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)
Afficher des images en utilisant DS9
Introduction
SAO image DS9 est bon pour un travail photométrique car il vous permet de modifier
l’affichage du moniteur, afin de mettre en valeur les aspect les plus importants de votre image,
ceci sans altérer les valeurs des pixels sur lesquelles vous faites les mesures scientifiques.
Important : Il existe un aspect utile (mais déconcertant au départ) de la fenêtre DS9 – Si vous
déplacez le curseur sur une fenêtre celle-ci se placera automatiquement devant toutes les
autres fenêtres que vous aviez ouvertes. Ceci peut être déconcertant tant que vous ne vous y
êtes pas habitué.
Démarrage de SAOImage DS9
1. Mettez la luminosité et le contraste de votre moniteur au maximum.
2. Démarrez le programme DS9 de manière habituelle en passant par le menu Démarrer et en
choisissant Tous les programmes
Ouvrir les fichiers de données FITS
3. Allez dans le menu File, choisissez Open et choisissez le fichier FITS sur lequel vous
désirez travailler.
4. Cliquez sur le bouton Zoom au dessus de l’image puis sur celle-ci pour ajuster.
L’image qui en résulte n’est habituellement pas claire car la luminosité de l’image ne
correspond pas à celle qui est affichée sur l’écran d’ordinateur.
Vous allez donc maintenant modifier la luminosité de pixels isolés affichés sur votre moniteur
afin de faire ressortir les aspects les plus importants. Cet opération est appelé « Scaling ».
Notez que DS9 ne modifie que l’affichage, il n’altère pas les valeurs des pixels sur lesquelles
vous ferez vos mesures scientifiques. Vous trouverez au départ utile d’afficher un
histogramme contenant les valeurs des pixels dans l’image.
Afficher un histogramme des valeurs de pixels
5. Allez dans le menu Scale et choisissez Scale parameters…
Une nouvelle fenêtre montrant un histogramme des différentes valeurs de pixels s’ouvre.
Déplacez cette fenêtre sur un des cotés pour pouvoir la voir en même temps que la fenêtre de
l’image. Vous pouvez maintenant observer le mouvement des lignes vertes et rouges
indiquant la plus grande et la plus petite valeur de pixel affiché pendant que vous poursuivez.
Ne pas oublier : Ne soyez pas dérouté par le fait que si vous déplacez votre curseur sur une
autre fenêtre celle ci viendra immédiatement sur le devant de l’écran.
Afficher l’image pour le meilleur résultat
6. Echelonner l’affichage
. Cliquez sur le bouton « Scale » dans le fenêtre de l’image
. Cliquez sur le bouton 99,5%
La ligne verte se déplace indiquant que les 0,5% de pixels les plus brillants ne sont pas
affichés. La ligne rouge se déplace indiquant que les 0,5% de pixels les plus sombres ne sont
pas affichés.
A noter : Vous trouverez peut-être que pour certaines images 99% ou 98% donnent un
meilleur résultat que 99,5% - Vous pouvez également déplacer les lignes verte et rouge en
utilisant la souris et observer comment l’affichage change lorsque les maxima et minima de
valeurs de pixels affichés sont modifiés manuellement.
. Cliquez sur le bouton sqrt
Il utilise la racine carrée des valeurs de pixels pour générer l’affichage de l’écran, et c’est un
bon moyen d’affichage d’images d’objets du ciel profond comme les galaxies car il fait en
sorte que les aspect les moins visibles comme par exemple les arc spiraux soient plus visibles.
Pour certaines images vous trouverez peut-être que d’autres options sont plus performantes –
essayez et voyez.
4.04 DS9 logiciel libre, profils de luminosité surfacique
Production de profils de luminosité surfacique avec DS9
Introduction
Les instructions suivantes sous entendent que vous ayez ouvert le fichier FITS correspondant,
et que vous l’ayez convenablement ajusté et échelonné pour une lecture aisée. (Voir le
contenu annexe pour voir comment faire)
Trois fenêtre sont ouvertes dans DS9. Dans le sens des aiguilles d’une montre depuis la
gauche : La fenêtre contenant l’image, avec un trait horizontal séparant la galaxie,
l’histogramme des valeurs de pixels (ou les calculs), un graphique des valeurs de pixel ou des
calculs le long du trait horizontal (montrant la luminosité surfacique relative).
