lionello

Je propose de contacter Superfulgur qui doit avoir des contacts à Paris mach', les pairs et les garde-fous y sont certainement moins stricts que ceux de Nature ou d'A&A.

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.

Bonsoir à tous, Je vous propose une analyse des vents de l'étoile Wolf-Rayet : gamma² Velorum (alias WR11). Toutes les acquisitions sont faites depuis notre installation 2SPOT chez DSC au Chili avec un spectro eshel et un RC12" et une Atik460. Comme vous le savez les étoiles WR émettent des vents stellaires chauds en expansion rapide. La matière est éjectée à une vitesse terminale de l'ordre de 1000 km/s (= vitesse max des vents loin de leur étoile). Mais comment évolue la vitesse des vents avant d'atteindre leur maximum ? Si tout ce passe bien la manip pourra répondre à cette question. Le spectre d'étoiles WR se traduit par un spectre atypique composé de larges raies en émission. Le sommet de ces raies présente des sous pics variables et qui apparaissent aléatoirement. Les variations temporelles sont généralement inférieures à l'heure. Elles sont dues à une fragmentation des vents, à des inhomogénéités locales (surdensités de matière), appelées "blobs" ou "clumps". Cette étude nécessite de réaliser un suivi de l'étoile sur plusieurs nuits. J'ai pour l'instant 4 nuits complètes de données. Voici les acquisitions (24 minutes par spectre). On s'intéresse à la raie CIII 5696 A, car elle est intense et le continuum autour de la raie est peu perturbé. Comme vous le voyez, ça fluctue pas mal au sommet. Des vents non fragmentés, sans "blobs", auraient conduit à un sommet parfaitement lisse. Reste à savoir si les variations détectées sont bien réelles ou simplement générées par le bruit. Pour cela on utilise une approche statistique. Les graphes ci-dessous présentent les spectres de variance temporelle (leur racine carré plus précisément) . En gros ces graphes représentent l'amplitude des variations observées dans une série par rapport au spectre moyen obtenu sur les 4 nuits (en bleu). Les fluctuations (en rouge) dans la raie sont clairement visibles par rapport aux fluctuations du bruit dans le continuum. Et elles sont bien supérieures au seuil de variations significatives (p=1%), on va donc pouvoir exploiter tout ça les yeux fermés. Les graphes suivants constituent le cœur de l'analyse, il s'agit des "résidus" des séries d'acquisition, obtenus en soustrayant chaque spectre d'une série par le spectre moyen obtenu sur les 4 nuits. Les bosses et les creux correspondent aux inhomogénéités locales du vent. Vous pouvez constater que les blobs apparaissent, disparaissent, fusionnent, se déplacent... C'est vivant là haut et ça turbule pas mal ! Ci-dessous une représentation dynamique (en ping-pong), plus parlante. On constate que les blobs qui surviennent dans l'aile rouge de la raie se déplacent tous vers le bord externe rouge de la raie. Pareil pour les blobs qui apparaissent dans l'aile bleue et qui se déplacent tous vers le bord externe bleu de la raie. C'est tout à fait normal (on verra ça en détail plus tard). Là ça commence à devenir intéressant car les résultats ne sont pas trop bruités et peuvent être exploités. Ce n'était pas gagné d'avance avec un télescope amateur (à moins de s'appeler Christian B. ). Un travail minutieux de mesure de la vitesse et de l'accélération radiale des blobs va pouvoir commencer. Encore quelques nuits d'acquisitions et j'aurai assez de points pour vous présenter la suite qui s'annonce ENORME . Lionel (2SPOT)

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

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 !).

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.

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

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).

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

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.

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.

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).

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.

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.

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.

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 !

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...).

