OlivierG

En fait faut faire une lampe de calibration juste après la dernière pose sur chaque cible, sans bouger le télescope et pas juste en fin de nuit. Pour les flat, là on peut les faire qu'une seule fois en fin de nuit et en grand nombre (dans les 30 à 40) avec un niveau en ADU de l'ordre de 50.000. Et bien sur il faut vérifier que rien ne sature sinon, le process ne sera pas bon non plus....

Plusiers causes possibles… déjà quel spectro ? quel lampe de calibration ? de quel manieres ont été faits les spectres et lampe de calibration ?

Grâce à la dernière version du logiciel Visual Spec écrit par Valérie Desnoux : http://www.astrosurf.com/vdesnoux/ que je remercie au passage pour la nouvelle fonction de traitement en mode batch trés efficace et trés puissante !! Il a été trés facile de réaliser une vue 3D de l’évolution de la raie H Alpha au cours du temps et donc de visualiser ainsi la pèriode de l’étoile alf Dra objet de la campagne Staros. J’ai donc extrait de la database Staros tout les spectres validés depuis le 1er janvier 2023, soit dans les 135 spectres : https://alphadra.staros-projects.org/database/ Puis en passant ces spectres dans Vspec, celui ci a généré un fichier surface.dat qui est ensuite utilisé dans le logiciel Openscad pour créer la vue 3D et le fichier .stl associé. J’ai ensuite rajouté la légende du graphe 3D puis indiqué au slicer de mon imprimante 3D des changements de couleurs en fonction de la hauteur du graphe. Voici de que celà donne au final, avec tout de même 15h d’impression….

Oui il est automatique. Bizarre c'est la première fois que l'on nous fait cette remarque. Simon, j'ai bien vu passer ton message à l'équipe Staros, on va voir ce que ne passe pas avec ton adresse mail. (enfin c'est surtout Matthieu qui va regarder cela...)

Moi aussi je ne suis pas convaincu par le CMOS sur des cibles très faibles. j’ai fait plusieurs essai de caméras sur un Alpy et Lisa et je suis resté sur l’Atik 414ex. c’est la camera que l’on utilise au Chili sur notre setup 2SPOT et un Alpy. C’est sur que dans un futur sans doute proche, il n’y aura plus de CCD et donc faudra bien utiliser du CmOS qui a certe des avantages ( faible bruit de lecture et rendement suantique plus important) mais aussi des inconvéniants (petits pixels, bruit telegraphique) Aprés sur des cibles faibles il faut ajuster au mieux plusieurs paramètres qui ont tous leur importance comme : - la précision de l’autoguidage ou il faut guider sur une étoile lumineuse proche de la cible tout en maintenant avec prècision la cible dans la fente du spectro - adapter la largeur de la fente selon la focale du télescope. - lors du process bien définir avec précision la zone de binning du spectre et les zones de soustraction du fond de ciel - poser longtemps. Sur un quasar de mag 15 je poses 3h (9 poses de 1200s)

Bravo Jean-Philippe !!! C'est ce genre de manip de spectro sur des galaxies que j'adore faire.

Oui les données sont juste traitées "normalement" avec une RI, une calibration en longueur d'onde et une normalisation à 1 sur le continuum proche de H alpha. Ca c'est ce que l'on peut télécharger, par contre la période générée sur le site de la database tient compte bien sur de la vitesse barycentrique, le calcul est fait en récupérant dans le header fit : - La date et heure d'observation - Les coordonnées géographiques du site d'observation.

Alors la j'ai pas de réponses à cette question fort pertinente !!! J'ai quelques hypothèses mais qui mériterait d'être vérifiées : - La raie H alpha demande moins d'énergie que H Beta et donc elle ne de forme sans doute pas à l'intérieur de l'étoile mais plutôt à la périphérie, moins dense donc moins d'intérecation atomique donc une raie moins large. - La température peut aussi avoir une influence selon l'endroit ou sont produits les raies de Balmer. - la couche externe moins dense tourne peut être moins vite qu'une couche interne plus dense. Donc la largeur des raies est différente. Ce ne sont que des hypothèses, je n'ai pas de certitudes sur mes réponses....

J'ai pu observer Alf Dra la nuit dernière mais cela ne sera plus le cas pour ce soir et les prochains jours (les nuages sont revenus). Voici les 4 premières raies de l'hydrogène d'Alf Dra réalisé avec un spectrographe Echelle 6x1200s de pose avec des conditions de vent assez problématique pour maintenir la cible sur le troue de la fibre optique....

@Alef 10 poses de 600s et une simple calibration sur les raies d'une lampe au Thorium.