Choisir le plan de coupe à travers l’image.
1. Allez dans le menu Region, sélectionnez Shape, puis Projection (pour d’obscures raisons
DS9 appelle le plan de coupe une « forme de projection » !)
2. Tracez le plan de coupe en déplaçant le curseur de la souris à travers l’image, vers le haut
et/ou vers la droite. (Afin que par la suite vous ne vous demandiez pas quel coté de la coupe
est la fin )
La position de la coupe sera indiquée par une ligne verte et une nouvelle fenêtre apparaîtra
contenant un graphique donnant, le long de la coupe, la valeur des pixels en fonction de la
distance.
3. Déplacez la fenêtre contenant le graphique sur un des côtés afin de pouvoir la voir en même
temps que la fenêtre contenant l’image et celle de l’histogramme.
Ne pas oublier : Ne soyez pas dérouté par le fait que si vous déplacez votre curseur sur une
autre fenêtre celle ci viendra immédiatement sur le devant de l’écran.
(coupe selon un angle de 45°)
Ajuster la longueur et l’angle de la coupe.
L’idée est ici de créer une coupe de longueur et d’angle par rapport à l’axe des
abscisses donnés.
4. Allez dans le menu Region, choisissez Get Info.
Une nouvelle fenêtre apparaît, donnant les coordonnées des extrémités de la coupe, sa
longueur et son angle par rapport à l’axe des abscisses.
5. Déplacez la nouvelle fenêtre vers une position convenable.
6. Cliquez sur la coupe pour la sélectionner (si cela n’est pas déjà fait), puis ajustez la à la
bonne longueur ainsi qu’au bon angle soit :
- en déplaçant les extrémités de la coupe tout en regardant la longueur et l’angle donnés
par la fenêtre d’information, ou bien
- en utilisant la table au-dessus pour entrer les coordonnées qui produiront une coupe
d’une longueur de 1000 pixels (juste un peu moins que la hauteur et la largeur de l’image du
télescope) et de différents angles fixés.
Déplacez la coupe vers la bonne position.
7. Utilisez le pavé directionnel pour peaufiner le placement de la coupe.
Suggestion : Quand vous déplacez la coupe, le graphique des valeurs de pixel change en
même temps. Ceci est très utile car il vous permet (par exemple) d’utiliser le graphique pour
positionner la coupe passant par le centre exact de la galaxie.
Suggestion : Pour effacer une coupe, cliquez pour la sélectionner, puis pressez la touche
Suppr (delate).
Tableau montrant les coordonnées requises pour produire des coupes de 1000 pixels de
long à différents angles en utilisant DS9.
Voir un graphique logarithmique
8. Cliquez sur la fenêtre du graphique.
9. Pour obtenir les valeurs logarithmiques de pixel au lieu des simples valeurs de pixel allez
dans le menu Grid et choisissez Linear-Log. (Pour réinitialiser choisissez Linear-Linear)
Choisir les valeurs logarithmiques de pixel au lieu des valeurs de pixel montre le taux de
valeurs de pixel entre les différentes régions de l’image. Cela augmente le bruit,
particulièrement pour les faibles valeurs de pixel (par exemple dans les bras spiraux les plus
éloignés d’une galaxie qui sont a peine plus brillant que le ciel de fond.)
Le graphique pourra bien paraître très « bruyant » (beaucoup de pics dentelés et interrompus).
C’est parce que chaque pixel de la camera recouvre une petite zone de ciel, et donc les
variations aléatoires de la luminosité autour de petites distances angulaires ressortent de
manière très marquée.