Merci Matthieu, Jean Christophe et Guillaume. Pour que ce soit clair sur la signification des seuils : les valeurs au-dessus p=1% ne représentent que 1% des valeurs de la variance temporelle. C'est en ce sens qu'on peut les qualifier de variations significatives. En d'autres termes 99% des valeurs de l'échantillon (2,576 sigma) sont contenus en dessous de ce seuil. Le seuil est calculé dans le code en python (je l'ai refait aussi "à la main" pour vérifier), toujours sur la même plage de longueurs d'onde. Et c'est normal que les seuils se déplacent puisque la dispersion des valeurs évoluent. En gros, plus les variations dans la raie sont larges et importantes en amplitude par rapport à la moyenne, plus la dispersion des valeurs est grande et plus la valeur du seuil est haute. Malgré tout, après plusieurs nuits d'acquisition, on obtient un profil moyen de plus en plus lisse et les variations deviennent très vite significatives. Ben voilà, tu as compris où je veux en venir ! Il y a 20 ans les chercheurs ont eu quelques surprises lorsque le premiers surveys de ce type ont été effectués sur les WR. J'y reviendrai plus tard. Il y a des applications possibles de cette méthode d'observation sur tout phénomène qui engendre une variabilité (vent, éjection de matière, transfert de masse, cela concerne les Be, symbiotiques, novas, WR, [WR]...). Mais le petit diamètre de nos instruments va rapidement être un frein. Typiquement c'est mort pour les [WR] (CSPN) et j'en rage car ce champ d'investigation m'intéresse en plus d'être très peu couvert par les pros :/. Il faut aussi un ciel très stable d'une nuit à l'autre, à mon avis ça joue pas mal sur la qualité des mesures, et le ciel du Chili aide bien. WR11 (mag V 1.8) est une sorte de cas test, pour mieux appréhender les limites de notre matériel, vérifier que je parviens à reproduire les résultats de la littérature, etc... Je pense que les WR de mag 5-6 devraient être accessibles, c'est la prochaine étape.

Oui je voulais parler d'émissions H-alpha et de [O III] en provenance du milieu interstellaire. On voit que c'est assez nébuleux autour de Br13 sur le DSS2 red. Il peut y avoir une faible émission en [O III], même en [N II] ou [S II] parfois.

Merci Jean-Marc. La nuit dernière j'ai attrapé de belles éjections bien propres. Voici à quoi ressemble les mesures de vitesse et d'accélération radiales à partir des "time série" de résidus (voir graphe ci-dessous). Il s'agit de mesurer le déplacement des blobs. Le graphe renseigne sur l'évolution de la vitesse d'éjection (en abscisses) en fonction du temps (en ordonnées). Le code trouve les extrema des courbes et je lui fais ensuite tracer des droites qui épousent au mieux les points. C'est assez rudimentaire, il y a des techniques mathématiques bien plus pointues. Des pentes des droites on en déduit l'accélération des blobs dont les valeurs sont en rouge et en km/s² sur le graphe. Grâce à l'ensemble des time séries, on va avoir un ensemble de points couplant accélération et vitesse radiales. De ce nuage de points on va pouvoir en déduire des infos sur le rayon de l'étoile et le champ de vitesse de ses vents. Je trouve ça complètement ouf .

Salut Emmanuel, Il s'agit simplement de Halpa et de [OIII] de fond de ciel. La zone a l'air d'être assez riche en gaz. Essaie d'identifier précisément la position de la fente sur le survey Iphas Ha (ou DSS2 Red), tire les seuils et regarde s'il n'y a pas quelques nébulosités. Cette situation est malheureusement assez fréquente et très pénible quand on doit extirper de signal sur une NP très faible. Cela peut aussi biaiser le rapport des raies (rendre les raies [N II] plus intenses par rapport au Halpha par exemple) et fausser le diagnostic. Le mieux c'est de faire des poses dans un coin de ciel bien noir. Mais ça aussi c'est plutôt contraignant. Et la raie entre le doublet [O III] n'est pas du Na à mon avis mais un raie [O I] atmosphérique.

C'est exactement mon sujet d'observation du moment (voir WR11) En faible résolution tu peux certainement voir de petites fluctuations en intensité à l'échelle de l'heure, mais certainement pas énormes. Isoler la raie CIII et normaliser le continuum proche de la raie, devrait déjà limiter les variations dues aux conditions d'observation. Il faut résoudre un peu plus la raie pour voir ce qu'il s'y passe dedans. Mais à mon avis les [WR] sont hors de portée des amateurs, bien trop faibles pour assurer un suivi de qualité à R=10000.

Tu as bien résumé la situation. Et les moments d'émotion ne seraient pas si appréciables si ces objets étaient faciles d'accès. J'ai aussi eu beaucoup d'échec à détecter du signal. Mais avec les candidates NP on devient capable de placer n'importe quel objet invisible de 2 pixels de diamètre en plein milieu de le fente du spectro avec une main de la poche et l'autre sur la souris !

La base de données spectrale du NIST donne une raie C IV à 7726 A. Ce serait bien cohérent avec la classe spectrale de l'étoile.

Vu sa largeur c'est une raie stellaire, ça ne peut pas être de l'Ar (raie nébulaire). L'étoile a expulsé ses couches externes riches en H et He, et laisse apparaître son cœur composé de carbone et d'oxygène. C'est soit une raie O ou C. C'est O VI plutôt.