OlivierG

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  1. Lionel, Qu'elle est le soft que tu as utilisé pour traiter ton spectre (juste par curiosité....) ?
  2. Bravo Lionel pour ce spectre. La signature spectrale d'une NP est bien présente, faudrait que tu dérougisses ton spectre car à vue de nez le rapport des 2 raies [OIII] n'est pas en rapport à ce que l'on est en mesure d'attendre d'une NP. N'oublie pas d'envoyer ton résultat à Pascal en remplissant la fiche d'observation.
  3. Bonjour à tous, Comme chaque année, les Rencontres Techniques de Valbonne organisées conjointement avec PSTJ et l’AFA, auront lieu au centre international Valbonne (à coté de NIce sur le site de Sophia Antipolis) du 15 au 17 mars 2019. Au programme, des conférences pro chaque jour à 18h et 5 ateliers au choix : - Perfectionnement instrumental 1er et 2ème étoile - Imagerie du ciel profond et lunaire - Initiation à la spectroscopie - Radioastronomie - Interférométrie Tout les détails sur : https://www.afastronomie.fr/rencontres-techniques-valbonne Les infos pratiques : https://www.afastronomie.fr/rtv-informations-pratiques Les Ateliers : https://www.afastronomie.fr/rtv-ateliers
  4. La question du débutant !

    Alain, Lucien a bien résumé le problème, il faut prendre au départ un spectre comme une image astro classique qui est à corriger d'un certain nombre de défauts par des offset dark et flat. Ensuite c'est à partir de cette image "classique" traitée/nettoyée que l'on va la calibrer pour avoir un spectre exploitable scientifiquement par : - Le calcul de la réponse instrumentale du système (CCD, optique, transparence du ciel) en prenant une étoile connue hors atmosphère terrestre ou calculée théoriquement. Il existe des bases de données avec des spectres de références que les pros utilisent également : Pickels, Miles, Etc... et que nous utilisons également en amateurs et qui sont intégrés dans les logiciels ISIS et Demetra par exemple. - La correction du spectre en fonction de la hauteur de la cible et donc de la masse d'air traversée - La calibration en longueur d'onde avec une lampe spectrale du genre Neon/Argon ou Thorium/Argon - La calibration en flux relatif ou absolu : le relatif est obtenu en prenant comme référence une zone du continuum de l'étoile (généralement proche de H Alpha) et en lui donnant une valeur de 1, le reste du continuum sera donc un multiple de cette référence. Et pour le flux absolue, on calibre le spectre avec la magnitude de la cible et l'on obtient ainsi un spectre calibré en flux absolu en erg/cm^2/s/A. - Et selon le type de mesure que l'on compte faire, corriger le spectre en longueur d'onde par la vitesse héliocentrique ou baricentrique (dans le cas par exemple de la mesure de vitesse radiale pour détecter des exoplanètes). - On peut également si l'on étudie l'évolution de la raie H Alpha supprimer les raies atmosphériques qui viennent polluer le spectre sur cette raie en particulier. Et selon l'étude que l'on compte mener sur tel ou tel cible, on peut être également amené à réaliser d'autres traitement (modélisation d'une gaussienne que l'on fit à la raie étudiée, puis divisée pour mettre par exemple en évidence des évolutions faibles dans cette raie). La plupart du temps dans un programme de collaboration pro/am, c'est les "pros" qui nous indique la méthodologie de traitement et de calibration des spectres qui est la plupart du temps, celle que je vient de décrire. La liste des traitement à réaliser peut sembler longue et difficile à réaliser, mais les logiciels dédiés permettent de faire le traitement rapidement et presque automatiquement. Un bon livre pour comprendre comment l'on traite les spectres : Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique chez edp Sciences https://www.shelyak.com/produit/dc0027-guide-pratique-spectroscopie/ Le fait d'utiliser une lampe flat comme celle que j'ai donné en lien permet d'avoir uniquement du flux à toute les longueurs d'onde (surtout dans le bleu ou notre lampe tungstène peine à donner des photons), ce qui permet de s'affranchir de faire un grand nombre de flat, par contre la température de couleur de la source n'est pas prise en compte, puisque l'on corrige à ce stade une image 2D classique, pas un spectre. Pour terminer je dirais que le problème n'est pas tant en provenance de la lampe Flat mais plutôt de l'atmosphère terrestre, de sa variation de densité et de transparence selon les nuits et la localisation de la cible. (et c'est le même problème chez les pros qui d'ailleurs pour s'en affranchir, envoient des télescopes dans l'espace).
  5. La question du débutant !