Rendre la coupe plus épaisse afin d’atténuer le bruit
10. Sélectionnez l’option « log pixels graph »
11. Changez l’épaisseur ( Thichness) en pixels dans la fenêtre Info, puis cliquez sur le
bouton Apply. Essayer différentes valeurs jusqu’à ce que vous parveniez à un compromis
acceptable entre atténuer le bruit autant que possible sans l’épaissir à tel point qu’elle ne
puisse plus traduire la luminosité surfacique dans une petite région.
Suggestion : Pour une image Faulkes une épaisseur de 8 à 10 pixels sera souvent nécessaire,
car chaque pixel n’est espacé que de 0.135 secondes d’arc, et un bruit considérable est présent
sur un angle si petit.
Suggestion : Vous pouvez sauvegardez des options comme celles-ci en allant dans le menu
Edit et en choisissant Preferences, puis Save preferences.
Suggestion : Lorsque vous ajustez l’épaisseur d’une coupe vous trouverez peut-être que vous
avez à ajuster à nouveau sa position, pour vous en assurer, vous devez obtenir le pic
maximum au niveau du bulbe.
graphe logarithmique
avec trop de bruit
graphe logarithmique
avec un bruit acceptable
Sauvegarder le profil de luminosité surfacique
12. Allez dans la fenêtre Graph, sélectionnez le menu File puis Save Data. Assurez vous que
vous sauvegardez le fichier avec l’extension .Dat (le logiciel n’ajoute pas l’extension
automatiquement.)
A Noter : Les données sont enregistrées dans une table de valeurs, dont chaque ligne contient
le format : pixel number
space
pixel value.
Ouvrir les données comme un tableur Excel
13. Basculez sous Excel (ou démarrez le s’il n’est pas encore lancé)
14. Allez dans le menu File et choisissez Open.
- Laissez les options telles qu’elles apparaissent dans la première fenêtre qui s’ouvre et
cliquez sur Next.
Delimited signifie que les données sont séparées par des caractères spéciaux tels que
« virgule » et « espace ».
- Dans la fenêtre suivante sélectionnez Space comme choix de séparateur puis cliquez sur
Finish.
La feuille de calcul qui s’ouvre comporte deux colonnes – La première dénombre les pixels le
long du plan de coupe et la seconde les valeurs de pixel (ou « counts/calculs »)
Sauvegarder les données comme un tableur Excel.
15. Enregistrez la feuille de calcul que vous obtenez pour une analyse complémentaire.
Suggestion : Utilisez un nom qui vous aidera plus tard à identifier facilement ce à quoi les
données renvoient. (ex : NGC6946_R_horiz peut être utilisé pour un plan de coupe horizontal
à travers une image rouge de la galaxie NGC6946)
4.05. Instructions pour l’utilisation du logiciel « JPEG Viewer »
IMPORTANT : Le logiciel utilise des macros écrites en Visual Basic. Celles-ci ne
peuvent s’ouvrir si le niveau de sécurité macro d’Exel est trop haut « high ». Pour changer le
niveau de sécurité, en moyen « medium » ou bas « low », aller dans le menu outils « tools »
dans Exel et choisir « Macro » puis « Security »…
Ceci doit être fait avant d’ouvrir le logiciel.
Observation et mesure
Ouvrir le logiciel « JPEG viewer and measurer »
Ouvrir le tableur « JPEGviewer.xls »
Si vous n’avez pas déjà une copie du logiciel, vous pouvez le télécharger sur le site Faulkes
Telescopes, section logiciels recommandés (Software &Analysis Tools).
Montrer
Effacer
toutes les formes toutes les formes
Montrer
l’objet à comparer
Mesurer
Cacher
l’objet à comparer
l’objet à comparer
Acquérir une
nouvelle image
Tourner
la forme
Lire les
instructions
zoom avant
Réinitialiser
la position
de l’image
zoom arrière
Acquérir
Une seconde image
Effacer
la seconde image
Clignotement
des 2 images
Ajouter
un arc spiral
Obtenir une image
Important : La résolution pour sauvegarder les images doit être 72 dpi
( c’est la résolution donnée directement pour les images des Télescopes Faulkes)
Utiliser la touche « get new image » pour acquérir une nouvelle image.
