lionello

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  1. Salut Olivier, Oui en effet. Mais le dérougissement est négligeable lorsqu'on fait le rapport de ces 2 raies, car elles sont très proches (5007 et 4959 A). Le dérougissement ne jouera pas dans le bon sens non plus puisque c'est l'intensité de la raie à 4959 A qui va augmenter. Par contre pour évaluer la température électronique, le dérougissement n'est certainement plus négligeable car on va chercher la raie à 4363 A, bien éloignée du doublet.
  2. Spectre d'une candidate NP : Kn 68

    Merci Pascal. Bien content que ce spectre soit une première. Là on arrive en période de disette côté NP, je n'ai jamais aimé le printemps pour l'astro Ca manque de NP et de nébuleuses en émission ! Du coup je vais certainement faire quelques étoiles Be. a+
  3. Non, c'est cohérent. Ca dépend des valeurs numériques retenues, si on les a arrondi ou pas, ou quelle source on utilise pour les grandeurs physiques expérimentales. Le flux émis dans la longueur d'onde à 5007 A est simplement : j(5007) = n h v(5007) A(5007). n est la population du niveau à l'origine de la transition (c'est le même niveau que pour la transition à 4959 A, le terme spectroscopique est 1D2) h est la cst de Planck v(5007) la fréquence de la raie à 5007 A A(5007) la probabilité de désexcitation par radiation. D'où j(5007)/j(4959) = v(5007)A(5007) / v(4959)A(4959) Le rapport est constant, et suivant les valeurs numériques retenues on trouve un résultat d'environ 2,9. Et pour les raies [NII] à 6583 et 6548 A qui suivent le même schéma de désexcitation, leur rapport est aussi d'environ 3. Oui l'acquisition et le traitement des données font qu'on ne tombe pas forcément pile poil sur la valeur théorique. Les spectres pro cités donnent des résultats très proches de 3. A mon petit niveau : sur Kn 68, suivant la manière d'ajuster ma zone de binning je trouvais des résultats variant de 1,2 à 2,7. Le zone de binning conduisant à 1,2 n'était clairement pas bonne. C'est important d'arriver à supprimer toutes les données parasites (raies telluriques, etc...), mais c'est aussi important de s'assurer que le rapport reste proche de 3 (dons la fourchette donnée par Agnès en 1989 par exemple : 3,01 +/- 0.23 ). Dans le texte d'Agnès que tu présentes sur la détermination de la température électronique, on est sur une tout autre problématique. Je m'y suis penché pendant les vacances de noël. Le rapport des intensités j(5007)+j(4959) / j(4363) est un indicateur de la température de la nébuleuse. Ce qui m'embêtait c'est que chaque auteur : Gurzadyan, Lequeux, Agnès, Osterbrock y va de sa petite formule, donnant des résultats proches mais sensiblement différents. Vu que je n'ai pas tous les bouquins qui détaillent le sujet, je me suis amusé à redémontrer la formule. Ce n'est pas immédiat, il y a quelques pages de calcul, mais j'y suis parvenu entre 2 dindes et 2 plateaux d’huîtres :). Au final : les hypothèses physiques prises en compte sont identiques entre les auteurs, les écarts viennent simplement des valeurs numériques retenues pour les données atomiques (force de collision et probabilité de désexcitation par radiation). Les auteurs n'utilisent pas les mêmes sources, normal leur travaux s'étalent sur presque 50 ans ! Au final, c'est