    Oui cette source de lumière est idéale (et c'est pourquoi sur les gros spectro pro elle est largement utilisée), mais vu le prix de cette source de lumière (plus de 10 K €) elle reste pas très accessible à des amateurs, sans compter que cette source de lumière est très dangereuse pour l'oeil. Donc on fait ce que l'on peut avec des sources que l'on peut trouver facilement et peut onéreuse. Après je le redit, ce qui compte avant tout c'est d'avoir suffisamment de flux dans le bleu du spectre afin que la division par le flat ne produise pas l'effet inverse désiré, hors si l'on a par exemple 40000 ADU vers 600nm avec une lampe Tungstène, on se retrouve à moins de 5000 ADU vers 400nm et c'est encore pire vers 380nm. En haute résolution, on ne prend qu'une faible partie de la plage totale du spectre (par exemple avec un LHIRES III à une résolution de 18000, la plage observée sur H Alpha n'est que de 10-15nm maxi et l'on peut considérer que sur cette faible plage en longueur d'onde la réponse de la lampe flat est plate.
  6. La question du débutant !

    Bonjour, Le flat en spectro à le même rôle qu'en imagerie, donc on ne tient pas compte de la température de la source ayant servis à réaliser le flat, par contre cela à une incidence dans le SNR du spectre car si l'on prend par exemple une lampe tungstène dont la température serait d'environ 2800K, on n'aura pas beaucoup de flux dans le bleu du spectre d'ou la nécessité en spectro de réaliser un très grand nombre de flat pour avoir un flux significatif dans le bleu. L'idéal serait de trouver une lampe de flat ayant une température de couleur de plus de 5000K (bien sur sans aucune raies), mais dans la pratique on ne trouve qu'au mieux des lampes halogène dites de "musée" pour l'éclairage d'objet dont la température est à 4700K. Le problème c'est que ce genre de lampes dégagent beaucoup de chaleur difficilement compatible dans une intégration dans un spectro. Le fait de réaliser une étoile de référence permet de corriger : - La réponse instrumentale du setup (entre les caractéristiques de transmission propre de l'optique du télescope, de l'éventuel réducteur de focale, du spectro en lui même et de la CCD qui a également une courbe de réponse propre dont il faut tenir compte) - La transmission atmosphérique selon la hauteur de la cible dans le ciel et de la transparence du ciel à un moment donné. Chez les pros, ils utilisent ce genre de source de plus de 10000K mais pas très abordable d'un point vue cout pour un amateur : https://www.energetiq.com/ldls-laser-driven-light-source-duv-broadband.php Après l'expérience montre que si l'on prend un spectre "Pro" et que l'on le superpose à un spectre amateur de la même cible, et bien les 2 spectres se superposent très bien dés lors que l'on applique bien le bon process avec des logiciel dédiés spectro comme ISIS ou Demetra par exemple.
  7. Etoile Be et vitesse de rotation

    Salut Lionel, En ce qui concerne l'étude des étoiles Be, ce que l'on recherche c'est : - Détecter les outbursts et voir leurs évolutions dans le temps voir leur période : https://www.shelyak.com/la-chasse-aux-outbursts-detoiles-be/ - Mesurer les variations des pics V et R et leur rapport V/R ce qui permet de mettre en évidence la matière en rotation autours de l'étoile comme ici sur une étude de Pi Aqr : https://arxiv.org/abs/1310.6499 La mesure des variations des largeurs de raies sont intéressantes sur certaines Be comme Phi And, Lam Cyg, Phi Per, V442 And, Pi Aqr, 28 Cyg, Del Sco, mais en haute résolution de façon à avoir une précision de mesure plus grande sur les variations qui restent très faible par rapport à ce qu'un Alpy peut apporter. Donc pour de genre de mesure un LHIRES III Avec une résolution >10000 reste nécessaire. Par contre avec un Alpy, il y a plein d'étoiles Be faibles qui n'ont pas encore de spectres dans la base Bess (magnitude > 8-9) et qui permet d'avoir l'état d'une Be à un instant T. A voir dans : http://basebe.obspm.fr/basebe/
  8. Lionel, Je ne comprend pas bien à quel endroit tu obtient un RMS de 6, dans les copies d'écrans que tu as réalisé, tu obtiens bien un RMS de 0,15 qui est conforme à ce que l'on est en droit d'attendre avec un ALPY, alors comment ce fait il que tu obtiennes un RMS de 6 sur la cible ? A moins que tu as relancé tout le process sur la cible et dans ce cas il ne peut trouver les raies de Balmer qui ne sont pas toute présentes sur une NP. Ta RI réalisée avec l'étoile de référence est bonne (peut être l'optimiser encore de façon à ce que la superposition des 2 courbes collent à 100% au niveau du continuum mais c'est déjà pas mal comme cela). Quelques pistes pour expliquer le RMS de 6 : - Flexions mécaniques sur ton set up qui fait que le spectro a bougé entre l'étoile de référence et la cible ? - As tu fait un lampe de calibration pour l"étoile de référence et une autre pour la cible ? - As tu fait la lampe de calibration juste avant ou après avoir fait les spectres de la cibles et de l'étoile de référence ? - Est ce que tu as bien fait l'étoile de référence et la cible à la même position dans la fente du spectro ? - Lors du process avec ISIS, comme il semble que pour l'étoile de référence tout est OK, il faut juste changer l'étoile de référence par la cible avec son Neon associé et c'est tout, tu relances ensuite le calcul sur ta cible en appuyant sur GO Après il est difficile de voir se qui ne va pas à distance sans avoir les spectres sous la main..... Est ce que tu va venir aux RCE ? On pourrait regarder cela à ce moment ?
  9. Croissant et P-Cygni

