lionello

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  1. Salut Christophe, Sympa tes observations Tu as essayé de lancer une recherche avec le titre de l'article ? Parfois on trouve des versions accessibles chez d'autres hébergeurs. a+
  2. Salut Pascal, Ah tiens je n'avais pas vu tes dernières acquisitions Le forum Aras était en panne depuis quelques temps, je vais y faire un tour...
  3. Bonsoir, Ce week end j'ai tenté 2 objets : St15 et CIT6 Observation de St 15 St 15 est une candidate nébuleuse planétaire. Les différentes images des surveys optiques indiquent la présence d’un objet rond et assez faible. Rien dans l’infra-rouge moyen, ce qui n’est pas bon signe pour une NP. Cette candidate n’est pas facile à placer dans la fente du spectro, par manque d’étoile dans son environ proche. J’ai fait 3 poses de 20 minutes en décalant la fente pour être sûr de ne pas la louper, mais ça n’a rien donné. Si le signal dans le visible était concentré dans une raie particulière (Ha ou [O III]), je l’aurai très probablement détectée. Pour moi c’est un objet à spectre continu, mais je n’ai pas d’idée particulière sur sa nature, peut être un galaxie faible ou lointaine ? Après quelques recherches l’objet est en effet identifié comme galaxie dans cette publi : http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-ref?bibcode=2009AJ....138..338S Quelques images de l'objet en question dans les surveys optiques (DSS2, PanStARRS, SDSS9) : Observation de CIT 6 Dans la même soirée je suis passé sur une possible proto NP autour de l'étoile CIT 6 (RW Lmi). CIT 6 est une étoile variable carbonnée en fin de vie, entourée d'une épaisse couche de poussières qui absorbe et filtre les radiations émises par l'étoile centrale. CIT 6 est un véritable phare cosmique dans l'infrarouge comme on peut le voir sur l'image WISE dans l'IR moyen (en bas à droite), c'est assez impressionnant. Voici une image dans l'infrarouge proche du disque de poussière entourant l'étoile mourante (imageur NICMOS embarqué sur le HST). Source : http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-ref?bibcode=2002ApJ...576..429S Le cycle de l'étoile est d’environ 2 ans et son amplitude de ~2 mag (on vient de passer l’intensité max). En ce moment sa magnitude devrait être d’un peu plus de 12. Voici le spectre que j'ai obtenu en seulement 5x5 minutes de poses avant que le tube ne tape sur le pied de colonne : Mon spectre est finalement très proche de ceux obtenus lors des phases de haute luminosité de l'étoile en 1977, 1979, 1998 et 2000. Je crois qu'i n'y avait pas de nouveaux spectre dans le visible depuis 18 ans ! Lors de cette phase on voit bien la raie Ha en émission et qui indique le présence d'éjection de matières autour de l'étoile. Evolution du spectre de CIT6, Source : http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-ref?bibcode=2002ApJ...576..429S. Quelques infos supplémentaires ici. Voilà c'est cool la spectro, à chaque nouvel objet observé on entrouve une porte vers un domaine inconnu. lionel
  4. D'accord. La classe spectrale donnée par SIMBAD renvoie à des études anciennes (années 30 et 50). Il y a certainement des meilleures mesures effectuées depuis. Si c'est une étoile B, l'extinction est encore plus impressionnante alors.
  5. Intéressant ! J'aimerais comprendre un truc. D'après SIMBAD, cette étoile n'est pas une étoile B chaude. Mais une G ou K avec un spectre qui peut montrer de larges bandes en émission d'où le suffixe "be" dans le type spectral indiqué dans SIMBAD : G0Ibe-K0ep C'est une étoile be et pas Be ! non ? Le spectre semble effectivement bien rougi, le continuum devrait être plus important dans le jaune. Je viens de tomber sur une estimation (1934 !) de la distance de l'étoile : 2000 parsecs . C'est très loin ! Avec Gaia et les mesures de parallaxe, il y a peut être moyen d'obtenir une meilleure estimation de sa distance ? L'étoile est aussi proche du plan galactique (latitude b=+17°), plein de poussières. Ca explique pourquoi le continuum est déformé.
  6. Ah ben j'ai fait choux blanc sur un candidate ! Mais j'ai fait un spectre d'une possible proto NP que je vais vous montrer.
  7. Salut Pascal, Super pratique ce nouveau site. Il m'a bien servi sur le terrain ce week end a+
  8. Température des nébuleuses

    Eh ben bravo Gérard, il t'a pas loupé Olivier ! Tu seras à l'OHP cet été ? J'avais pas fait attention au doublement des pics. ISIS ne fait pas la registration des poses unitaires ?
  9. Température des nébuleuses

    En terme de feuille Excel, tu as celle de F. Teyssier en bas de sa page. Ses explications sont très pédagogiques. http://www.astronomie-amateur.fr/feuilles/Spectroscopie/NGC2392.html Je pourrai t'envoyer l'Excel que j'ai fait pour "fitter" les pics à coup de gaussiennes. Tu peux ajuster à la main en modifiant les paramètres (position en x, FWHM, intensité) ou utiliser le solveur d'Excel (c'est puissant mais moins pratique). Comme le précise Olivier, si on veut réaliser ce type de mesure avec une précision de pro, il faut : - un spectre irréprochable, dérougi, calibré avec une bonne correction de la réponse instrumentale, - un bon traitement des données pour extraire correctement l'intensité des pics, surtout s'ils sont mélangés entre eux. - calculer la température en ayant en tête le petit texte objet de ce fil . Sur les cibles peu lumineuses, le calcul est bien souvent impossible, faute de pouvoir détecter toutes les raies nécessaires au calcul.
  10. Température des nébuleuses

    Bonjour Gérard, Merci pour ton commentaire. Bien sûr que tu peux le faire sur tes spectres. Je crois que certains softs le font, (je vais le retrouver sur le forum aras). Mais c'est plus sympa de le faire soi même, en tout cas la première fois pour bien comprendre. Tu peux déjà simplement faire le calcul en prenant le max d'intensité des pics. Normalement il faut dérougir le spectre et prendre l'intégrale des pics. Je me suis amusé à le faire ici avec Excel sur kn 131. Par contre il faut détecter les raies à 4363 A et à 5755 A, sinon c'est cuit ! Il me semble que tu as celle à 4363 A sur ton spectre. Après tu prends la formule d'Osterbrock et en avant Guingamp ! Je relève les copies dans 20 minutes
  11. Bonjour, La mesure de la température des électrons des nébuleuses est importante car elle permet de remonter à la composition chimique du milieu interstellaire. Il y a plein de formules dans la littérature permettant de calculer cette température. J’ai toujours voulu savoir d’où venaient les écarts entre les différentes formules. Maintenant je sais… Et j’ai écrit un petit texte là-dessus que je partage avec vous à toutes fins utiles. Vous le retrouvez aussi en bas de cette cette page. C’est quand même plus sympa en tant que spectroscopiste amateur de mieux connaître les mécanismes qu’on observe . Pour les courageux qui liront le document, n'hésitez à me dire si je me suis planté quelque part, ou si vous avez des questions j'essaierai d'y répondre. lionel
  12. 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.
  13. 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+
  14. 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 :).
  15. 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.