Entrer les renseignements concernant l’image
Entrer le nom de l’objet (object name), la largeur du champ (width of the fiel of view) et
ses unités (units) à droite de l’écran.
Si vous savez à quelle distance se trouve l’objet de votre image, entrer la distance
( distance) et l’unité.
Mesurer l’image en utilisant des formes simples
Pour mesurer l’objet en utilisant les formes simples, cliquer sur les boutons verts et tirer sur
les bonnes positions, puis cliquer sur le bouton mesure (measure) ( double flèche) et lisez les
mesures à droite de l’écran.
Les distances en unités absolues sont indiquées ainsi que les distances angulaires si vous avez
entré la distance à laquelle se trouve l’objet.
Pour tourner une forme, cliquer dessus, puis cliquer sur le bouton « tourner une forme »
( rotate shape), et tirer une des poignées dans la direction souhaitée.
Comparer avec un objet familier
Si vous avez entré la distance à laquelle se trouve votre objet, vous pouvez superposer les
formes (superimpose shapes) indiquant les tailles relatives des objets de référence en
cliquant sur le bouton montrer l’objet à comparer (Show comparaison object).
Zoom avant et arrière
Utiliser les boutons zoom in et zoom out et les curseurs pour voir les détails dans une zone
particulière de l’image.
Clignotement de deux images
Chercher une seconde image
Pour acquérir une seconde image que vous voulez comparer avec la première, utiliser le
bouton acquérir une seconde image (get second image).
Faire clignoter les images
Cliquer sur le bouton Faire clignoter les images (Blink two images) pour faire alterner deux
images.
On peut ainsi, par exemple, comparer les images d’une galaxie prises avec les filtres verts et
rouges.
On peut avoir besoin de faire clignoter pour comparer deux images successives d’un même
objet et observer la variation de luminosité des contours ( utile lorsqu’on utilise le logiciel
pour mesurer les bras spiraux d’une galaxie) ou le déplacement de l’objet ( utile pour repérer
un astéroïde).
4.06 feuille de calcul du logiciel « JPEG Viewer » (exel) voir sur le site
4.07 Liste des galaxies adaptées aux images
Introduction
Voici une liste de galaxies qui peuvent être observées avec le F.T. Elles sont
réparties en 3 sections : spirales, spirales barrées, elliptiques et irrégulières. Les
informations concernant chaque galaxie sont données dans la table.
Les galaxies sont listées dans l’ordre de leur classification soit de S0 à Sc pour les
spirales, de Sba à SBc pour les spirales barrées et de E0 à E7 pour les elliptiques.
Colonne 1 : numéro
Colonne 2 : nom de la galaxie (name)
Colonne 3 : notez les galaxies que vous avez déjà observées
Colonne 4 : magnitude (M ) ( mesure de la luminosité)
Colonne 5 : classe ( classe) . Pour avoir plus d’informations sur le classification des galaxies,
se reporter au diagramme en arbre « Hubble Tuning Fork »
Colonne 6 : FT utilisable pour l’observation ( Hawaï ou Australie) (visible from)
Colonne 7 : orientation de la galaxie par rapport à l’observateur ( de face ou par la tranche)
( face on, edge on)
Colonne8 : ascension droite (RA) équivalent de la longitude sur Terre. Elle est donnée en
heures, minutes et secondes. La sphère céleste étant partagée en 24 h, elle repère
l’objet par rapport au cercle 00h
Colonne 9 : déclinaison ( dec).
C’est l’angle sous lequel on voit la galaxie par rapport à l’équateur
céleste. Elle est donnée en degrés, minutes d’ars et secondes d’arc.
Il y a 60 minutes d’arc dans un degré 60 secondes d’arc dans une minute d’arc.
Si l’objet est sous l’équateur, sa déclinaison est négative ;
elle est positive si l’objet est au dessus.