    Il y a aussi un livre en Français qui résume très bien la pratique de la spectro amateur : http://www.amazon.fr/Guide-pratique-débuter-spectroscopie-astronomique-ebook/dp/B01HOJ546O/ref=sr_1_fkmr0_1?ie=UTF8&qid=1540409367&sr=8-1-fkmr0&keywords=guide+pratique+pour+débuter+en+spectro
  10. Croissant et P-Cygni

    @Marian : bravo pour tes premiers spectres !!!! Tu vas pouvoir te lancer sur des cibles plus faibles et contribuer à des campagnes de mesures dans Bess, ARAS ou la confirmation de NP. @ Lucien : sur un spectre on peut mesurer 2 types de vitesses : • une vitesse radiale dans la ligne de visée de l'objet ou l'on voit que des raies ne sont pas à leurs positions "au repos" et donc traduit un éloignement ou rapprochement de la cible par rapport à nous. • Une vitesse de rotation qui se mesure avec la largeur d'une ou plusieurs raies (FWHM de la raie). Sur une galaxie à noyau actif on peut mesurer ces 2 valeurs sur un même spectre comme ici : http://o.garde.free.fr/astro/spectro/CalculVgalaxie.pdf
  11. La résolution d'un spectro peut se mesurer en prenant la FWHM d'une raie de calibration d'une lampe Neon par exemple. Cette valeur de largeur convertis en longueur d'onde donnera la largeur en longueur d'onde de cette raie de calibration. Le pouvoir résolvant d'une spectrographe peut alors être calculé selon la relation R=Lambda/DeltaLamba ou R= le pouvoir résolvant du spectro Lambda = la valeur de la longueur d'onde ou l'on a calculé le Delta Lambda Delta Lambda : la FWHM de cette raie de calibration. Le logiciel ISIS indique cette valeur lors du traitement des spectres. Après cette résolution peut changer si : - La focalisation de la cible sur la fente du spectro n'est pas bonne - Le changement de la largeur de la fente du spectrographe ou du diamètre de la fibre optique - Les variations de températures dans le cas de spectres haute résolution durant les poses successives. - Les flexions mécaniques du spectrographes De toute manière si l'on superpose un spectre disons à R=10000 avec un spectre à R=600 on vera très facilement la différence (dans la hauteur des raies et les détails à l'intérieur d'une raie particulière)
  12. Spectres d'objets très faibles

    C'est une ATIK 414 Ex sur un spectro LISA, mais le même type de manip peut être réalisé avec un ALPY. A voir le post également sur le forum spectro ou Christian Buil a fait la même manip au même moment sur le même site, mais avec un télescope plus petit en diamètre :: http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=6&t=2143
  13. Spectres d'objets très faibles

    Merci astrild pour tes précisions pertinentes, j'ai corrigé l'unité de la constante de Hubble.... Après le but de l'article est de faire voir qu'il est possible de faire des spectres d'objets très faible voir de réaliser des mesures et pas trop de rentrer dans les détails concernant les équations qui peuvent être trouvé facilement sur le net si besoin.
  14. Spectres d'objets très faibles

    Bonjour Astrild, Oui, j'aurais du préciser cela mais comme tu l'indiques cela se déduit facilement : - Lambda 0 = valeur de la raie "au repos" Lambda 1 ou Lambda obs = valeur de la raie observée - Pour l'unité de Vr celle ci est dépendante de la manière dont on exprime c la vitesse de la lumière, si celle si est en km/s, alors Vr le sera également Mais je vais corriger cela de suite....
  15. Voici un petit article qui montre qu'il est possible de réaliser avec des moyens amateurs des spectres d'objets très faibles comme ici le spectre d'un quasar à 12 milliards d'années lumière que nous avons réalisé lors de la dernière spectro party à l'OHP cet été : https://www.shelyak.com/spectre-dun-quasar-avec-un-lisa-ou-un-alpy/