lionello

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  1. Merci Guillaume ! Et voici le graphe présentant l'accélération radiale et la vitesse radiale des blobs (les points rouges). La dispersion des points s'ajuste avec une loi β de vitesse des vents pour une valeur βR∗ d'environ 35 R☉ (courbes noires). C'est cohérent avec les résultats de Lépine, 1999 qui donne un βR∗ ~ 40 R☉, évalué sur 2 nuits d'observation avec un télescope de 3.6 m. J'ai ma réponse maintenant : un petit télescope de 0.3 m est bien capable d'évaluer la cinématique des vents de WR11.
  2. Voilà les résultats obtenus sur 14 nuits d'observations et 60h d'acquisitions. Faute de temps j'ai arrêté les observations. WR11 a un compagnon de type O. J'avais négligé ce "détail" et il semble que cela a un fort impact sur les observations. La période orbitale des 2 étoiles est d'environ 80 jours. L'interaction des vents des 2 étoiles semble être très intense au périastre. Voici une représentation schématique du mouvement orbital des 2 étoiles (dans le référentiel de la WR). Figure issue de : Lépine 1999AJ....117.1441L Quelques positions remarquables : ∅=0 : Passage au périastre (la distance séparant les 2 étoiles est minimale) ∅=0,03 : Passage de l'étoile O devant l'étoile WR dans notre ligne de visée ∅=0,61 : Passage de l'étoile WR devant l'étoile O dans notre ligne de visée Voilà ce que cela donne en termes de variation des vents sur une demi-période. Les variations sont plus fragmentées et moins intenses lorsque les 2 objets sont éloignés (∅~0,6) Et elles deviennent beaucoup plus intenses mais moins fragmentées au périastre (∅~0). Les 2 graphes ci-dessous illustrent les variances temporelles (en rouge) à ∅=0,61 et ∅=0,17. L'amplitude des variations est clairement plus importante proche du périastre. Représentation de l'interaction entre les vents des 2 étoiles : Figure issue de : Hill, G. M., 2020, Modelling the Colliding-Wind Spectra of WR+OB Binaries
  3. Oui les derniers graphes sont bien issus de mes acquisitions. Il s'agit d'un résidu (original data) pour lequel j'ai tracé la transformée avec des ondelettes de divers sigma. Avec 4 ondelettes j'arrive déjà à bien reconstituer le signal. Mais il faut que je travaille encore la méthode (j'ai moins de temps depuis la fin de vacances !).
  4. Je pense que tu fais allusion à ce type de graphes présentés dans divers papiers de Lépine et Moffat : Extrait fig1 de Lépine, 1999 Il s'agit "scalogrammes" moyens obtenus pour un time serie. Je vais tenter d'expliquer leur intérêt ci-après sans raconter trop de co... Le problème majeur de la manip, dont le but est de mesurer la vitesse des vents de l'étoile, réside dans l'identification des blobs. Ces derniers apparaissent aléatoirement , ils se déplacent, fusionnent entre eux, puis disparaissent. Pas facile dans ces conditions de mesurer leur vitesse et leur accélération. Le signal est difficile à interpréter et une grosse partie des données est perdue car inexploitable sans outil adéquat... Il existe une technique de traitement du signal très puissante qui permet d'y remédier : l'analyse par ondelettes. Cette méthode est utilisée dans des domaines très variés, dès qu'on souhaite extraire chaque sous composante d'un signal biscornu et bruité. Ce signal peut être une onde sonore, un signal électrique émis par un cerveau, une onde gravitationnelle provenant de la collision de 2 trous noirs ou les fluctuations du NASDAQ... Voici une vidéo très bien illustrée présentant la méthode : https://www.youtube.com/watch?v=jnxqHcObNK4 En gros, la méthode consiste à scanner les résidus spectraux avec une ondelette (une fonction mathématique bien précise : l'ondelette du chapeau mexicain dans notre cas) en faisant varier sa fréquence sur une large plage. Lors du scan, cette ondelette va "résonner" lorsqu'elle épouse la forme du signal. Cela va permettre d'identifier et d'extraire les blobs un par un et même de s'affranchir du bruit. Ci-dessous quelques exemples de scalogrammes que j'ai obtenus et qui illustrent ces 'résonances'. Les résultats semblent abstraits mais il s'agit de cartographies très instructives du signal. Ces résultats sont bien cohérents avec ceux de Lépine vus plus haut et aussi obtenus pour la même étoile. Donc normalement je ne me suis pas vautré ! En ordonnée on a la largeur des ondelettes (liée à leur fréquence). Les parties claires montrent les principales composantes du signal et leur position par rapport au centre de la raie. Ces graphes sont composés de plusieurs zones d'intérêt : La partie haute du graphe (les "dards des flammes") caractérise les battements rapides du signal avec des sigmas compris entre ~2 et 20 km/s. Il s'agit du bruit qu'on va évidemment filtrer. A l'opposé la partie basse caractérise les lentes fluctuations du signal avec des sigma de l'ordre du milliers de km/s. Ces fluctuations pourraient être attribuées à la dérive du continuum. Et entre ces 2 extrêmes, on a tout le signal utile, c'est à dire les fluctuations du signal dues aux blobs qui présentent des largeurs typiques comprises entre quelques dizaines à quelques centaines de km/s. Le but maintenant est de reconstruire le signal dans chacune des zones d'intérêt précitées. Je travaille encore dessus, mais voici un aperçu des extractions qu'on peut obtenir. Le but étant d'extraire les blobs et le bruit du mieux possible pour aboutir à un signal reconstruit le plus fidèle possible au signal d'origine. Si tout se passe comme prévu, ça va me permettre de décupler le nombre de mesures et de bien mieux caractériser la vitesse des vents de WR 11.
