OlivierG

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Everything posted by OlivierG

  1. Ok, donc pour la RI cela fonctionne mais attention, pour avoir une vraie mesure il ne faut pas corréler la cible avec la RI. La RI se calcul avec une étoile de référence stable proche de la cible et à la même hauteur, puis on applique la RI sur la cible, mais on ne corrèle jamais la cible avec sa propre classe spectrale, sinon, on ne mesure rien. Au niveau de la profondeur des raies c'est normal est du à la faible résolution du SA 100 par rapport au spectre de la database Vspec ou ISIS : plus la résolution est importante, plus raies sont profondes. Par contre la calibration au niveau de H Alpha n'est pas bonne, les 2 raies ne se superposent pas. De quel manière as tu fait la callibration en longueur d'onde ? On ne voit pas également les raies de Balmer en dessous de 400nm, là c'est sans doute normal du fait que l'APN est aveugle à ces longueurs d'onde du proche UV.
  2. Le spectre à l'air bien calibré en longueur d'onde, reste à faire la RI. D'une manière général, il est souhaitable de tout faire avec le même soft et comme l'indique Alain, pour le SA, ISIS fait le traitement et il y a un tuto pour expliquer les différentes phases du traitement : http://www.astrosurf.com/buil/isis/guide_sa/tuto.htm
  3. Spectre de Betelgeuse

    Non, V ne veut pas dire "variable", c'est un chiffre romain avant de I à V décrivant la largeur des raies dans un spectre. Une étoile de type A2V aura des raies plus large qu'une étoile de type A2II par exemple.
  4. La RI ce fait toujours sur une étoile de type A ou B. Pourquoi ? parce que ce type d'étoile a un beau continuum avec seulement les raies de l'hydrogène. Donc on arrive ainsi à obtenir une réponse instrumentale la plus fidèle possible. Ce qui n'est pas le cas avec des étoiles plus froide ou il y a beaucoup plus de raies présentes. Cette RI peut alors être appliqué à toute cible, quelque soit sa classe spectrale à condition que la cible soit à la même hauteur que l'étoile de référence ayant servis à calculer la RI (à cause de la masse d'air qui n'est pas la même si l'on pointe au zénith : masse d'air de 1 par définition ou si l'on pointe par exemple une cible à 30 degrés de hauteur : masse d'air de 2. Le but de la RI est donc double : - Corriger le spectre obtenu par les défauts de réponse en longueur d'onde du matériel d'observation (pas que la caméra) - Corriger l'absorption atmosphérique dépendant de la masse d'air à traverser selon la hauteur de la cible. On peut vérifier la qualité de la RI en superposant le spectre de l'étoile de référence que l'on a réalisé avec le spectre de la base spectrale pickles ou Miles ayant servis à calculer la RI comme sur l'exemple ci-dessous : Les 2 spectres doivent se superposer. La dispersion n'est pas critique et dépend bien sur de la taille du pixel de la matrice de la caméra et de toute manière il vaut toujours mieux sur-échantillonner que le contraire. La résolution spectrale est imposée par le SA 100, donc R=100 (on peut voir des détails de 1/100ème de la longueur d'onde mesurée, par exemple sur H Alpha : 6562,8 Å, on pourra voir des détails de 65 Å)
  5. Il faut retirer le fond de ciel du spectre. Cela se fait en sélectionnant une zone de l'image au dessus et en dessous du spectre mais c'est assez délicat à faire avec un star analyser du fait qu'il n'y a pas de fente sur ce spectro. Pour la RI, il faut la faire non pas sur la cible en elle même mais sur une étoile de référence "stable" à proximité de la cible et à la même hauteur dans le ciel que la cible pour tenir compte de la masse d'air. Le fait de corréler la cible avec un spectre d'une base spectrale ayant la même classe spectrale n'apporte pas d'info sur le continuum de l'étoile en elle même et donc dans ton cas tu as mesuré la température d'une étoile de type A0V. Le mieux serait d'utiliser ISIS de A à Z pour le traitement des spectres, il y a un auto très complet sur le site d'ISIS.
  6. Bonjour Dominique, Plusieurs remarques sur ton spectre : - Les oscillations sur le continuum ne sont pas normal avec des zones très bruitées ou l'on distingue tout juste la raie H alpha. - Avec quel étoile de références as tu calibré la RI ? A titre de comparaison, voici un spectre de cette même étoile parfaitement calibré en longueur d'onde et corrigé de la réponse isntrumentale qui a été réalisé par John Coffin avec le même APN que toi.
  7. les soldes à Colmar de janvier 2020

