apricot
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Messages posté(e)s par apricot
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Ce qui est curieux avec ce quasar c'est que la Lya soit si faible (d'ou l'intensité apparente de NV). Dans le papier de la découverte ils notent la difficulté d'interprétation de cette partie du spectre, à cause de nombreux absorbeurs dans l'aile bleue de la région Lya+NV. Ces absorbeurs sont intrinsèques au quasar (y compris des vents, c'est le phénomène des quasars à "broad absorption lines") mais probablement aussi le long de la ligne de visée, d'autant que c'est une lentille gravitationnelle (https://arxiv.org/pdf/astro-ph/9806171.pdf)
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Il y a 4 heures, Alef a dit :Normalement c'est la raie NV qui est une échancrure de la raie Lyman alpha non ?
Pas nécessairement, ça dépend des conditions dans le quasar.
il y a une heure, Superfulgur a dit :On est d'accord que ça, c'est du au fait que le quasar est redshifté ? Le R correspond à la louche à l'UV, du coup… (600 nm en R pour 120 nm en UV)
Mais le B ? Il est faible pourquoi, il n'y a rien dans l'UV lointain "rest frame" d'un quasar ?
On voit sur le spectre observé que le quasar n’émet que très peu en deçà de 6000 A, il a très peu de flux dans le B et V. Le flux dans le R est celui à partir de Lya et tous photons > Lya redshiftés . Il n'y a pas de photons de longueur d'onde < Lya car ils sont absorbés par l'hydrogène dans la galaxie hote du quasar et tout le long de la ligne de visée. Cette rupture en deça de 912A (repos) est le "Lyman break".
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Tu es sur que Lya est à ~5800 ? Ce ne serait pas une échancrure juste devant NV ?
Anyway, ton spectre se compare superbement avec le pro, bravo !
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Très beau spectre, on n'a pas souvent l'occasion de voir la Lyman alpha !
Aux longueurs d'onde inférieures à la Lya du quasar tu as ce qui ressemble à des raies ou bandes en absorption ; c'est peut être une forêt de Lyman due à des galaxies et nuages de H à différents z dans la ligne de visée :
As tu pu comparer ton spectre à un spectre obtenu par les pros ?
Superbe observation en tout cas
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Le 08/03/2020 à 00:35, Vincent-FA a dit :Et la question qui tue : y a-t-il des alternatives modernes à ISIS ?
Demetra (https://www.shelyak.com/logiciel-demetra/)
Spc-Audace (http://spcaudace.free.fr/)
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Ce trou, c'est pour les opérations d'alignement ?
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Gnuplot v5 ne fonctionne pas avec Isis; essaies d'installer une version plus ancienne de Gnuplot : https://sourceforge.net/projects/gnuplot/files/gnuplot/4.6.4/
Il faut mieux installer Gnuplot à la racine de C:\ (C:\gnuplot)
Et ne pas oublier d'installer les fichiers "std.gnu" comme décrit sur le site de Christian Buil.
Jean-Philippe
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Bonjour Olivier,
On est bien d'accord, les raies [OIII] sont formées non pas dans la BLR mais dans une autre région sur la ligne de visée, plus lointaine du moteur central et beaucoup moins agitée. Le crobard dans le premier message montre bien ces différentes régions. Idem pour les différents type de Seyfert et quasar, en fonction de l'orientation du système. Je n'en ai pas parlé pour ne pas compliquer le propos. Les AGN sont un sujet énorme, il y a des bouquins entier à leur sujet
Oui lors de cette virée au Pic on a aussi observé des cibles de la liste de Pascal le Du, comme Dr5, qui semble bien être une vrai NP.
Bon ciel,
Jean-Philippe
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Bonjour Penn, content de te croiser
J'ai corrigé le lien, merci de l'avoir signalé.
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Merci pour vos messages.
Arnaud, la magnitude de Mrk304 est 14,7. Pour enregistrer le spectre on a pris 5 poses de 10 min. Le T60 est un 600/2100 (fd 3,5). La focale est un chouia augmentée par le paracorr qu'on utilise pour atteindre le foyer.
