Arnaud17

Member
  • Content count

    132
  • Joined

  • Last visited

  • Country

    France

Community Reputation

264 Excellent

About Arnaud17

  • Rank
    Member
  1. Bonjour à toutes et à tous. Un post un peu long sur un projet d'estimation de H0 que je viens de finir. Bonne lecture. Le Projet Le projet que j'ai mené au cours des 12 derniers mois a eu pour but d'estimer la constante de Hubble, H0, avec le moins de données externes possible et en utilisant au maximum mes propres observations. Pour estimer la valeur de H0, il est nécessaire, pour un objet suffisamment éloigné, de pouvoir déterminer sa distance et sa vitesse de récession. H0 est alors obtenu en divisant l'un par l'autre. La réalisation de ces mesures présente, pour chacune d'elle, des difficultés spécifiques. Pour l'estimation de l'éloignement d'un objet comme une galaxie, il est en général nécessaire de pouvoir réaliser des mesures photométriques sur des objets dont on détermine par ailleurs la magnitude absolue. La difficulté est double : la première consiste en la détection de sources « standards » résolues à grande distance et la seconde est relative à l'étalonnage de leur magnitude absolue. Même à des distances cosmologiques faibles, les moyens amateurs sont rapidement poussés dans leurs retranchements. En ce qui concerne la mesure de la vitesse de récession, la principale limitation est celle de la faiblesse du flux lumineux à l'entrée du spectroscope pour des sources assez lointaines. L'équipement utilisé est un C14 ouvert à f/7,3 et un C11 ouvert à f/6,3 pour la photométrie, le C14 et un Alpy600 pour la spectroscopie. Les traitements d'images et l'extraction des données ont été réalisés avec PixInsight et AstroImageJ. Au total une cinquante heures d'observation ont été réalisées. Méthodologie Afin de pouvoir déterminer H0, il est nécessaire d'étudier un/des objets suffisamment éloignés pour qu'ils appartiennent au « flux de Hubble », c'est à dire pour que leur vitesse radiale vue depuis la Terre soit dominée par la vitesse d'expansion de l'Univers et non par des mouvements locaux (intra- amas galactique). Comme indiqué précédemment, cet objectif est « mitigé » par la disponibilité de sources d'éclat suffisant pour être visibles individuellement avec du matériel d'amateur. On se retrouve alors avec le choix suivant : - Des sources dans l'amas local : possibilité d'observer des étoiles brillantes individuelles mais les distances sont insuffisantes pour la participation au flux de Hubble - Des sources dans des amas galactiques externes mais néanmoins encore relativement proches, comme l'amas de la Vierge : plus de possibilité d'observer des étoiles individuellement, mais possibilité d'observer des groupes d'étoiles comme les amas globulaires. Vitesses de récession de l'ordre de 1000km/s, donc dans la fourchette basse de du flux de Hubble - Des sources dans des amas galactiques plus éloignés, comme l'amas d'Hercules : plus de possibilité d'observer même des amas globulaires individuels, l'examen de la population des galaxies pourraient peut-être servir à estimer la distance. Pour la spectroscopie, il est nécessaire de pouvoir trouver des sources à raies d'émissions type AGN dans ces amas. Dans le cadre de ce projet, je me suis tenu aux deux premiers « niveaux de l'échelle » des distances : à savoir M31 dans un premier temps et l'amas de la Vierge dans un second temps. L'observation de céphéides dans M31 m'a permis d'estimer la distance de cette galaxie. En parallèle, j'ai réalisé une étude photométrique d'une partie de la population des amas globulaires de cette galaxie qui permet d'établir l'éclat intrésèque des amas les plus brillants. Un second jeu d'observations menées sur l'amas de la Vierge a permis d'identifier une partie des amas globulaires de M87 et d'en faire la photométrie. En faisant l'hypothèse, non validée