    Aux US, les prix sont indiqués hors taxes.
  8. Inscription réalisée à l'instant. Merci pour l'info...
  9. Des comparaisons de spectres basse résolution ont aussi été réalisé sur le forum ARAS : http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=38&t=2433&start=10
  10. Spectre de Betelgeuse

    Je suppose que la question est de savoir qu'elle est la vitesse radiale propre de Betelgeuse ? On peut très bien la calculer en prenant par exemple la raie H Alpha. Il faut au préalable corriger le spectre de la vitesse héliocentrique dû au mouvement de la terre autour du Soleil que l'on peut calculer dans ISIS via une fonction du soft (en fonction du site d'observation, des coordonnées de la cible et de l'heure et la date d'observation. Dans mon cas, la correction de la vitesse héliocentrique est de -4,838 km/s (à ce moment de l'observation, la terre s'éloignait de Betelgeuse à cette vitesse). Puis on peut tracer le graphe du spectre non pas en longueur d'onde, mais en vitesse en appliquant l'équation Doppler : (Lambda mesurée - Lambda au repos)/Lambda au repos * vitesse de la lumière. Toujours avec ISIS, on mesure alors le centroïde de la raie H Alpha qui dans mon cas est de 6563,28 Å On obtient une vitesse radiale de 21,926 km/s (+/- 2 km/s). Simbad indique pour Betelgeuse la vitesse de 21,91 km/s (+/- 0,51)
  11. Spectre de Betelgeuse

    Pour le coup, c'est en fait "normal" car il faut faire des dark de la durée la plus longue (donc dans ton cas 45s) et Demetra interpole après la durée du dark en fonction des divers autres temps de pose (mais il ne fait pas d'extrapolation qui est plus hasardeuse).
  12. Spectre de Betelgeuse

    Oui, n'hésites pas à faire remonter l'info sur le forum ARAS et dans la rubrique "Demetra Software" Pour la variation du continuum, il se peut que cela soit réel ? Dans tout les cas tes spectres sont parfaitement reproductibles d'une nuit à l'autre.
  13. Spectre de Betelgeuse

    et voici également mon fichier : _betelgeuse_20191230_864_full.dat Il correspond aux 27 ordres raboutés avec une résolution de R=11000 en moyenne. Voici un graphe vite fait avec le spectre de @AlSvartr superposé à mon spectre (j'ai juste récupéré son spectre que j'ai superposé au mien sans aucune autre interventions). Il y a une dérive dans le bleu du spectre mais coté rouge cela fit bien. J'ai dégradé volontairement la résolution de mon spectre pour le mettre à peu pré au même niveau de résolution que l'ALPY 600. En rouge celui d'@AlSvartr en bleu le mien. A part le continuum qui n'est pas superposable dans la partie bleu du spectre (mais pas de beaucoup et cela peut s'expliquer du fait qu'il y a un interval de presque 24 h entre les 2 spectres), on constate que les détails en longueur d'onde sont eux bien calibré sur le spectre d'@AlSvartr (bon faudrait corriger les 2 spectres de la vitesse héliocentrique pour plus de rigueur). D'ailleurs avec quel source de lumière as tu calibré le spectre ? La lampe Ar/Ne du module de calibration de l'Alpy 600 ? Le mien a été calibré via la lampe Th/Ar du module de calibration du spectro eShel.
  14. Spectre de Betelgeuse

    Ok Simon, je pourrais le faire demain dans la journée car là je suis loin de mon PC. Et pour ceux qui m'ont demandé en MP à quoi ressemble un spectre echelle, et bien voici une image brut du spectre tel qu'il apparait à l'écran après 20s de poses sur Betelgeuse : Un spectre echelle est composé de plusieurs ordres (autant qu'il y a de ligne) et la lecture se fait comme dans un livre : de gauche à droite et de haut en bas. Après pour passer au graphe, là c'est ISIS qui fait le boulot.
  15. Spectre de Betelgeuse