Galaxies elliptiques
N°
FT
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
Nom
NGC
1379
M
105
NGC
0533
NGC
1700
NGC
0720
NGC
4473
M 59
NGC
3377
NGC
4697
NGC
4342
NGC
4623
Déjà
M
Class
observées ?
e
12.64 E0
Visible
depuis
Australie
Orientation
RA
Dec
03h36’03.9’’ -35°26’29’’
10.24 E0
Hawaï
10h47’49.6’’ +12°34’54.8’’
12.41 E3
01h25’31.4’’ +01°45’32.8’’
E3
Australie
et Hawaï
Australie
11.16 E5
Australie
De face
01h53’0.5’’
11.16 E5
Hawaï
Par la tranche
12h29’48.9’’ +13°25’45.7’’
10.57 E5
Hawaï
12h42’02.4’’ +11°38’48’’
11.24 E6
Hawaï
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche
10.14 E6
Australie
De face
12h48’35.9’’ -05°48’02’’
13.41 E7
Hawaï
De face
12h23’39.1’’ +07°03’14’’
13.24 E7
Hawaï
Par la tranche mais
bonne structure
12h42’10.7’’ +07°40’37’’
12.2
04h56’56.3’’ -04°51’54.9’’
-13°44’18.4’’
10k47’42.3’’ +13°59’08.3’’
Galaxies spirales
N°
FT
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
Nom
NGC
0584
NGC
3630
NGC
4958
NGC
1461
NGC
1302
NGC
3190
NGC
4772
NGC
4845
NGC
4378
NGC
0718
NGC
3281
NGC
3449
NGC
0615
NGC
1425
NGC
3887
NGC
5740
NGC
6384
NGC
0772
NGC
5371
NGC
3254
NGC
0309
NGC
3433
NGC
3486
NGC
5085
NGC
5317
NGC
2997
Déjà
M
Class
observées ?
e
11.44 S0
Galaxies spirales barrées
Visible
depuis
Australie
Orientation
RA
Dec
01h31’20.61” -06°52’04’’
12.91 S0
Hawaï
11h20’17’’
+02°57’52’’
12.11 S0
Australie
13h05’48.8’’
-08°01’12.8’’
13.19 S0
Australie
03h48’27.1’’
-16°23’34.2’’
11.69 Sa
Australie
De face
03h13’51.2’’
-26°03’38.2’’
12.12 Sa
Hawaï
Par la tranche
10h18’05.8’’
+21°49’55.8’’
11.96 Sa
Hawaï
12.1
Sa
Hawaï
Par la tranche mais
bonne structure
De face
12h53’29.04’ +02°10’02.4’’
’
12h58’01.3’’ +01°34’33’’
12.63 Sa
Hawaï
De face
12h25’18’’
+04°55’29.8’’
12.59 Sa
Hawaï
De face
01h53’13.3’’
+04°11’44’’
12.7
Sa
Australie
10h31’52’’
-34°51’13.3’’
12.19 Sa
Australie
10h52’53.7’’
-32°55’43.2’’
12.47 Sb
Australie
01h35’05.7’’
-07°20’26.5’’
11.87 Sb
Australie
03h42’11.2’’
-29°53’35.4’’
11.41 Sb
Australie
De face mais bonne
structure
De face mais bonne
structure
De face mais bonne
structure
De face mais
excellente structure
De face
11h47’04.6’’
-16°51’16.4’’
12.56 Sb
De face
14h44’24.4’’
+01°40’48’’
11.14 Sb
Australie
et Hawaï
Hawaï
17h32’24.3’’
+07°03’38’’
11.09 Sb
Hawaï
De face, bonne
structure
De face
01h59’19.8’’
+19°00’30’’
11.32 Sb
Hawaï
12.41 Sb
12.5
+40°27’42.5’’
Hawaï
De face mais
13h55’40’’
excellente structure
De face
10h29’19.9’’
Australie
Hawaï
00h56’42.7’’
-09°54’49.7’’
12.29 Sc
Hawaï
De face
10h52’04’’
+10°08’54’’
11.05 Sc
Hawaï
De face, sans bras
11h00’23.9’’
+28°58’30’’
12.97 Sc
Australie
De face
13h20’17.7’’
-24°26’24.5’’
11.17 Sc
Hawaï
10.06 Sc
Australie
De face ,excellente 13h56’12’’
+05°00’53’’