par ailleurs, que les populations d'amas globulaires des deux galaxies sont semblables et que, en particulier le haut de la distribution en magnitude absolue est similaire dans les deux cas, alors il est possible d'estimer la distance de l'amas de la Vierge connaissant celle de M31. Pour finir, une série de mesures de vitesses radiales déjà faites dans le cadre d'un projet de détermination de la masse sombre dans l'amas de la Vierge, permet de connaître la vitesse de récession d'ensemble de l'amas. La donnée de la vitesse de récession de l'amas de la Vierge et sa distance permettent alors d'estimer H0. Le diagramme ci-dessous illustre l'architecture du projet. Mesure de la distance de M31 par la méthode des Céphéides Les Céphéides sont des étoiles variables brillantes dont la particularité est que la période est liée à la magnitude absolue. Pour les Céphédies de type I (les plus brillantes), la relation entre ces deux variables est simple et s'écrit : Mabs = -2,43 * [log(P) - 1] – 4,05 où Mabs est la magnitude absolue et P la période Le champ cible que j'ai choisi pour ce travail est celui de NGC206, une zone active de formation d'étoiles avec de nombreuses géantes et, parmi elles, plusieurs Céphéides. Ce champ a aussi l'avantage d'avoir été bien documenté dans un excellent post Astrosurf de Mathieu Conjat sur l'observation de ces étoiles. Pour l'identification des Céphéides cibles, je me suis aussi beaucoup servi d'Aladin qui fournit de nombreux catalogues, dont un en particulier (Cepheids in M31 – Andromeda Cepheid Sample (Kodric+, 2018) – Main Catalog) qui indique l'amplitude de la variabilité de l'étoile. Cet élément est important car beaucoup des étoiles listées montrent des variations faibles (inférieures à 0,1 mag) ce qui rend la photométrie difficile pour des objets de magnitude 18-21 pour les plus brillants. Dans ce catalogue, et en tenant compte des contraintes instrumentales (angle de champ, magnitude et présence d'autres sources proches de la cible), j'ai donc choisi de suivre 8 Céphéides (les numéros 2149, 2230, 2247, 2651, 2684, 2900, 3703 et 3946 du catalogue de Kodric). L'image ci-dessous montre le champ étudié tel qu'imagé par le C14 à f/7, équipé d'une caméra ZWO ASI1600MM Pro. Le temps de pose moyen de ces observations a été de l'ordre de 1h30 par nuit, sans filtre. Anotées sont les Céphéides cibles ainsi que les étoiles de référence pour la mesure des magnitudes. Les données des étoiles de référence proviennent du catalogue Gaia (bande G). L'analyse des résultats montre que l'écart type des mesures réalisées avec AstroImageJ est de 0,05 magnitude et que ce résultat est obtenu de façon consistante au cours des différentes observations. Cette valeur est à mettre en regard de l'amplitude de variation de l'ordre de 0,3 magnitude, ce qui donne un SNR d'environ 6 pour la détection de la variabilité... pas loin de la limite de ce qui est raisonable on va dire ! Les observations se sont étalées sur la période du 23 août au 4 novembre 2020. Malheureusement, la météo n'a guère coopéré et seulement 9 observations ont pu être faites. Cette limitation a rendu l'analyse des mesures et la détermination des périodes relativement difficiles. En effet, une simple analyse de Fourier n'a pas donné de résultats exploitables... trop de trous dans la raquette je pense ! Il m'a donc fallu utiliser une méthode plus manuelle de « repliage de courbes » et de minimisation de l'erreur quadratique. La courbe ci-dessous illustre ce travail de « repliage » dans le cas de l'étoile 2149. Les graduations de l'axe des ordonnées ne représentent que des valeurs internes à mon calcul, et non des magnitudes. La courbe est une courbe de référence assez standard d'évolution de la magnitude de ces étoiles au cours de leur cycle, avec une montée en luminosité rapide suivie d'une baisse progessive. Les points correspondent