OlivierG

Jean-Luc, Quelque soit le soft, il faut toujours au départ bien paramètrer le logiciel, après si le spectro ne change pas ainsi que la méthode d'acquisition, il n'y a rien à faire de plus. Je peut ainsi traiter un spectre en 5 minutes. Dans ISIS, j'ai figé tout mes paramètres et il me suffit d'entrer le nom source de ma cible et je clic sur go. Cela nécessite que mon spectre est toujours situé sur les mêmes coordonnées Y de l'image ainsi que l'étoile de référence et que la dénomination des fichiers répondent à la logique "ISIS". Et c'est encore plus simple avec un spectre eshel ou tout le process est automatisé (mais au départ il a fallu trouver les bons paramètres, renseigner par exemple une longueur d'onde de la lampe de calibration) : on rentre le nom de la cible et l'on clic sur GO, on a ainsi un spectre calibré qui peut être directement soumis à des bases spectrales. A noter que le logiciel Demetra fait cela presque tout automatiquement (avec les spectres Alpy pour l'instant, mais les possibilités avec d'autres spectro seront sans doute dispo dans le futur). L'intérêt également de ce logiciel c'est qu'il fait les acquisitions et indique en rouge les éléments manquant pour que le logiciel puisse effectuer le process de calibration, par exemple s'il manque un Dark ou un flat. On peut ainsi faire led traitement dans la foulé des acquisitions. Le fait que le soft gère également les acquisition fait que l'on a pas à ce soucier si le soft accepte ou pas la syntaxe propre à chaque soft de traitement du style faut il nommer son fichier altair-1.fit ou altair001.fits. Quel est le soft dont tu fait allusion et qui fait tout tout seuls ? Les pros selon leur spectres, ont leurs propres routines dédiées à leur spectro écrites en Python voir des softs écrits tout spécialement pour un spectrographe comme sur le spectro NARVAL du pic du Midi ou encore SOPHIE à l'OHP. Dans le cas de Azederach, il semble que le problème soit lié à un mauvais paramètrage de la page configuration du style fichiers en .fit ou .fits. ISIS est également très sensible aux espaces ou l'utilisations de certains signes dans le nom du fichier mais une fois que l'on a admis qu'il faut nommer les fichiers d'une certaine manière, cela fonctionne très bien. Par exemple je nomme mes fichiers cibles : Altair-1.fit, Altair-2.fit, la lampe de calibration Altair_Neon-1.fit, le flat Altair_Tung-1.fit, etc...

Christophe, Si tu connais la magnitude exacte d'Uranus au moment ou tu as réalisé ton spectre, oui tu peut calibrer ton spectre en flux absolue. (à la condition également que ton spectre soit bien corrigé de la réponse instrumentale et que le fond de ciel soit bien soustrait à ton spectre). La seule question que je me pose c'est que compte tenu que ce n'est pas une cible ponctuelle, est ce que le résultat aura un sens ? Au moment du traitement, as tu bien pris en hauteur tout le spectre d'Uranus et non pas une partie ?

If you have questions about ISIS, the best place to put your question is the ARAS Forum : http://www.spectro-aras.com/forum/index.php

C'est un spectro sans fente qui ne peut s'utiliser convenablement que sur des cibles ponctuelles et en visuel (difficile d'y adapter une CCD). La notice de ce spectro n'indique pas grand chose, faut faire des essais sur des étoiles brillantes et voir ce que l'on obtient. Vu l'utilisation de prismes au lieu d'un réseau, la dispersion ne sera pas linéaire. Il semblerait également au vu de la notice que la plage en longueur d'onde va de 430nm à tout juste H alpha. Dans le même genre mais avec une fente il y a celui ci : https://www.shelyak.com/produit/spectroscope-de-poche/

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

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....

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 ?

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)

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/

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.

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.

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)

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)

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.

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.

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).

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.

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.

Lionel, Qu'elle est le soft que tu as utilisé pour traiter ton spectre (juste par curiosité....) ?

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.

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

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).

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.

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.

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/