    Et j'ai oublié de préciser que j'ai utilisé pour la RI, la même étoile de référence que @AlSvartr
  16. Spectre de Betelgeuse

    Et voici le spectre de Betelgeuse que j'ai réalisé la nuit dernière avec un spectro echelle d'une résolution de 11.000, caméra ATIK 460ex sur un RC 400 Astrosib : 15 poses de 20s SNR de 180 environ (selon la méthode utilisée). On pourrait penser que le spectre est très bruité, mais non, c'est bien de l'information dû au grand nombre de raies spectrales de cette étoile froide qui sont ainsi visibles avec un spectro d'une résolution moyenne. Pour comparaison, voici le spectre réalisé par le spectro Elodie à l'OHP en février 2005 (celui qui a découvert la 1ère exoplanète) d'une résolution de R=42000. Le nombre de raies présentes est bien plus important que sur mon spectre mais par contre le domaine spectral est moindre (Elodie s'arrête vers les 680nm) Et en superposant les 2 spectres On voit que les 2 continuums sont superposables ce qui montre que le calcul de la RI est cohérent avec le spectre réalisé sur Elodie. Après en essayant d'analyser en détail le spectre obtenu la nuit dernière et celui obtenu en 2005 (pour voir ce qui a évolué avant et après la chute de magnitude), c'est bien difficile à établir....
  17. Spectre de Betelgeuse

    Simon, ton spectre est très bien. Certe en prenant la même référence "stable" tu devrais avoir quelque chose de reproductible pour les prochains spectres. Il est possible également que le continuum du spectre évolue de manière significative en fonction de l'évolution de la magnitude de l'étoile et de la répartition de son flux dans le rouge ou le bleu du spectre. (je ne sais pas si la variation du flux en photométrie UBVRI évolue ces derniers temps sur cette étoile ?) Quant aux variations propres de Betelgeuses, elles sont minimes et visible uniquement en haute résolution comme ce qui est décrit ici : http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=38&t=2433 En faite, il faut pouvoir comparer l'état actuel (après la chute de magnitude) avec un spectre réalisé avant la baisse de luminosité en piochant dans les bases de données spectrale. En HR, on pourrait mètre en évidence par exemple les variations de l'opacité du nuage de gaz éjecté par l'étoile. En basse résolution avec un ALPY, on peut mesurer les variations du continuum sur tout le domaine du visible. Faudrait essayer de calibrer en flux absolu ton spectre avec la magnitude de l'étoile au moment de l'observation ? (a voir si à l'AAVSO il y a des mesures qui ont été faite au moment ou tu as pris le spectre ?) Je suis en train de traiter un spectre réalisé avec un spectro echelle R=11000 que j'ai pu prendre la nuit dernière avec une masse d'air de 1,46.
  18. Spectre de Betelgeuse