à mes mesures sur l'étoile en question. Les résultats obtenus sur l'ensemble de l'échantillon des Céphéides observées sont les suivants : Pour la magnitude apparente (Mapp), j'ai considéré la moyenne des mesures pour chacune des étoiles. Ceci permet alors d'estimer une distance pour chaque étoile suivie. On détermine la distance de M31 en effectuant la moyenne de ces mesures individuelles. Une estimation de l'erreur de la mesure (hors systématiques) peut être faite en divisant l'écart type par la racine du nombre de mesures, soit 150 Kal. La détermination de la distance est entachée d'une erreur assez importante (-17%) si on la compare avec les données Simbad (2,51 Mal et un écart type de 0,11 Mal). Pour la suite du projet, j'ai donc adopté la valeur de 2,09 Mal. A noter que l'écart type est important et souligne la qualité modeste de mes mesures. Observation et calibration des amas globulaires comme « chandelles standards » Pour l'observation photométrique des amas globulaires, j'ai utilisés des images prises dans le cadre d'un projet parallèle d'imagerie de M31. Ces images ont donc été réalisées avec un C11 ouvert à f/6,3 et une caméra couleur ZWO ASI294MC. Ce n'est sans doute pas la caméra idéale pour ce genre de travail, mais s'agissant de l'observation la plus facile du projet, ce choix a été ok. L'image ci-dessous illustre le champ, situé à l'est du noyau de M31, sur lequel la recherche et la photométrie des amas globulaires ont été faites. Les indications en rouge sont les flux mesurés par AstroImageJ pour quelques uns des amas. Au total, 56 amas globulaires ont été observés dans ce champ. Leur identification a été faite grâce au catalogue «M31GC Revised Bologna Catalog of M31 globular clusters (Galleti+, 2004) » consultable sur Aladin. J'ai ensuite simplement tracé le graphe de la magnitude visuelle « RGB » de ces amas, après tri par ordre croissant. On obtient alors le graphe suivant : Le bas de la courbe représente les amas les plus brillants avec une magnitude apparente de 12. En se basant sur la distance estimée de 2,09 Mal, on en déduit que ces objets ont une magnitude absolue de l'ordre de -12, soit une luminosité d'environ 5 millions de fois celle du Soleil et environ 1500 fois la luminosité d'une Céphéide de type I. Observation des amas globulaires de M87 et estimation de sa distance Maintenant que la distance de M31 est estimée et que la calibration en magnitude absolue des amas globulaires principaux est réalisée, la phase suivante consiste en la mesure photométrique de la population des amas globulaires de M87, ou tout du moins, de la partie « haute » de cette population comprenant les amas les plus riches et brillants. Pour ce faire, j'ai réalisé une image de M87 en posant 4h au C14 à f/7 avec l'ASI 1600. Cette image (ci-dessous) permet de faire de la photométrie sur un certain nombre de sources dans la périphérie de la galaxie, jusqu'à une magnitude (non filtrée) de 21,2. Une fois de plus, Aladin a permis de consulter un catalogue des amas globulaires identifiés dans cette région du ciel : « Spectroscopic and photometric data for all M87 globular clusters and ultracompact dwarfs (table9) (Strader+, 2011) ». Les identifiants sur l'image ci-dessus sont ceux du catalogue de Strader et les magnitudes indiquées viennent aussi de ce catalogue. Cependant, pour mon projet, je n'ai pas pris directement ces valeurs. J'ai calibré l'image en magnitude sur un certain nombre d'étoiles à l'aide des données Gaia dans le vert. J'ai ensuite estimé les magnitudes d'une cinquantaine d'amas globulaires et ai recrée, pour M87, un graphique similaire à celui obtenu pour les amas de M31. En superposant ces deux graphiques, comme montré sur le graphe ci-dessous, on observe que les courbes de population des amas dans les deux galaxies sont assez similaires, mais décalées d'environ 6,2 magnitudes en