique. En ligne, comme dans le livre, le nom
de l’école et des personnes qui ont obtenu et traité les images seront cités.
4.03 DS9 logiciel libre (URL indiqué sur le site web)