J'aurais bien tenté depuis le chili mais pas visible de la bas

Oui, j'ai pu enfin faire mon 1er spectre d'Alf Dra après plus de 2 mois de mauvaise météo.... spectre déposé dans la database STAROS

Le spectre en basse résolution ne va guère évoluer sur ce type d'objet sauf sur du long terme et donc que la magnitude va considérablement baisser avant de rentrer à nouveau dans sa phase nébulaire. C'est bien une Nova Naine, je viens de lire pas mal de publications sur ce sujet comme celle ci : https://academic.oup.com/mnras/article/332/4/814/1079544 et dans ton cas elle est en outburst photométrique (ce qui explique sa luminosité actuelle) et donc montre un profil de raies plutôt en absorption avec une légère émission au centre des raies de Balmer comme l'indique cette publication : https://academic.oup.com/pasj/article/72/5/76/5870864 Et plus particulièrement la figure 1 du pdf qui montre clairement un profil similaire au tient. A noter que l'AAVSO lance une campagne de mesure (photométrie et spectro) sur 12 novae naines en support des observations du HST : https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-796

Emmanuel, Pour essayer de répondre à tes dernières interrogations. 1) En supposant que ce soit une galaxie du groupe local ce qui pourrait expliquer le blue shift que tu constates sur ton spectre. La c'est la magnitude de l'objet qui ne colle pas. Une supernovae aussi proche aurait dû être bien plus lumineuse voir visible à l'oeil nu comme cela a été le cas en 1985 avec la Sn dans M31 qui était vers mag. V=5,8 ou encore la Sn dans le Grand Nuage de Magellan en 1987 qui était à mag. V=4,5. De plus une galaxie locale, celà se voit et pas à mag. 21.... 2) Concernant une Novae, c'est certain que c'est pas une nova classique mais plutôt une novae naine comme ce que l'on a découvert en 2017 à Calern et qui a été validé par le Pr Steve Shore, spécialiste des novae en général. La ton spectre est très similaire à ce que l'on a obtenu en 2017. faut pas s'attendre à voir des grandes emissions sur les raies de Balmer car le phénomène est très faible. 3) Un problème de calibration, oui celà peut arriver, par contre je ne pense pas du tout à une dérive de l'alpy, on l'utilise presque quotidiennement depuis plus de 10 ans et je n'ai jamais vu de dérives significatives dés lors que la température durant les observations ne varie pas de plusieurs dizaines de degrés. Par contre comme tout spectro, il faut prendre quelques précautions pour que le spectre soit bien calibré sans dérive : - Prendre une lampe de calibration juste après la dernière pose sur la cible sans bouger le télescope. - Bien fixer la caméra spectrale sur l'ALPY sans possibilité de jeu ou dévissage de la caméra. - si la cible a été faite en tout début de nuit, le matériel peut subir des variations de températures importantes et donc un shift sur les spectres. Mais pour que celà soit significatif, faut à minima disons dans les 7-8 degrés de différences entre la première pose et la dernière. De plus celà se voit car dégrade fortement la résolution finale du spectre et dans ce cas on est loin d'avoir R=600.

Comme indiqué sur le forum ARAS, je ne pense pas que ce soit une Sn car il n'y a aucun redshift des raies de Balmer et si la galaxie hote est à mag. 21 cela veut dire qu'elle est située très loin donc avec un grand rdshift qui devrait ce voir sur le spectre, ce qui n'est pas le cas. L'objet est à coup sur dans notre galaxie. Je pencherais plutôt pour une nova naine située bien sur dans notre galaxie comme ce que l'on avait découvert lors d'une mission spectro à Calern en 2017 (voir page 29 et 30) Mais @Alef à raison, il faut déposer ton spectre sur le site TNS quelque soit sa nature.

Malgré la pleine lune actuelle, on observe depuis le Chili, ce qui ne gène pas trop pour faire des spectres haute résolution avec le spectrographe eShel. Voici une image durant la nuit du setup en cours d’acquisition que l’on voit bien à cause de la lumière de la pleine lune Voici un spectre haute résolution d’une étoile de type Be n’ayant pas encore de spectre dans la database BESS : HD 69404 de magnitude V=6,48 et qui n’est visible que depuis l’hémisphère sud. et le détail sur la raie H Alpha de cette même étoile Puis pour montrer la précision de la calibration spectrale quelque soit la longueur d’onde, voici un graphe regroupant les raies de l’Hydrogène calibré en vitesse pour montrer sur un même graphe, l’ensemble des raies de l’hydrogène que le spectrographe eShel est capable de voir jusque dans le proche UV.