    Je comprend pas bien l'intérêt de faire une vidéo en spectro alors que de simples images classiques suffises. Faut juste acquérir une dizaine d'images de la cible directement en fit ou en raw si les images sont réalisées avec un apn.
  19. Sur-échantillonner cela n'est jamais critique en spectro, par contre l'inverse peut amener à avoir des problèmes. Après le binning est surtout intéressant en spectro sur des cibles très faibles.
  20. A mon avis il y a truc qui ne va pas dans la méthode de calibration car le log montre clairement des raies de Balmer, donc des raies présentes sur une étoile de type A ou B : point #1 Lambda = 3770.630 px = 419.728 dx = -0.085 point #2 Lambda = 3797.300 px = 426.962 dx = 0.199 point #3 Lambda = 3835.390 px = 437.276 dx = -0.101 point #4 Lambda = 3889.050 px = 451.774 dx = -0.017 point #5 Lambda = 3970.080 px = 473.600 dx = 0.055 -> H epsilon point #6 Lambda = 4101.750 px = 508.917 dx = -0.064 -> H delta point #7 Lambda = 4340.480 px = 572.582 dx = -0.021 -> H gamma point #8 Lambda = 4861.340 px = 710.673 dx = 0.051 -> H Beta point #9 Lambda = 6562.850 px = 1170.075 dx = -0.090 -> H alpha Toutes ces longueurs d'ondes sont celles de l'hydrogène et non pas celle de la lampe de calibration et sur toutes ces longueurs d'onde l'erreur de calibration est très faible, car contre le RMS global est important. S'agit il bien d'une étoile de type A ou B ? As tu essayé avec Demetra ?
  21. Bon début pour un premier essais. Rien à redire sur la procédure de réduction du spectre. Après je ne comprend pas bien comment on améliore l'échantillonnage en passant en bin 2x2, donc avec des pixels 2X plus grand ? Mesure la résolution obtenue en bin 1x1 et 2x2.
  22. Le log que tu fait voir montre qu'ISIS, dans ce cas utilise les raies de Balmer, ce qui sous-entend que le spectre que tu traite comporte les raies de l'Hydrogène ? (le log montre toute les longueurs d'onde des raies de l'hydrogène H-alph, Beta.... jusqu'à très bas dans le proche UV. Est ce que tu as fait la lampe de calibration juste avant ou après la cible SANS bouger le télescope ? En général on obtient un RMS de l'ordre de 0,3 avec un Alpy, voir moins.
  23. Salut Simon, Tu ne peut pas avoir à la fois une mise au point optimum dans le bleu et rouge du spectre, là il faut faire un compromis et par exemple effectuer la map sur le milieu du spectre dans le vert comme tu l'as fait sur la raie du Ne à 5852 A. Pour la calibration, qu'elle est le RMS que tu obtient ? Et quel méthode utilises tu dans ISIS ? Ce qui est important c'est de vérifier qu'aucune raie de la lampe de calibration ne soit saturée. Certe ta CCD est plus sensible dans le rouge qu'un capteur qui équipe les CCD ATIK 414 ou ATIK 460, donc tu auras des raies plus faibles dans le bleu mais je ne suis pas sur que cela soit un obstacle pour ISIS. Après il est sur que dans le bleu de la lampe Ar/Ne, il n'y a pas beaucoup de raies exploitables vers les 400nm et en dessous dans le proche UV aucune. Le mieux étant d'utiliser une méthode mix de calibration entre les raies de la lampe de calibration AR/Ne et une étoile de référence de type A ou B ou ISIS utilise les raies de Balmer en plus de certaines raies de la lampe Ar/Ne pour effectuer la calibration en longueur d'onde. Tu peut essayer Demetra qui est dédié au process des spectres Alpy 600 : https://www.shelyak.com/logiciel-demetra/ et qui utilise une autre méthode pour la calibration en longueur d'onde.
  24. Spectre de Betelgeuse

    C'est sur que c'est plus facile à réaliser sur des étoiles de type A ou B qui n'ont pas beaucoup de raies, mais effectivement c'est bien plus compliqué sur des étoiles froides comme Betelgeuse. Après les raies telluriques sont très dépendantes du site d'observation et peut varier significativement d'un spectre à l'autre réalisé la même nuit donc toujours délicat à enlever du spectre. Le risque en essayant de le faire, c'est d'enlever du spectre de l'information qui pourrait appartenir à la cible et non pas à l'atmosphère terrestre. C'est pourquoi il vaut mieux laisser ces raies plutôt que de tenter de les enlever. Dans les bases spectrales, il est recommandé de ne pas enlever les raies télluriques, ce qui est une garantie d'avoir un spectre exploitable ultérieurement par la personne qui va utiliser les données et appliquer le même process sur tout les spectres qu'il va étudier.
  25. Spectre de Betelgeuse

    Dans ISIS, il faut bien délimiter avec précision la zone du binning du spectre en serrant les bornes haute et basse sur le spectre et définir les zones de soustraction du ciel en bas et en haut du spectre. (ne pas hésiter à pousser les seuils du spectre pour bien voir les limites du spectre. Ces 2 zones sont à prendre le plus proche possible de la zone de binning du spectre. Après, certaines zones peuvent persister notamment dans la partie que tu indiques, mais dans ce cas, il faut les laisser car c'est un traitement que l'on peut faire par la suite et il vaut mieux appliquer la suppression de ces raies telluriques sur un ensemble de spectre avec exactement la même méthode plutôt que de l'appliquer individuellement sur chaque spectre.