moyenne. On interprète alors ce décalage comme une indication de la différence de distance entre les deux systèmes. Un delta de magnitude de 6,2 correspond à un rapport de luminosités de 300, et donc un rapport de distance de 17,3 entre M31 et M87. Ce rapport permet d'estimer la distance nous séparant de M87 à 36,3 Mal (11,2 Mpc). Ce chiffre est à rapprocher des 16,67 Mpc estimés par les professionnels, soit un delta de 50% entre mes mesures et la valeur communément acceptée. La moitié environ du budget de cette erreur provient de la sous-estimation de la distance de M31, l'autre moitié provient du process d'estimation de la distance à base des amas globulaires. Mesure de la vitesse radiale de l'amas de la Vierge Pour cette dernière phase du projet, je me suis servi d'observations que j'avais réalisées dans le cadre d'un projet de mesure de la masse sombre dans l'amas de la Vierge. Ce projet avait inclus la mesure de la vitesse radiale d'une vingtaine de galaxies de l'amas et avait permis de mettre en évidence la vitesse globale de l'amas ainsi que les vitesses intra-amas des 20 galaxies. Une trentaine d'heures d'observation au C14 + Alpy600 avaient été nécessaires pour mener à bien ces mesures. Le diagramme ci-dessous montre les valeurs de vitesses radiales mesurées avec Isis ainsi que celles relevées dans la litérature pour ces mêmes galaxies. La moyenne des vitesses radiales s'établit à 1053 km/s et représente la vitesse de récession d'ensemble de l'amas de la Vierge, correction faite des mouvements de la Voie Lactée dans le Groupe Local. Cette valeur est consistante avec les mesures professionnelles avec une marge de quelques pourcents. Estimation de la constante de Hubble-Lemaître et remarques Il ne reste maintenant plus qu'à diviser la vitesse de récession de l'amas de la Vierge par sa distance exprimée en méga-parsec pour avoir une idée de la constante H0. Le projet donne alors une valeur de H0 égale à : H0 = Vr / D = 1053 / 11,2 = 93,8 km/s/Mpc Cette valeur surestime d'environ 1/3 la valeur de 70km/s vers laquelle les différentes méthodes professionnelles de mesure « convergent ». Bien que le projet soit basé sur un nombre certain de raccourcis, d'hypothèses simplificatrices et d'incertitudes de mesures, le résultat est grosso-modo en ligne avec la valeur actuelle de H0. Si l'on voulait aller plus loin, il faudrait reprendre la mesure des Céphéides, qui est certainement celle la plus entachée d'erreur, et chercher aussi des sources plus lointaines que l'amas de la Vierge, ne serait-ce que pour avoir confirmation de la linéraité de la loi de Hubble-Lemaître. En effet, je n'ai effectivement réalisé qu'une seule mesure pour estimer H0, donc rien ne me permet d'affirmer que ce paramètre est constant ! Malgré tout cela, la cohérence du résultat est une constatation qui me fait plaisir et qui confirme que l'on peut s'amuser en faisant de la science en amateur. Les moyens à notre disposition sont très conséquents : optiques et mécaniques de qualité, caméras sensibles, spectroscopes simples d'utilisation, accès à nombre de bases de données pros, excellents logiciels de traitement et d'analyse des images, matériel disponible à notre convenance... toutes les conditions sont réunies pour faire de la science en amateur : profitons-en ! Arnaud
  2. Bonjour Christian, Comme toujours, une superbe contribution a l'astro amateur: bravo! J'etais surpris par la largeur extreme de la bande, et puis j'ai pense qu'entre une raie d'emission large a l'origine (comme souvent sur les quasars) et l'etirement doppler, on doit pouvoir expliquer la largeur. A ce sujet, sur le spectre pro, la raie Lyman, c'est bien juste le pic elargi entre 6500 et 6750A? Une idee sur ce qui contribue a la difference de flux entre la droite et la gauche du pic? ... et tout ça avec un 200mm ;0)). Encore bravo Arnaud
  3. Raw spectrum profile