Jp
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Bonjour,
Vous savez qu’on peut peser le trou noir géant au centre d’une galaxie avec un spectre ?
L'été dernier avec les copains on est monté observer au T60 du Pic du Midi. Nous avons fait chauffer le nouveau spectro Alpy + CCD 414EX de l’association AT60. Nous avons observé entre autres un quasi quasar, une galaxie de Seyfert 1, Markarian 304.
Mrk304 ne paye pas de mine sur une image DSS
Le spectre de Mrk304 que nous avons obtenu (5x600 sec):
L’axe Y est ici en flux, en erg/cm²/s, grâce à un calcul basé sur l’observation juste après Mrk304 d’une étoile de référence dont le spectre et la magnitude sont bien connus (voir le site de Christian Buil: http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration.htm
Le spectre est intéressant, avec son continuum chaud (qui monte vers les longueurs d’onde courtes/bleues) et ses énormes raies en émissions, très intenses et larges. On identifie facilement ces dernières, qui sont décalées vers le rouge suite à la vitesse d’éloignement apparent, principalement celles de l’hydrogène (Ha Hb H et caetera) :
On peut ainsi calculer le décalage vers le rouge z = (lambda observé – lambda au repos) / lambda repos = 0,065 (très proche de la mesure des pros à 0,066)
Cette mesure z nous dit qu’avec l’expansion de l’Univers, Mrk304 semble s’éloigner du Pic du Midi à la vitesse de c x z = 19600 km/s. Avec la loi de Hubble on obtient directement la distance :
D = c x z / H0 (c la vitesse de la lumière et H0 = constante de Hubble = 73 km/s/Mpc) D = 268 Méga parsec = 876 millions d’années lumière.On a la chance d’être assis sur les épaules des géants qui ont étudié les quasars et Seyfert : on sait que chez les AGN un trou noir supermassif central attire la matière environnante qui forme un disque d’accrétion. Ce dernier chauffe et brille à l’extrême, en émettant de la lumière que l’on voit sur notre spectre sous la forme du continuum très chaud. Plus loin de ce moteur central on trouve une région de matière (principalement des nuages d’hydrogène) excitée par la lumière émise par le disque d’accrétion, ou se forme les raies en émission, la région « BLR » (broad line region).
Il y a dans la BLR de l’hydrogène en rotation très rapide autour du trou noir. Cette rotation est trahie par l’élargissement des raies en émission, par effet Doppler : la lumière des nuages d’hydrogène qui s’éloignent le long de la ligne de visée voit sa longueur d’onde augmenter tandis que la lumière des nuages qui se rapprochent voit sa longueur d’onde diminuer. On voit donc des raies élargies, bien visibles sur notre spectre, avec une largeur à mi hauteur FWHM qui permet de calculer la vitesse V = FWHM / longueur d’onde x c
(on oublie ici l’inclinaison du système sur la ligne de visée, l’inhomogénéité de la BLR... on sera content d’avoir une mesure à un facteur 5 près)
Depuis Newton et ses lois du mouvement et de la gravitation, on sait que M=V²R/G. Avec cette simple équation, on peut peser le trou noir ! En effet, on a déterminé ci dessus la vitesse V des nuages d’hydrogène dans la région BLR en rotation autour du trou noir. G est une constante. Donc, il ne nous manque que la distance R de la BLR au trou noir
Pour déterminer R, les pros ont utilisé une technique simple, de « reverberation mapping » : les AGN sont variables car la quantité de matière qui alimente le disque d’accrétion est irrégulière. C’est visible dans la variabilité du continuum dans le spectre. Les pros ont trouvé logiquement la même variabilité dans les raies en émission… mais décalée dans le temps. C’est le temps qu’il a fallu à la lumière émise par le disque (continuum) pour atteindre les nuages de la BLR (raies en émission). Donc ils avaient une mesure de la distance R = deltaT x c.