  5. Retour sur CH Cygni...

    Vraiment pas mal ! On voit bien l'intérêt d'un suivi sur toute une nuit, voire sur plusieurs nuits d'affilée.
  6. Retour sur CH Cygni...

    Les résultats sont très intéressants, essaie de vérifier si la littérature mentionne ces variations. Le changement brutal dans la série du 09/09/2023 est surprenant (vers la 46ème poses). Pour générer les résidus tu utilises la moyenne de la série ou la moyenne de l'ensemble des séries ? Pour le calcul du TVS, j'adopte finalement la méthode de Fullerton ,1996. Il s'agit simplement de tracer un écart type en fonction de la longueur d'onde (la racine du TVS en fait).
  7. Merci Xavier bonne année à toi aussi ! Peut-être qu'il y a un outil tout fait avec astropy, mais je n'ai pas vérifié. Ci-joint un exemple pour comprendre le principe. Mais ça reste assez galère suivant le rendu final recherché. color_bar.py
  8. Salut les Nice people. Bravo à vous, 15 nuits d'affilée, ça a dû être une expérience assez intense ! Mais vous êtes de rudes gaillards . Bon, voici ce qu'il se passe dans la région entre 5650 et 5920 A. C'est une première analyse permettant d'étudier la corrélation entre les raies. La raie CIII λ5696 est certes la plus intéressante, mais la raie CIV juste à côté présente aussi un fort ratio S/N et peut être exploitée. Le problème de cette raie c'est que c'est un doublet CIV λ5801 et λ5812. Et son aile rouge est aussi contaminée par une raie CIII λ5826. Cela explique ses 2 renflements à sa base. On peut aussi tenter d'examiner la raie He I λ5876 qui est complètement éclatée et dissymétrique Le continuum remue beaucoup et c'est normal, la seule zone qui est censée restée un peu plus stable se situe entre 5730 - 5760 A. Les raies C IV et He I présentent par un profil PCygni bien marqué (creusement à la base bleue de ces raies), déjà constaté dans la littérature. Comme dit plus haut ces raies proviennent d'ions qui n'ont pas le même potentiel d'ionisation. Plus le potentiel d'ionisation est haut et plus la raie se forme proche de l'étoile. Dans l'ordre (du plus proche au plus loin de l'étoile) ça fait : C IV (64.5 év) -> C III (47,9 év) -> He I (24,6 év). On a vu aussi via la loi béta que plus on s'éloigne de l'étoile, plus les vents sont rapides. Donc les raies se formant loin de l'étoile sont aussi plus larges (vitesse terminale plus importante). C'est ce qu'on constate quand on compare la raie CIV (grosse maille v_inf ~1000 km/s) et CIII (1400 km/s), plus difficile à dire sur la raie He I (>~1500 km/s). Et voilà le nuancier des résidus. On entrevoit la corrélation entre les raies, c'est assez clair sur les 3-4 premières nuits. Il peut y avoir un doute sur la raie C IV, les variations constatées sont peut être un écho de la raie C III à λ5826. Mais je ne pense pas que ce soit le cas car on observe aussi la même tendance sur la raie He I.
  9. C'est possible d'arranger ça un peu pour la raie C III 5696, mais c'est quasi impossible pour la raie C IV 5801/5812, le continuum autour est trop mouvant ! Pour l'instant en 2D ça donne ça . L'échelle en y n'est pas linéaire, elle est tronquée entre chaque nuit d'acquisition. J'ai voulu rapprocher les séries pour tenter de voir le "pattern" du vent, mais le suivi n'est pas assez long.
