lionello

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  1. 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 !
  2. Bravo pour ce début ! Sheliak a raison avec la spectro, " Vous ne verrez plus les étoiles comme avant !"®
  3. 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 !
  4. 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
  5. 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+
  6. 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 !
  7. Bonjour, Voici un spectre de Phi Persei (HD 10516), une étoile de type Be, massive et présentant des raies en émission. Les raies en émission indiquent la présence de gaz excité dans son environnement proche. Les étoiles Be sont en effet entourées par un disque de poussières et présentent une vitesse de rotation très rapide (plusieurs centaines de km/s). J'ai essayé de retrouver la vitesse de rotation du disque autour de l'étoile grâce au spectre ci-dessous (Alpy 600, Nexton 200 F/5, atik414 EX). Sur le spectre on distingue 2 pics en émission, les raies Halpha et Hbéta. D'autres raies en absorption sont visibles dans le bleu (< 4500 A). Il s'agit pour la plupart, des raies de l'hydrogène de la série de Balmer liées à l'étoile. On ne peut mesurer que la vitesse apparente du disque autour de l'étoile (v sin i) puisqu'on ne connait pas l'angle que forme l'axe de rotation de l'étoile par rapport à nous. La vitesse apparente du disque est reliée à la FWHM des raies en émission. On peut l'évaluer grâce aux relations suivantes issues de [1] : v sin i = (FWHM_corr_Ha - 50) / 1,4 v sin i = (FWHM_corr_Hb - 30) / 1,2 FWHM_corr est la FWHM de la raie mesurée et corrigée par la dispersion générée par l'instrument. FWHM_corr_Ha = (FWHM_Ha² - FWHM_instrum²)^0,5 Pour la raie Ha, théoriquement le spectroscope Alpy600 devrait donner une FWHM_instrum de 10,9 A. En réalité la correction à apporter est plus importante. J'ai mesuré 8 raies isolées et non saturées de la lampe de calibration Ne-Ar dans une gamme de longueur de d'ondes entre 6000-7000 A représentative de la raie Ha. J'en ai fait la moyenne : 11,5 A. Je n'ai pu évaluer la correction à apporter à la raie Hb qu'à partir d'une seule raie de la lampe Ne-Ar (4158 A) dont la FWHM était de 9,7 A. La mesure de FWHM n'est pas très précise, plusieurs mesures conduisent à des valeurs différentes (variations entre 0,1 A et 0,2 A). Les FWHM_Ha et FWHM_Hb mesurées sur le spectre sont respectivement de 15,56 et 12,82 A. L'application donne : Pour la raie Ha : v sin i = 307 km/s Pour la raie Hb : v sin i = 403 km/s L'incertitude doit être d'environ 100 km/s. Les résultats ne sont pas si loin des valeurs de la littérature (2002) qui donne une vitesse de rotation du disque entourant l'étoile de 410 km/s [2]. Je ne sais pas si je suis tombé sur ces valeurs par un coup de bol ou si les mesures sont vraiment représentatives ! Si ce n'est pas un coup de bol, le niveau d'infos qu'on peut tirer d'un spectre réalisé en 10 minutes est quand même hallucinant ! [1] : http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi- ... etype=.pdf : [2] : http://iopscience.iop.org/article/10.1086/340590/pdf
  8. Les céphéides de la galaxie d'Andromède

    Salut Matthieu, Merci pour les infos et la proposition. Il faudrait que je réfléchisse à un sujet d'observation. Pour l'instant j'attaque la spectro et ça m'occupe bien ! lionel
  9. Les céphéides de la galaxie d'Andromède

