lionello

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Everything posted by lionello

  1. 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
  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. 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.
  4. 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.
  5. 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.
  6. Salut Pascal, Super pratique ce nouveau site. Il m'a bien servi sur le terrain ce week end a+
  7. 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
  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. 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.
  12. 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+
  13. 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.
  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. 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.
  16. 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.
  17. 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
  18. 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+
  19. 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+
  20. 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
  21. 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 !
  22. Bravo pour ce début ! Sheliak a raison avec la spectro, " Vous ne verrez plus les étoiles comme avant !"®
  23. 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 !
  24. 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
  25. 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+