    Hi Dave, One way I have been using to do that is to create fake master files: I take a spectrum image and, say in Iris, I create a fake offset where all pixels are set to 0. For the dark, I set all pixels to, say 100. And for the flat, same thing at say 1000 level. You must make sure that the fits headers of these fakes files include the date_obs and exptime keywords (I use AstroImageJ to update the headers if these keywords are missing). The date doesn't matter, of course, but make sure that the exptime make sense (for instance, 0.001 for the offset, 1 for the flat, and a linger value than the spectrum exposure time for the dark). Then, in Isis, I run the normal process, with the fake masters, all the way to the profile section. I hope that this will be helpful. Arnaud
  4. M1 Messier 1

    Holaaaaaa, j'adore ton image Max, la full est vraiment splendide de détails, de profondeur et de douceur. Bravo. Arnaud
  5. Conseils choix matériel H-alpha

    Juste encore un petit message pour vous remercier tous pour tout vos conseils. Très très utile. J'ai donc mis de coté l'option Lunt 152 et vais me focaliser sur l'une des 2 dernières options. Encore un grand merci à tous. Arnaud
  6. En approche de M51

    Chers tous, Merci pour tous vos commentaires.... je démarre l'année 2021 en trombe avec sans doute le post avec les pires "reviews" de l'histoire d'Astrosurf . Ça ne fait rien, on est quand même là pour partager, même si on n'est pas toujours du même avis: au final on parle d'esthétique. Merci d'avoir pris le temps de me donner vos opinions, j'apprécie. A+ Arnaud
  7. Conseils choix matériel H-alpha

    Bonjour Paul, bonjour Sébastien, Un grand merci pour vos réponses très intéressantes et qui m'aident vraiment beaucoup. Donc déjà, out la Lunt 152. C'est déjà un gros pas en avant. L'option 2, avec sa flexibilité en ciel profond est en train de prendre la corde. Paul, concernant le train optique avec un Daystar, j'avais compris qu'il suffisait d'attaquer le Daystar à mini f/30 et que celà suffisait. J'imaginais la lulu à f/7 et un Powermate x5 comme solution: le TZ4 serait plus approprié selon toi? Je suis moyennement chaud sur l'étalon PST. J'ai regardé dans une lulu de 180 (de mémoire) + PST aux dernières NAT: les images étaient vraiment splendides, mais je trouvais que le spot de l'étalon ne rendait pas justice à cet instrument. Je vais regarder les étalons alternatifs. Dernière questions concernant le Daystar: Se vs. PE ??? J'ai vu que le PE a une homogénéité de bande passante bien meileure que le SE, mais je ne fais pas de la recherche non plus... En revanche, le niveau d'inhomogénéité du SE est à 0.5A sur la partie centrale du filtre, ce que je trouve beaucoup pour un filtre avec une bande passante du même ordre de grandeur. Encore un grand merci à tous les deux pour ces informations très pertinentes. C'est top. A+ Arnaud
  8. Bonjour à toutes et à tous, J'utilise depuis quelque temps une lunette Coronado Solarmax II de 90mm. Je trouve cette lunette optiquement très bonne et c'est un plaisir de suivre le soleil en H-alpha avec. En fait, l'observation du Soleil est devenu une de mes activités astro préférées grâce à cet instrument... alors, bien évidemment, le souhait de plus de résolution commence à se faire sentir. Je suis donc en train de regarder 3 configurations possibles: La LST152 de chez Lunt. Mais Lunt m'a informé qu'ils sont en train de laisser tomber ce modèle et vont pousser la 130mm à la place. Je ne sais pas exactement pourquoi, s'il y a des problèmes techniques avec cet instrument ou autre. Ça reste encore une option pour le moment, je pense. Une SW Esprit 150 APO, avec un ERF + Daystar Quantum SE 0.6A. L'avantage est que cette option permet aussi d'utiliser l'APO de nuit, ce qui est intéressant Un C8 Triband de Baader avec le même Quantum Daystar SE 0.6A J'observe depuis La Rochelle, donc au niveau de la mer. De jour, j'ai environ la moitié des observations où je suis à peu près à la résolution du Coronado. De nuit, le site est assez bon pour la turbulence (disons mieux que 0.5'' en lucky imaging) pendant 1/3 du temps, moyen pendant 1/3 et mauvais pendant... 1/3 (approx 1" en lucky imaging ) J'aimerais avoir vos avis concernant ce choix. Je dois dire que j'aime les images faites au C8 par Christian et présentées dans son excellentissime ouvrage "Astro solaire", mais les images à la TOA150 ne sont pas très loin derrières... J'ai un peu peur avec le C8 de me retrouver avec un instrument qui ne donnera des images exploitables que pendant 1/4 du temps par exemple, ce qui serait dommage. Et puis il y a aussi la qualité du matériel: je pense que les 3 options sont ok, mais je peux me tromper. Merci d'avance pour vos commentaires. Arnaud
  9. enfin une photo