structure
De face, excellente 09h45’38.65’ -31°11’25.1’’
structure
’
Sc
+29°29’30’’
N°
FT
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
Nom
Class
e
SBa
Visible
depuis
Australie
12.78
SBa
Australie
03h45’22.37’ -18°38’00’’
’
22h41’52.4’’ -44°46’02’’
11.43
SBa
Hawaï
12h22’32’’
+29°53’43.6’’
11.13
SBa
Australie
04h03’54.3’’
-43°20’56.7’’
10.53
SBb
Hawaï
De face
10h43’57.8’’
+11°42’14’’
NGC
0613
NGC
0986
M 91
13.35
SBb
Australie
Par la tranche
12
SBb
Australie
10.96
SBb
Hawaï
01h34’18.24’ -29°25’07.5’’
’
Par la tranche mais 02h33’34.4’’ -39°02’37.3’’
bonne structure
Par la tranche
12h35’26.4’’ +14°29’46.9’’
NGC
5850
NGC
1365
NGC
1073
NGC
2835
NGC
4535
NGC
4731
NGC
7496
11.54
SBb
Hawaï
De face
15h07’07.7’’
+01°32’39.0’’
10.32
SBc
Australie
De face
03h33’36.4’’
-36°08’24.5’’
11.47
SBc
+01°22’34’’
SBc
09h17’52.9’’
-22°21’18.3’’
SBc
Hawaï
12h34’20.3’’
+08°11’53.8’’
11.9
SBc
12h51’01’’
-06°23’33.9’’
11.91
SBc
Australie
et Hawaï
Australie
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche mais
bonne structure
Par la tranche mais
excellente structure
De face
02h43’40.6’’
11.01
8
10.59
Australie
et Hawaï
Australie
23h09’47.3’’
-43°25’39.8’’
Orientation
RA
NGC
1452
IC
5240
NGC
4314
NGC
1512
M 95
Déjà
M
observées ?
12.76
Orientation
RA
Dec
Galaxies irrégulières
N°
FT
53
54
55
56
57
Nom
NGC
4027
NGC
4039
ARP
240
KPG
052
M 51
Déjà
M
observées ?
11.66
Class
e
Visible
depuis
Australie
Dec
11h59’30.5’’
-19°15’44’’
-18°53’06.3’’
11.08
Australie
12h01’53.8’’
113h39’54.9’ +00°50’08’’
’
02h02’15.6’’ -00°06’34’’
8.96
Australie
et Hawaï
Australie
et Hawaï
Hawaï
13h29’52.7’’
+47°11’43’’
4.08 Table pour l’observation des galaxies (exel) voir sur le
site
4.09 Information sur la classification des galaxies de Hubble
la version web est interactive et montre de nombreuses images
Introduction
La première classification des types de galaxies a été publiée en 1936 par Hubble dans le
livre intitulé « Le royaume des nébuleuses ». Depuis, plusieurs personnes ont suggéré des
modifications et des ajouts à son premier schéma mais l’idée de base du diagramme en arbre
est toujours utilisée par les astronomes. Ci-dessous, une forme simplifiée communément
utilisée de ce diagramme.
elliptique
lenticulaire
spirale
spirale
spirale
lenticulaire
barrée
spirale
barrée
spirale
barrée
spirale
barrée
elliptique
irrégulière
Les galaxies elliptiques ( à gauche) ont plus ou moins une forme d’œuf sans autre
élément remarquable. Tout ce que l’on peut habituellement détecter est la diminution de
luminosité lorsqu’on s’éloigne du centre de la galaxie. Les formes visibles vont de E0 à E6
soit du quasi-cercle à l’ellipse très aplatie avec un grand axe égal à 4 fois le petit axe.
