OlivierG

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  1. Sur ce même sujet, à voir les derniers spectres obtenus par Christian avec l'UVEC III ou il monte à 1µm : http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=6&t=2212
  2. température de couleur d'une lampe

    Je pense que le spectro Sekonic calcul pour chaque longueur d'onde, le flux de lumière et recréer ensuite une pseudo courbe de Planck pour laquelle il peut ensuite calculer la température. C'est sur que si au départ on a pas le profil spectral d'un corp noir, cela complique la tâche....
  3. UVEX3 dans l'IR proche quelques spectres

    Christophe,, Je pense qu'il est possible avec l'UVEX d'aller vers 1µm, il me semble avoir vu passer sur le forum ARAS un spectre du Soleil que Christian a fait avec une ASI 1600 de mémoire.... Après il y a peut être des précautions à prendre au niveau du recouvrement d'ordre ?
  4. température de couleur d'une lampe

    Bonjour Jean-Luc On peut obtenir la température en regardant le profil de Planck et appliquer la loi de Wien : http://www.ac-nice.fr/clea/lunap/html/CorpsNoir/CNApprof.html#Wien Donc avec un spectro, faut prendre le spectre de la source dont tu souhaites connaitre la température, corriger ce même spectre de la réponse instrumental et calculer la température d'après la loi de Wien ou encore prendre par exemple le logiciel Vspec qui a une fonction pour calculer la température d’un objet, que ce soit une lampe ou une étoile d'après son profil spectral. On peut le faire avec le banc test que j’ai réalisé par exemple avec un ALPY 600 : http://www.astrosurf.com/topic/123738-un-banc-test-de-filtres-astrophoto-avec-un-spectro-alpy/ Vspec est dispo ici : http://astrosurf.com/vdesnoux/
  5. Christian, C'est le LISA qui est proposé avec une version proche IR, après avec l'ALPY c'est peut être possible, mais il faut faire attention à ne pas avoir l'ordre 2 du spectre qui risque de se superposer à l'ordre 1 dans cette région spectrale.
  6. Christian, Oui tu as raison, la source de lumière incidente n'est pas colimaté et cela peut fausser un peut les valeurs obtenus, en toute rigueur faudrait le faire avec un télescope sur le ciel, sur une étoile très chaude de type O ou B qui a peu de raies et dont la courbe de Planck est plus centré vers le bleu ce qui aide à avoir un bon SNR. Après un autre facteur limitant c'est la caméra et son rendement quantiques dans l'extrême bleu et l'extrême rouge. (faudrait également que je calibre le flux en ordonnée en % du maxi et non pas en flux relatif par rapport au continuum). En tout cas la courbe que tu montres est assez proche de la mienne, on voit bien également la remonté de la transmission vers 350nm ainsi que la pente remontant vers le rouge. Avec un Alpy on peut couvrir de 350nm à 800nm environ, on pourrait aller un peu plus loin avec un LISA dont il existe 2 versions (un pour le visible l'autre pour le proche IR) et en 2 passes on pourrait couvrir 350nm à 1000nm. Après, avec le nouveau spectro en cours de développement par Christian Buil (l'UVEX III) on pourra descendre beaucoup plus loin dans le bleu et aller également plus loin dans le rouge. Voir les résultats sur : http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=8&t=2193 Un autre paramètre à prendre en compte c'est la transmission du hublot de la caméra qui pour les ASI et ATIK coupe franchement le flux en dessous de 400nm (voir la courbe obtenue par Christian sur le lien précédent). Il faudrait donc également changer les hublots des caméras par un verre transmettant plus le signal dans le proche UV.
  7. Voici quelques courbes de réponses de filtres. Tout d'abord, celui des filtres Astronomik dont j'avais oublié la RI sur le filtre bleu : Ensuite, la courbe de filtres à bandes étroites Baader : H Alpha, SII et OIII : Et en faisant une mesure plus précise de la longueur d'onde centrale de certains filtres et de la largeur (FWHM du filtre) avec Vspec, on s'aperçoit qu'il y a quelques disparités selon les constructeurs. Voici un filtre H Alpha Astronomik donné pour 12nm de bande passante : La longueur d'onde du centre de la raie n'est pas à 6562,8 Å (longueur d'onde de H Alpha) mais décalé de 22,76 Å, de plus la largeur du filtre est de 19,18 nm (au lieu des 12nm théoriques). Le trait rouge vertical montre la position de la raie H Alpha. Après, vu la bande passante large de ce filtre on capte tout de même bien H Alpha. Un autre filtre H Alpha de marque Baader donné à 7nm de bande passante : Là le filtre est bien centré sur H Alpha et la bande passante est légèrement supérieur à ce qui est annoncé (7,58 nm au lieu de 7nm)
  8. Christian et Christophe, Oui, vous avez raison sur la courbe bleue large bande du filtre Astronomik, j'ai oublié pour cette courbe en particulier de diviser mon spectre par la RI à travers la lampe halogène seule (afin d'avoir uniquement la réponse du filtre et non pas la réponse du filtre plus le profil de Plank de la lampe). Je corrige le graphe dés que possible... Après j'ai constaté que très souvent entre la courbe publiée par certain constructeur et la courbe réalisée sur un filtre en particulier, il y avait quelques différences notamment sur les filtres à bande étroite (centrage de la raie du filtre et la largeur du filtre)
  9. Discrimination des raies