DeltaT est typiquement de l’ordre de dizaines de jours, il faut donc observer pendant des semaines voire des mois… Ce travail de fourmi a été fait par les pros et, de façon remarquable, ils ont découvert qu’il y a une relation empirique entre la luminosité du continuum et la taille R de la BLR :
Donc pour estimer R, il suffit d’une seule mesure de la luminosité de Mrk304 à la longueur d’onde 5100A décalé au repos. C’est une mesure qu’on peut faire sur notre spectre calibré en flux
Il nous faut convertir le flux (les photons reçus) mesuré à 5100A (au repos, donc décalé de z) en luminosité (puissance émise par la galaxie) : L(5100) = 4 pi D² x 5100 x F(5100) x une constante pour accorder les unités. On mesure L(5100) = 2,9 x 10e44 erg/s soit 2,9 x 10e37 Watts.
Une parenthèse ici, pour essayer de réaliser ce que représente ce chiffre astronomique. On calcule facilement sa magnitude absolue car on a D, et a sa magnitude catalogue (on aurait pu le mesurer) m= 14,7 . Donc avec m – M = 5 log D – 5 on trouve M = -22,4 . C’est 81 milliards de fois plus brillant que le Soleil ! Si l’AGN de Mrk304 était au centre de la Voie Lactée, à 8000 pc de nous, on le verrait briller avec une magnitude apparente m = -8 . Ca serait un phare impressionnant dans le Sagittaire
Donc depuis le Pic du Midi on mesure R = 70 jours-lumière, à comparer à la mesure pro de 68 +/-9 jours-lumière.
Et in fine, on obtient la masse M du trou noir au coeur de Mrk304 avec :
On obtient la masse du trou noir M=2,62 x 10e8 masses solaires. La mesure pro est de 2,51 x 10e8 (https://arxiv.org/pdf/1810.12164.pdf)
C'est rigolo tout ce que l'on peut déduire d'un spectre
Merci à Pierre Traverse pour la méthode et son aide pour les calculs.
Bon ciel,
Jean-Philippe
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Très chouette ce crabe, juste dommage pour la MAP...Avec un Mak 127 sur un balcon ce n'est pas de la tarte (j'ai fait aussi !).
SI je peux me permettre, ce n'est pas une NP, plutôt un rémanent de supernova (pas du tout le même spectre)
Bonne continuation !
Jean-Philippe
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Un petit test qui permet de se rendre compte comme ces objets sont ténus...
Pour m'amuser, j'ai fait 11 poses de 120 sec en bin 2x2 avec une Atik 16HR, filtre [OIII], sur un TN 200, sous un ciel de campagne correct (lors des Ragsoo 2019); la nébuleuse Dr 5 est indétectable
L'idée d'utiliser ici un filtre OIII est que la nébuleuse émet la plupart de ses photons dans le Ha et le OIII, et que les amateurs découvrent parfois des candidates sur leurs images OIII.
L'image brut d'empilage et niveaux simples alignée sur l'image du DSS2 dans Aladin :
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Belle série
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Bonjour Astrild,
La 314 est ici une N&B, j'ai juste colorisés les spectres à la fin du traitement (Isis et VSpec).
Jean-Philippe
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C'est toujours intéressant de caractériser un peu le fond de ciel de son lieux d'observation. J'avais fait la même chose depuis la banlieue toulousaine (aie..) et la campagne :
Les deux observation en zone bleue et rouge ont été fait avec le même matériel (Newton 200, spectro Alpy 600 et caméra 314) et temps de pose (5x300 sec), c'est donc des spectres directement comparables.
Zone rouge :
Zone bleue :
Un truc pas rassurant sur le spectre en ville, c'est la remontée du continuum dans le bleu = LEDs ?!
Un petit coup de spectro sur les nouveaux lampadaires LED vs les sodiums classiques:
Photo a deux pas de mon "observatoire" urbain...
On comprend bien avec le spectre que la LED est infiltrable
Et elle diffuse encore plus, avec son pic dans le bleu...
Pour comparaison de la pollum Toulousaine avec un ciel de montagne, voici le spectre du fond de ciel au Pic du Midi. C'est toujours avec l'Alpy et la 314 mais cette fois ci sur sur le T60, 4 x 900 sec.
A noter, la raie de l'airglow est assez variable en fonction des nuits (elle peut même être quasi absente).