Les galaxies à disque ont un bulbe central qui ressemble beaucoup aux galaxies elliptiques
mais on trouve autour un mince disque d’étoiles. Le disque est généralement de forme quasicirculaire. Cependant, puisque les galaxies ont des orientations très diverses par rapport à
l’observateur, nous les voyons le plus souvent penchées, ce qui leur donne une forme plus ou
moins elliptique dans le ciel, entre le cercle ( lorsqu’elle est vue de face) et la tranche
lorsqu’elle est vue de profil. Plus l’angle de vue est grand, plus elle apparaît elliptique ( un
angle nul correspond à une vue de face).Pour la même raison, une galaxie elliptique peut-être
en réalité beaucoup plus plate que ce qu’on voit.
La plupart des galaxies à disque (Sa, Sb, Sc surtout) ont aussi des bras spiraux et sont
appelées galaxies spirales. La moitié d’entre elles ont aussi des barres bien définies près du
centre et sont appelées galaxies spirales barrées (Sba, SBb, SBc surtout)
Quelques galaxies (S0, SB0) n’ont pas de bras spiraux et sont appelées galaxies
lenticulaires. Elles sont formées d’un disque et d’un bulbe plus petit de taille variable. Les S
et SB0 représentées ici ne sont que des schémas ; dans le pratique, il est difficile de distinguer
les galaxies lenticulaires vues sous divers angles, des galaxies elliptiques (car une galaxie
lenticulaire vue de face ressemble à une elliptique E0, tandis que si elle est inclinée de 66°,
elle apparaît comme une E6 par exemple )
Un très petit nombre de galaxies ne présentent pas de symétrie visible et ne peuvent être
classées dans ces catégories. On les appelle simplement les galaxies irrégulières (Irr) bien que
les astronomes en aient identifié et nommé beaucoup de types.
Comme dit plus haut, différents astronomes ont imaginé des versions légèrement
différentes de la classification de base afin de faire ressortir des aspects particuliers des
galaxies sur lesquelles ils effectuent leurs recherches. La classification ci-dessus est simple et
basique mais convient tout à fait au travail avec les Faulkes Telescope.
Les galaxies elliptiques contiennent très peu de gaz et de poussières et leurs étoiles se
décrivent des orbites autour du centre. Les galaxies spirales, au contraire, contiennent une
grande quantité de poussière et de gaz, surtout celles qui sont au bout des branches du
diagramme Sc et SBc.
Au début, Hubble a organisé les différentes formes de galaxies en arborescence parce
qu’il avait noté une variation graduelle de l’apparence des galaxies qu’il observait. A une
certaine époque, on a pensé que l’arbre de Hubble montrait en fait, de droite à gauche,
l’évolution des galaxies au cours de leur vie. On sait depuis longtemps que cette idée est
fausse mais les termes « early type spiral » et « late type » sont toujours utilisés, ce qui peut
prêter à confusion. Ainsi les astronomes continuent à faire référence à Sa en tant que « early
type spiral » et à Sc en tant que « late type ».
Lorsqu’on se déplace de gauche à droite le long des branches, on peut observer :
1. l’accroissement de la proportion du disque par rapport au bulbe,
2. l’ouverture des bras spiraux ( l’ouverture de leur angle)
3. il est facile de distinguer les étoiles isolées et les émissions de gaz rose (régions HII) ainsi
que la couleur globale de la galaxie qui tend vers le bleu car les bras spiraux contiennent des
étoiles jeunes, lumineuses et bleues,
4. qu’il y a plus d’hydrogène dans le disque
(mais on ne peut le détecter avec les Faulkes Telescope).
4.10 feuille de calcul pour les profils de galaxies elliptiques
4.11 instructions pour la feuille de calcul ( elliptiques )
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.
Voir les images
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.
Commenter et classifier
9. Analyse des images
Examiner attentivement les images et estimer l’excentricité de l’ellipse définie par
b
e = 1−
a
où a est le demi grand axe et b le demi petit axe. e = 0 pour une galaxie qui semble circulaire et
0,6 pour une galaxie dont le grand axe est 0,4 fois le petit (ce qui correspond à la plus alongée
jamais trouvée)
Analyse
10. 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
11. 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)
12. 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.
4.12 feuille de calcul pour les profils de galaxies à disque avec bulbe
4.13 instructions pour la feuille de calcul (disque et bulbe)
voir paragraphe 4.02