la formule d'Osterbrock (2006) qu'il faut préférer car il utilise des valeurs de données atomiques plus contemporaines, datant de fin 90 : R[OIII] ~ 7,9 exp(3,29.10^4 / Te) ; quand Ne est faible. Mais il existe des données atomiques plus récentes (2012), qui conduiraient à réviser cette formule : https://arxiv.org/abs/1204.0812 Bon après application numérique, c'est quasi pareil que la formule d'Osterbrock : R[OIII] ~ 7,8 exp(3,29.10^4 / Te) ; pour Ne faible. D'autres études (2013) tendent à dire qu'il faut abandonner l'utilisation de ces formules (trop simplistes) et préférer les résultats fournis par des codes de calcul qui prennent en compte des mécanismes physiques beaucoup plus fins. Les écarts sont pour le coup trèèèès importants par rapport aux petites formules : https://arxiv.org/abs/1311.5041 En fin bref c'est un sujet intéressant, j'écrirai un petit truc là-dessus sur mon site :).
  4. Bonjour à tous, J'ai tenté de faire un spectre de Kn 68, une candidate NP dans les gémeaux. Je ne sais pas si sa nature a été confirmée, peut-être que Pascal l'a déjà faite ? Ce genre d'objet bien faible me permet de prendre en main mon setup tout récent. J'avais fait Kn 131 cet automne en guise de premières lumières Voici une image de l'objet faite par PanSTARRS. Une belle bulle bleutée comme on les aime Mais pas évident que je puisse la détecter ! Voici la vue du champ offerte par ma caméra de guidage. Y'a rien ! Finalement avec les images du DSS2, on arrive à se repérer assez facilement, la tachouille au centre est notre proie : Et voilà ce qu'on obtient après une première pose de 20 minutes, un beau doublet bien ténu, aucun signe de Ha par contre : Voici le spectre obtenu après 2h40 de pose. Le doublet [OIII] est bien là, le Ha est apparu comme par miracle. Kn 68 est très certainement une NP, mais pauvre en Ha et en [N II]. Le diagnostic ne peut guère aller plus loin, vu que je n'ai pas détecté plus de raies.
  5. Les 2 transitions du doublet proviennent d'un même niveau d'énergie. Le rapport des flux reçus ne dépend que de la longueur d'onde des photons émis et de leur probabilité d'émission. Ce rapport devrait être constant que ce soit pour les NP ou les regions HII. Je crois qu'Agnès avait fait des mesures sur tout un tas de NP et était arrivée à : 3,01 +/- 0,23. La fourchette donnée correspond certainement aux incertitudes de mesures ou à des phénomènes physiques bien plus subtils qui m'échappent ! Sur tous les spectres pro présentés ci-dessus et pour lesquels le doublet [OIII] est présent et mesurable (spectres 2, 4, 5, 6), pas 1 n'échappe à la règle : le rapport est toujours très proche de 3.
  6. Re Pascal, As-tu détecté les raies suivantes : - He II à 4685 A ? - [O III] à 4363 A et [N II] à 5755 A ? Le rapport d'intensité max des 2 pics [O III] semble faible. On doit trouver un rapport de 3, si ce n'est pas le cas il y a un truc qui cloche ! J'ai le même "souci" sur la NP que j'ai faite cette nuit, le résultat est très sensible à la zone de binning. Ca se joue au pixel près, ce n'est pas évident.
  7. Salut Pascal, Belle performance ! Thierry doit être content Ton message m'a motivé et le ciel est clément ce soir. Je crois que j'en tiens une pas encore confirmée, avec 2 raies OIII très faibles ! lionel
  8. CALCUL DECALAGE RAIES