    Bonjour, Pour le décalage Dopller, on ne regarde pas qu'une seule raies, mais plusieurs ou plusieurs séries de raies comme par exemple la série de Balmer de l'Hydrogène ou encore les raies présentes dans les galaxies à noyau actif. Si l'on constate par exemple qu'il y a un décalage sur H Alpha, alors ce décalage doit également être visible sur H Beta, H Gamma, etc.. Après avec l'habitude, il est très facile de de repérer si une raie est décalé ou pas.
  10. Voici un petit banc test de bande passante de filtre réalisé avec un ALPY 600 Ce montage permet de mesurer la bande passante de divers filtres astro/photo. Ici l'ALPY a été modifié avec une fente de 10 µm afin d'accroitre la résolution du spectrographe. Avec cette fente la résolution de l'ALPY se situe vers R=1400 (il faut également une caméra avec de petit pixels comme ici l'avec l'ASI 183MM : pixels de 2,4µm) Il y a pas mal d'inconvénients à utiliser une fente aussi petite : Il faut beaucoup de flux pour obtenir un bon SNR et de plus on constate un phénomène de franges dû essentiellement à la faible largeur de la fente, ce qui permet difficilement de faire des spectres d'étoiles avec ce type de fente. Mais ici le flux ne manque pas car la source de lumière est une lampe halogène de 15W alimentée en 12V. Le porte filtre est à tiroir et permet de tester des filtres de 1,25' à 2 pouces Quelques résultats avec divers filtres que j'avais sous la main 1) un set de 3 filtres RVB large bande 2) Comparaison de 2 filtres H Alpha de marques différentes et de largeur différentes 3) Un pointeur laser vert 4) Un vieux filtre Lumicon IHC (1998)
  11. CALCUL DECALAGE RAIES

    Oui Lionel à raison, il s'agit de la grandeur 1+z sinon l'objet se situerai bien loin et en dehors de notre galaxie. Il faut donc bien additionner les 2 valeurs de z et donc on obtient bien (1+z) = 1,00032.
  12. Oui la tolérance d'utilisation d'un spectro et de l'ALPY 600 en particulier est grande mais tout dépend de la magnitude de l'objet. Autant la tolérance sur le F/d est négligeable si l'on fait des cibles brillantes, autant cela à une grande importance de respecter le F/D 5 nominal sur des cibles très faibles comme les Nova, Sn et confirmation de NP ou la moindre perte de rendement du spectro se fait sentir sur le SNR du spectre. a F/D 3.5 on commence à vigneter le flux et même si cela n'engendre que quelques pourcent de perte, c'est suffisant pour dégrader le SNR d'un spectre d'un objet très faible. Et comme l'usage d'un ALPY est plutôt orienté vers des objets faibles, autant rester proche de f/d5. (les objets plus brillants étant très largement couvert par des spectros hautes résolutions comme l'eShel et le LHIRES III).
  13. Lucien, Là je peut répondre à ta question concernant le correcteur de champ, non il n'est pas nécessaire d'en utiliser un car en spectro on ne prend que le centre du champ et donc il ne sert à rien de vouloir le corriger. De plus moins il y a de "verre" dans le setup, moins il y a d'abérations chromatiques et donc au final un spectre bien meilleur dans le bleu, d'ou l'intérêt d'utiliser un Newton ou un RC pour la spectro car ne comprend que des miroirs.
  14. Lionel, Perso, je me suis développé des fonctions sous Matlab pour tracer les spectres, fitter des Gaussiennes, recherche de périodes, mesure des largeur à mi-hauteur, etc... Mais j'utilise également Vspec pour certains calculs.... Et puis également la fonction CCF d'ISIS.
  15. Lionel, Qu'elle est le soft que tu as utilisé pour traiter ton spectre (juste par curiosité....) ?