En fait tout dépend de la valeur du RMS de calibration en le comparant avec la position des raies atmosphériques. Car si par exemple on a un décalage de 0,1 Å sur une des raies telluriques alors cela engendre sur H Alpha, une erreur de vitesse de 4,57 km/s

Bonjour à tous, Pour information, il n’y a plus de place pour le stage spectro 2023, c’est complet, donc plus d’inscription possible à ce jour sauf désistement d’un des participants. Olivier

La place en chambre simple a été prise, donc plus de places en logement sur site à l'OHP, par contre il reste 6 places en logement extérieur à l'OHP ( (à charge au participant de trouver son propre hébergement à St Michel l’Observatoire ou autre village à proximité de l’OHP)

Bonjour à tous, Suite à un désistement de l’un des participants, il reste donc une place en chambre simple. Comme celle ci risque d’être prise rapidement, merci de suivre impérativement la procédure suivante : - Envoyer un message sur l’email : contact@shelyak.com - Le premier qui répond sera contacté par mail privé et pourra remplir le bulletin d’inscription et procéder au virement du cout du stage.

Je ne dirais pas cela, faire de la spectroscopie avec le matériel dont tu disposes fonctionnera mais sera pas optimum. Bon nombre d'amateurs font de la spectro avec une lunette avec succès. Pour ce faire la main, c'est tout à fait possible et permet de voir dans la pratique ce qui sera à améliorer plus tard.

Quelque soit la lunette, il y aura de l'aberration chromatique visible dans le proche UV d'un spectre (comme tout système à miroir). Ce qui donne les meilleurs résultats en spectro ce sont les télescopes de type Newton ou Ritchey Chrétien qui ne contiennent que des miroirs. Ce la se traduit sur un spectro par un phénomène que l'on appel "queue de poisson" comme sur l''exemple ci dessous Après on fait de très bons spectres avec une lunette mais il faut être conscient de cela si l'on veut exploiter la partie du spectre <400nm. et de toute manière, il faut limiter au maximum tout élément optique supplémentaire dans une chaine optique pour de la spectroscopie et donc de couche de verres supplémentaires. Un autre exemple cette fois avec un UVEX et un RC12

Après oui je pense que ce serait une bonne chose que de proposer uniquement la partie optique pour passer d'un 600 tr/mm à un 300 tr/mm par exemple (comme cela on économise la partie mécanique du reste de l'Alpy). Donc le cout sera sans doute bien inférieur au cout d'un ALPY seul. Le reste des modules étant bien sur identique. Le spectro universel n'existe malheureusement pas et il faut donc adapter le spectro en fonction de ce que l'on souhaite faire. Un LISA permet d'aller assez loin en magnitude (voir les travaux que l'on a fait dans la confirmation de NP en spectro), l'UVEX permet également de faire pas mal de chose dans d'autres domaines en longueur d'onde mais est tout de même limité par les performances des caméras CMOS/CCD actuelle ou le rendement quantique dans le proche IR ou proche UV reste faible sauf à investir dans des caméras plus couteuses et donc pas très approprié pour les cibles très faibles, tout au moins dans ces plages de longueurs d'ondes. l'ALPY 200/300 tout en restant dans le domaine du visible (car avec un Alpy on ne peut guère aller plus loin dans le proche IR et jusqu'à disons 3800 dans le proche UV), cela permet néanmoins de sauter une barrière en terme de magnitude limite (certe dépendante comme le dit Christian du site et de la solution lumineuse) car on va ici utiliser un grism moins dispersant que celui d'origine de l'ALPY 600.

Bonjour à tous, Avec Shelyak, on se pose la question de savoir s'il serait intéressant (ou pas) d'envisager la production d'une série d'ALPY 200 ou d'ALPY 300, donc moins résolvant que le classique ALPY 600 et qui permettait de réaliser des cibles plus faibles en magnitude. Extérieurement le boitier sera le même, c'est juste le grism qui sera différent. L'intérêt majeur d'un ALPY 600 c'est sa stabilité (peut sensible aux contraintes mécaniques ou aux variations de température du fait de son faible poids et faible dimension) et donc de conserver le même design mécanique mais avec un réseau moins résolvant. Est ce que ce type de spectrographe pourrait avoir un intérêt chez les amateurs pour par exemple faire des spectres de cibles très faibles comme des confirmations de NP probables, des Supernovae ou autres cibles très faibles ? Merci d'avance sur votre point de vue sur cette question.

C'est plus du fait que SOPHIE a une résolution de R=39000 en mode "haute efficacité" ou R=75000 en mode "Haute résolution" qu'il n'y a pas beaucoup de flux même avec un 2m et une magnitude de 14.