    Salut Bruno, Je crois savoir où tu te trompes. Ce que tu donnes n'est pas le décalage spectral z mais plutôt la grandeur (1+z) qui est plus pratique à utiliser. Si tu sommes les z dus aux 2 effets tu as bien z=0.00032. Ton bouquin parle certainement de la grandeur (1+z) soit 1.00032. a+
  9. Salut Lucien, Olivier a tout dit ! J'ai hésité entre un newton F/5 ou F/4. Comme ce sont les objets peu lumineux qui m'intéressent principalement, le Newton 250 F/4 me tentait bien. A F/4 ça passe bien a priori pour un alpy. Mais j'ai joué la sécurité, car ma monture (NEQ6) aurait probablement eu un peu plus de mal qu'avec mon newton 200 F/5. a+
  10. Olivier : J'ai utilisé ISIS pour traiter le spectre. Pour les analyses j'ai utilisé Excel. J'imagine qu'il doit y avoir des logiciels qui font ça automatiquement (fittage, mesure intensité, dérougissement...) comme Vspec par exemple ? Mais c'est toujours utile de savoir le faire à la main pour bien comprendre. Je pense qu'il faut aussi bien discuter les concepteurs de ces softs pour savoir quelles sont leurs hypothèses/limites. Vincent : J'ai fait 2 autres candidates avant celle-ci, mais je n'ai récolté aucun signal... les conditions (météo + lune) étaient très mauvaises aussi. J'attends une nouvelle fenêtre de tir avec impatience ! Question ambiguïté, la différence entre le spectre d'une region HII bien excitée (style m42) et celui d'une NP ne sautent pas de suite aux yeux !
  11. Bravo pour ce début ! Sheliak a raison avec la spectro, " Vous ne verrez plus les étoiles comme avant !"®
  12. Merci Olivier et polo Le rapport des 2 raies [OIII] ne va pas trop bouger en dérougissant le spectre car ces 2 longueurs d'onde sont très proches ? Le rapport d'intensité I(5007)/I(4559) mesuré est d'environ 3,4. C'est à peu près dans la norme : 3.0 +/- 0.23 !
  13. Bonjour à tous Voilà je suis passé à la spectro en octobre dernier, avant tout pour participer à ce projet sur les NP. Je me suis attaqué à une candidate découverte par Matthias Kronberger : Kn 131. Voici une image prise par le KNPO avec un télescope de 4m de diamètre. Elle devrait bien rendre en astrophoto d'ailleurs pour ceusse qui ont une focale d'homme ! L'objet est très faible et c'était un challenge pour moi d'arriver à en tirer un spectre car ça ne fait pas 1 mois que j'ai reçu mon matos J'ai fait ça par une nuit de Mistral car lorsqu'on vient de recevoir du nouveau matos, on est intenable ! Le but ici n'est pas faire de la spectro haute résolution mais de parvenir à confirmer le statut de l'objet (détection ou non des raies [OIII] notamment). Voici donc "en exclusivité" pour Paris Match Astrosurf, le premier spectre de Kn 131 obtenu en 4 x 20 minutes de poses. Kn 131 présente toutes les raies caractéristiques d'une belle NP : Ha, Hb, [O III], [N II]... La raie [He II] se détache du bruit et indique un degré d'excitation de la NP assez élevé (étoile centrale chaude). Pour le fun j'ai poussé une petite analyse malgré la mauvaise qualité du spectre (mauvaise résolution, mauvais rapport/signal). Les raies Hb et Ha permettent déterminer l'extinction de la NP par les poussières interstellaires. Le problème c'est que la raie Hb est très faible et que la raie Ha est noyée par le doublet [N II], non résolus. Qu'à cela ne tienne, à coups de gaussiennes on arrive à séparer plus ou moins bien les raies trop serrées et à calculer leur intensité. Voir ci-dessous comment la somme de 3 gaussiennes épouse assez bien la bouillie formée par le doublet [N II] et la raie Ha. En noir l'intensité mesurée, en rouge le "fittage" par les 3 courbes en pointillés : Du coup on arrive à en déduire un coefficient d'extinction de c(Hb)=0,31. Cette valeur est assez élevée par rapport aux autres NP mais elle n'est pas aberrante non plus. Vu la mauvaise qualité des données acquises, plutôt que la valeur elle même, il faut juste retenir que la NP semble quand même pas mal obscurcie par les poussières interstellaires. En poussant le bouchon un peu plus loin en mesurant l'intensité de la raie [He II], je tombe sur des classes d'excitation de la NP assez élevée (7 à 10). L'étoile centrale est probablement très chaude entre 100 000 et 200 000 K. Voilà en espérant un jour voir un spectre amateur de meilleure qualité pour confirmer/infirmer cette petite analyse. Quelques infos en plus sur cette page. lionel
  14. Etoile Be et vitesse de rotation

    Salut Olivier, Bonne idée les faibles Be. Leur faible luminosité n'est vraiment pas accessible aux spectros de plus haute résolution ? Pour Phi Persei, j'ai pris un des derniers spectres haute résolution disponible dans BeSS. La mesure sur B et V permet de retrouver le bon ordre de grandeur de la vitesse de rotation du disque. Matthieu, oui pas de chance, j'ai quelques souvenirs de TP qui ont mal tourné aussi :). a+
  15. Etoile Be et vitesse de rotation

    Salut Matthieu, Voilà le spectre devrait s'afficher maintenant. Ah bon dommage pour ton stage, qu'est-ce-qui avait merdé ? Pour mes mesures, je disais ça car en mesurant la FWHM des raies [OIII] sur un spectre de m76, je suis tombé sur des valeurs aberrantes. J'imagine qu'il est possible de mesurer l'expansion de la nébuleuse planétaire (qq dizaines de km/s) grâce à la FWHM des raies ? Vu la résolution de l'alpy je n'aurais pas dû avoir une FWHM différente de la FWHM instrumentale... mais ça n'a pas été le cas, elle était très importante. Alors je me demande si ces mesures sur Phi Persei sont réellement pertinentes au pas !