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Il y a 10 heures, Superfulgur a dit :Par ailleurs, Vera Rubin avait deux ans quand Fred Zwicky a découvert l'extraordinaire problème de "la masse manquante". Il n'a pas obtenu le Nobel pour son extraordinaire découverte, qui a inspiré Vera Rubin dans ses propres observations...
Oui, et avant Zwicky il y a eu Kelvin qui a estimé le nombre de corps noirs dans la Voie Lactée, et Poincarré qui a introduit le terme de "matière obscure" en discutant le travail de Kelvin (http://henripoincarepapers.univ-lorraine.fr/chp/text/hp1999sm.html). Jeans, Kapteyn et Oort avaient aussi suggéré qu'il y avait trop peu de matière visible pour expliquer la dynamique des étoiles dans la Voie Lactée...
Pas de chance, ils sont tous morts !
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(Juste une parenthèse: le chocolat, ça marche, et quand est-ce que Vera Rubin l'aura?)
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Salut & merci Lionel
On a eu une deuxième belle nuit qui nous a permis d'observer deux autres candidates.
LDû 19 (19:04:10.44 +47:15:18.50)
Et St 6 (18:30:01.68 -12:00:00.10)
On ne détecte aucune raie en émission pour ces deux là (2x1200 sec pour chaque spectre). Par contraste avec Dr5 (mais comme Or 2) elles font plutôt penser à des galaxies.
Bon ciel !
Jean-Philippe
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Hum...
Source Anonyme, via twitter
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On a même vu un interféromètre bricolé dans du carton
![20190928_194123[1].jpg](http://www.astrosurf.com/uploads/monthly_2019_09/5d92289456acc_20190928_1941231.thumb.jpg.0452d51ac9df14c68b31c45633c815f7.jpg)
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Merci Alef. La CCD est une 414EX. On était en binning 1 (pour éviter de sous échantillonner)
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Lionel Mulato avait obtenu un spectre de Dr5 quelques jours aupravant, on peut donc faire une comparaison intéressante :
On trouve les mêmes raies de l'hydrogène et OIII sur les deux spectres. Avec le T60 et le ciel du Pic on a un spectre moins bruité avec plus de signal, qui permet de détecter la raie HeII.
Jp
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Une autre candidate était Dr 5 (21:57:35.52 +61:51:28.95). L'image de PanSTARRS :
Plein d'étoiles autour de Dr5, ça aide pour se repérer et placer la fente du spectro :
Sur la capture d'écran ci dessus, on a superposé une image de la caméra de guidage (on y voit la fente, fine et sombre, horizontale a peu près au centre de l'image) alignée précisément par astrométrie, sur une image de la bibliothèque du DSS : la fente est presque pile poil sur Dr5.
3x20 minutes de pose avec la caméra du spectro (spectre 2D) :
Les raies en émission de Dr5 sont clairement visibles. Le spectre 1D :
On trouve des raies nébulaires classiques : Hb 4861, le doublet [O III] 4959 et 5007, et Ha 6563. Ainsi que He II 4686. Par contre pas de [SII] ni de [NII] détectable.
Nous avons envoyé le spectre à Pascal le Du, qui l'a envoyé à Quentin Parker, un pro qui travaille sur les nébuleuses planétaires galactiques et des nuages de Magellan. Après discussion, la détection de la raie HeII 4686 avec les HI et [OIII], malgré l’absence de [SII] et [NII], indique que Dr5 pourrait être une NP de forte excitation. Pour ceux que ça intéresse, il y a un papier très intéressant à lire : "Planetary Nebulae: Observational Properties, Mimics and Diagnostics" par David J.Frew & Quentin Parker (https://arxiv.org/abs/1002.1525)
Bon ciel,
Jean-Philippe and co
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![20190928_194123[1].jpg](http://www.astrosurf.com/uploads/monthly_2019_09/5d922893b7bdd_20190928_1941231.jpg.f897d42376c2f57600792ad4a3f3dcdf.jpg)
Supernova dans la vierge (SN 2020ftl)
dans Spectroscopie et photométrie
Posté(e)
Impressionnant ce changement de "continuum" (si on peut l'appeler comme ça pour une SN?). Tu utilises toujours la même étoile de référence d'une nuit à l'autre ?