  10. Les auteurs attribuent ce type de points à des pulsations non radiales, à des mouvements locaux de rotation du vent ou des mouvements orbitaux... Mais c'est plutôt rare. On obtient ce type de points quand on a un large échantillon de mesures, donc pas sûr que ce soit ça dans mon cas. L'interprétation des time series sans outil mathématique spécifique (wavelets, cf le papier de Lépine 1999) n'est pas simple. Ces 2 points peuvent être juste une mauvaise interprétation du déplacement des blobs qui apparaissent, disparaissent, fusionnent. Cela peut donner l'illusion qu'un des blob reparte vers le centre de la raie. Mais ces 2 déplacements me paraissaient assez évidents et je ne pouvais pas les ignorer. Autre point : il y a une tendance qui se dessine sur la dispersion des points de mesures. Il y a une signification à cela : la raie CIII 5696 ne se forme qu'à une certaine plage de distance de l'étoile. Normalement je devrais être en mesure de l'estimer. Mais c'est encore un peu tôt, il me faut encore plusieurs nuits d'acquisition. Oui elles ont l'air toutes uniques . Mais dans les grandes tendances rien ne différencie les WR de leurs cousines plus petites [WR]. Et pourtant les 2 types d'étoiles ne jouent pas dans la catégorie niveau masse ! (WR : ~25-50 masses solaires ; [WR] < 8 masses solaires).
  11. Ok, je comprends mieux. Il n'est jamais évident de déterminer ces paramètres, surtout dans des spectres qui fluctuent au cours du temps pour des raisons de physiques stellaires mais aussi à cause des conditions de l'atmosphère. Ah ça y est j'ai capté comment ça marche J'étais un peu perdu avec toutes les déclinaisons que j'ai trouvées de ci et de là. Je suis reparti du papier originel qui présente la méthode. Ca se passe au §3 de papier de Fullerton 1996 : https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJS..103..475F/abstract J'arrive à reproduire les seuils calculés en fig 1 et fig 2 (je peux développer si ça intéresse quelqu'un). L'application n'est pas trop complexe si on fait quelques approximations.
  12. Voici un premier jet des résultats. Il faut d'abord introduire qq notions pour bien comprendre. Ca va être un peu long. La théorie des vents accélérés radiativement (c-a-d poussés par les photons émis par une étoile massive) prévoit que la vitesse de la matière éjectée suive une loi semi-empirique, appelée loi beta : R* : équivaut au rayon de l'étoile (généralement très mal connu) r : la distance par rapport à l'étoile v_infini : est la vitesse terminale des vents mesurées sur le spectre (c-a-d la vitesse max atteinte loin de l'étoile). Beta : est un paramètre empirique propre à la classe de l'étoile observée. En gros plus beta est petit, plus le vent atteint sa vitesse terminale rapidement. Pour les étoiles OB on constate des valeurs de beta de l'ordre de ~0.5 à ~1. Il y a ~20 ans, pour les WR il a été constaté (avec surprise ) des valeurs de beta bien plus élevées. C'est cette valeur de beta qu'on va chercher à déterminer. En dérivant la loi béta (a=dv/dt), on obtient une relation qui relie les grandeurs auxquelles on a accès via les spectres : l'accélération radiale "a_r" et la vitesse radiale "v_r" des blobs : Théta étant l'angle de déplacement du blob par rapport à notre axe de visée. Béta.R* est un paramètre libre qu'on va ajuster aux mesures. Voici un exemple de profil obtenus pour des théta variables et des R*.Beta et vitesse terminale fixés correspondant respectivement à 6.4 rayons solaires et 1000 km/s. En ordonnées on trouve les a_r et en abscisses les v_r. La courbe la plus en bas à gauche correspond à un angle théta = 0° : la matière est éjectée vers nous, pile dans notre axe de visée. La courbe en haut à droite correspond à un angle de 180° : la matière éjectée s'éloigne de nous, pile dans notre axe de visée. Les courbes intermédiaires sont données par pas de 10°. Les cadrans supérieur gauche et inférieur droit constituent des "zones interdites", incompatibles avec la loi béta. En clair : la matière est éjectée et accélérée radialement vers l'extérieur de l'étoile (et pas l'inverse !). Voilà maintenant on peut aborder les résultats. Sur le graphe ci-dessous j'ai placé les premières mesures de a_r et v_r en contraignant R* et beta pour que les courbes s'ajustent aux mesures. C'est la technique utilisée pour définir empiriquement ces paramètres. La vitesse terminale de la raie CIII λ 5696 est de 1400 km/s. L'estimation des incertitudes sur le graphe n'est pas encore très rigoureuse. Les constats : 1 : Les accélérations max mesurées sont assez faibles < 10 m/s². Je m'attendais à des valeurs 10 fois supérieures... 2 : Les blobs sur les résidus des "time series" sont très larges par rapport à ceux d'autres étoiles, 3 : Il faut que R*.Beta = 37 rayons solaires pour que les mesures collent à une loi beta. Je m'attendais à qq chose comme 20 ou 25. J'étais un peu vert... jusqu'à ce que je trouve une étude sur WR11 (Lépine, 1999) qui indique : 1 : l'accélération max est de 13 +/- 3 m/s² 2 : les blobs sont exceptionnellement larges 3 : R*.Beta est estimé à ~40 rayons solaires. C'est pas beautiful ça ? On peut en faire des choses avec nos petits télescopes . Donc si le rayon de WR11 est d'environ 5 rayon solaires, cela conduit à un beta = 8.