    Bonjour Matthieu, Excellent travail , il ne te reste plus qu'à faire ça dans m33 pour encore plus de challenge ! Comment tu as pour repérer les variables ? Tu as de la chance de pouvoir utiliser ce télescope, on peut venir aussi ?
  10. La taille d'origine des pixels est de 6,45 µm (atik414 EX). Avec le réajustement je suis à 6,42 µm. Le calibrage avec la lampe Ne-Ar seule s'est bien passé (rms de 0,15). Après il y a un autre mode de calibration dans ISIS qui permet d'améliorer l'étalonnage dans le bleu ("loi de dispersion calculée" dans onglet général et "assistant étalonnage" dans onglet étalonnage). Il faut renseigner la position de la raie Ha. Je crois que le problème venait de mon étoile de référence qui est une Be avec des raies Ha et Hb en émission. J'ai refait la calibration avec le spectre d'une étoile classique avec de belles raies de Balmer en absorption et ça a marché nickel. Ma calibration dans le bleu est aussi bonne que dans le rouge. Je suis entrain d'exploiter mon spectre de l'étoile Be, c'est incroyable la quantité d'infos qu'on peut tirer d'un spectre acquis en si peu de temps !
  11. Salut Alef, Oui j'ai bien corrigé la taille des pixels avec les 2 raies Ha et Hb !
  12. Bonjour Jean-pierre et Lucien, Ok pour Demetra je vais regarder il y a vspec aussi il me semble. Et oui j'utilise le module de guidage de l'Alpy. lionel
  13. Bonsoir Olivier, Merci pour les conseils. Pascal a tenté avec mes fichiers fit mais en vain. J'ai dû faire une fausse manip ou alors ça vient de l'étoile de référence. Du coup je viens de refaire un spectre à l'instant, l'amélioration de la calibration dans le bleu a marché nickel. Ouf. Là j'ai lancé une acquisition de 20 minutes sur une NP "Patchik" mais c'est pas gagné avec la lune !
  14. Bonjour, Ca y est, je me lance en spectro avec un alpy600 et un Newton 200 mm F/5 . J’ai fait mon tout premier spectre sur m76. Voici le spectre de mon étoile de référence : Phi Pers de classe B2V en bleu, comparé celui de HD886 de classe B2IV (y’avait pas de B2V !) en rouge. J’ai fait l’étalonnage avec la lampe Ne-Ar (RMS = 0,15). L’amélioration de la calibration dans le bleu proche UV n’a pas fonctionné (RMS de 6). D’où les écarts constatés dans le bleu. Que fait ISIS lors du calibrage avec la lampe Ne-Ar ? En plus des raies Ne-Ar j’ai l’impression qu’ISIS va chercher certaines raies de Balmer dans le spectre de l’étoile de référence. Sur l’image ci-dessous, ISIS a cherché et trouvé les raies Ha, Hb, Hgamma, Hdelta, Hepsi… J’ai noté que les coeff du polynome ne se mettent pas à jour automatiquement. Bizarre d’après les tuto de Christian ça aurait dû se faire tout seul non ? Le problème c’est que lors du calcul de la réponse instrumentale ISIS bascule sur la « loi de dispersion calculée ». Si les bons coeff ne sont pas rentrés, ça plante. L’amélioration de l’étalonnage dans le bleu donne ça : on voit qu’ISIS ne retrouve plus les Hb, Hgamma, Hdelta pourtant trouvées auparavant… Je ne comprends pas trop pourquoi. Bref j’ai lâché l’affaire. Le problème vient peut-être de mon étoile de référence (on se console comme on peut). Voici mon spectre de m76. Quelques constats : En astrophoto un filtre à bande étroite de 5nm centré sur le Ha (6563 A) ne va pas capturer la principale source de signal : la raie de l’azote à 6584 A. M76 s’approche de nous à -24 km/s. La vitesse radiale héliocentrique au moment des acquisitions de 7 km/s. L’incertitude de mesure du spectro est de ~1 A soit ~45 km/s dans le rouge. La longueur d'onde mesurées des raies Ha, NII et SII ne devraient donc pas d'éloigner de plus ~1,5 A de leur position au repos si le spectre est bien calibré (au moins das la partie rouge). Voici les résultats : Je retrouve l'ordre de grandeur mais j'ai l'impression que l'étalonnage se détériore plus on va loin dans le rouge. Après vu les faibles écarts entre longueurs d’onde mesurées et celles au repos, il est important de bien choisir les valeurs des raies au repos. J’ai les ai prises sur le site de François Teyssier mais je ne connais pas leur origine. Quand on regarde sur le site du NIST on trouve des valeurs sensiblement différentes : https://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/lines_form.html Merci pour vos avis.
  15. Croissant et P-Cygni

    Salut Lucien, Va voir ici y'a pas mal de chose : http://www.astronomie-amateur.fr/ProjetsSpectro0.html a+