    Ooohh, très beau grand champ! Bravo Paul
  10. En approche de M51

    Bonjour à toutes et à tous, Dans la veine de l'image de M31 prise au C11 postée la semaine dernière, je vous propose aujourd'hui une image N&B de M51, toujours en starless. 6h18 en "quelques" poses de 30s avec une ASI1600MM montée sur un C14 ouvert à f/7 (réducteur/correcteur Starizona). Accouchement sous Pix. Bon weekend! Arnaud
  11. Très belle photo, ambiance super sympa
  12. Voila une version .xls qui devrait mieux marcher pour toi. Tu peux mettre 630 mesures et faire l'analyse jusqu'à la 19eme harmonique. Si jamais il te faut plus, dis le moi et j'augmenterai ces paramètres. En principe, tu ne devrais même pas avoir à faire la moyenne sur 5 mesures, l'analyse de Fourrier fera le tri d'elle même et tu obtiendras les mêmes résultats pour les basses harmoniques. Arnaud Analyse de Fourrier.xls
  13. Bonjour Pascal, La valeur de "1" pour le premier coef vient du fait que je norme les coefficients calculés, c.a.d. que je mets à 1 le plus haut des coefficients, et donc les autres sont exprimés en fraction du plus élevé. C'est juste une convention. Si tu ne veux pas normer les résultats, il te suffit de mettre la valeur "1" dans la case E644. En revanche, j'ai une question concernant tes courbes: dans la première que tu affiches au début du post, il y a clairement plusieurs périodes affichées alors que celle introduite dans le tableur, il n'y a qu'une seule période... s'agit-il des mêmes données? A+ Arnaud
  14. M31 au C11

    Oui, effectivement, Starnet. Dans ce cas, le module inteégré dans PixInsight, mais le soft est aussi disponible independament sous Windows (au moins). Il n'y a pratiquement aucun réglage à faire... Plus simple, il n'y a pas!
  15. Pascal, Voici mon tableur. Les zones en joli-jaune-canari sont les zones dans lesquels tu rentres tes données. La colonne verticale va donc recevoir tes mesures, et tu as une petite case en haut avec le nombre d'harmoniques que tu veux pour la reconstruction de la fonction. C'est amusant pour voir la fonction de filtrage que donne la TF. Pour le spectre, j'ai fait un truc donc je ne suis pas sûr à 100% qui est de prendre la somme cuadratique des coef du sinus et du cosinus pour chaque harmonique. (c.a.d. si disons l'harmonique 5 a un coef pour le sinus de 0.2 et 0.5 pour le cosinus, alors je calcul la puissance de l'harmonique comme racine (0.2*0.2 + 0.5*0.5). Dis moi si tu arrives a recuperer le fichier correctement et si l'analyse marche pour toi. A+ Arnaud Analyse de Fourrier.ods