  13. La valeur du seuil est effectivement trop basse, j'ai dû déplacer la plage de longueurs sur une partie du continuum pour faire des tests. Mais merci d'avoir insisté car je me suis rendu compte que l'établissement de ces seuils est faux. :). En fait la distribution des valeurs de la variance ne suit pas une loi normale (donc exit les calculs de sigma pour établir les seuils) mais une loi de type où sigma_0 est lié au ratio S/N. Malheureusement la détermination du seuil n'est pas très claire d'un auteur à l'autre. Je vais regarder ça de plus près.
  14. Non non Olivier ce que je conseillais à Emmanuel était bien de superposer la fente du spectro dans un survey sur Aladin. On voit clairement que la zone est complexe et remplie de H ionisé par une source chaude : peut être une ou plusieurs étoiles assez chaudes pour aussi ioniser l'oxygène. Donc rien d'exceptionnel à retrouver de l'[O III]. Et le fait de ne pas avoir de survey en [OIII] est vraiment dommage en effet... Avec un tel survey, on trouverait plein de nouvelles NP !
  15. Pour le calcul de la variance il y a plusieurs approches. L'approche originelle est celle de Fullerton A.W., 1996. Mais elle est difficile à mettre en œuvre (et je n'ai pas tout saisi non plus). Il existe des déclinaisons moins rigoureuses et plus faciles d'accès (Prinja R.K., 1996). Certains auteurs calculent simplement la variance divisée par le spectre moyen. Ils prennent généralement la racine de ce résultat qui représente plutôt l'amplitude de la variabilité que la variance elle-même. Au final j'ai appliqué la relation du TVS suivante (TVS^0.5 tracé sur mes graphes) : i étant le ième spectre f d'une série, N le nb de spectres de la série. f moyen et le spectre moyen issu de toutes les séries. Dans la relation de Xavier, le f moyen au dénominateur est au carré (pas vu ça dans les papiers consultés). C'est une bonne question . Les autres raies stellaires devraient présenter le même type de variations à leur sommet. Voici le spectre eshel complet. Le temps d'exposition est optimisé pour la raie C III à 5696. La raie C III 5696 A est la plus pertinente à étudier. Elle n'est pas mélangée à d'autres raies, le continuum autour d'elle est assez large et plat. Les autres raies sont plus faibles et/ou mélangées, difficilement exploitables. Le doublet C IV à 5801/12 A a un bon S/N et pourrait être exploitée. En tout cas la comparaison entre les raies stellaires est intéressante car elle devrait permettre de mettre en évidence une stratification des vents. Les raies en émission qu'on observe ne se forment pas à la même distance de l'étoile. On va normalement retrouver les ions les plus ionisés au plus proche de l'étoile et les espèces les moins ionisées loin dans le vent. Cela se traduit par des vitesses terminales (= largeur de raie) et des formes au sommet différentes (sommet plus ou moins plat ou triangulaire). A partir des mesures de vitesse et d'accélération radiales des blobs, je devrais être en mesure de définir une distance minimale et maximale de formation de la raie C III 5696 A. A voir s'il est possible de faire la même chose avec le doublet C IV et de comparer les résultats. Oui j'ai plusieurs articles et thèses qui me guident. Je regrouperai tout ça dans un document, les principaux auteurs sont : Lépine S., Moffat A, Acker A., Grosdidier Y, Lefèvre L. Les papiers datent de fin 90 début 2000. Et depuis quasi plus rien, dans le domaine visible en tout cas (pas mal de d'études en IR, X, radio...).