Arnaud17

Comparaison très instructive et belle image. Arnaud

Bonjour Stéphane, Belles images et belle animation, bien "crisp". Très sympa. Merci! Arnaud

Bonjour, C'est une bonne question. Je ne suis pas sûr qu'il y ait un ordre absolu dans ce train car au final il n'y a que 2 éléments optiques. Je pense donc qu'il faut regarder aussi d'autres facteurs: - la rigidité / absence de flexion de l'ensemble me parait clef. Ça depend donc du type et de la qualité des connections entre éléments. - ensuite, plus il y a de distance entre la barlow et le capteur, plus le grandissement sera important, tu peux donc jouer sur ce parametre (en mettant le flip devant ou derriere la barlow) pour regler ton échantillonage. - si tu mets le flip avant la barlow, tu auras plus de champ dans ton oculaire (donc plus facile de trouver la cible), mais moins de grossissement (donc precision moins grande du centrage) perso, je mettrais sans doute l'ADC en dernier et sans doute le flip en premier (donc flip-barlow-ADC) avec les caveats cites plus haut. Arnaud

Tout d'abord, merci à Superfulgur d'avoir lancé ce post très intéressant. Comme tout le monde sur Astrosurf, je piaffe d'impatience de voir l'ELT en action. En attendant, j'ai lu un document de référence très complet de l'ESO (même si il a quelques années maintenant) qui est la "E-ELT Construction Proposal" de prèsde 270 pages, avec le Science Case, une revue en détail du télescope et des challenges ainsi qu'une revue de l'instrumentation envisagée à l'époque. Voici le lien vers ce document que je recommande vivement aux anglicistes : il y a des commentaires courts mais intérssants aussi sur le TMT (pré crise Hawaienne) et le GMT. On sent d'ailleurs plus d'afinité avec ce dernier qu'avec le TMT d'ailleurs.... Bonne lecture à tous, Arnaud

Bonjour à toutes et à tous ! Inspiré par les récentes images à couper le souffle de Christophe, j'ai retraité mes images du 5 aout prises au C14. Bon, ben même avec ça, je dirais: T400: 1 point, C14: 0 point. Y'a pas a dire, Christophe a effectivement fait parlé la poudre et a montré sa maestria de A à Z, depuis la prise de vue jusqu'au traitement. Je vous présente quand même mon image re-traitée. Je n'avais jamais utilisé au paravant la fonction de de-ringing de Registax, mais je dois dire que j'aime assez le résultat. En revanche, celà donne un limbe flou, d'où le manque de détail sur la calotte polaire par exemple. Comment font les experts pour eviter l'arc sombre ou lumineux sur le limbe après un traitement ondelettes? Recap des conditions: C14 + reducteur Starizona f/7 + Barlow x2 + RGB + ASI 1600MM. 10K poses dans chaque couleur. 30% gardés. AS3 + R6 + Iris. Alors, pour ceux qui se demandent, sans doute à juste titre, pourquoi un reducteur et une barlow, la réponse est simple: la flemme de demonter le bazar . Ceci dit, l'echantillonage est 3x la résolution theorique du C14 et la tache d'Airy etait bien bien nette... Pas d'ADC car la planète était déjà haute sur l'horizon et j'avais déjà assez de verre derrière le télescope pour ouvrir un bar. Bonnes observations à tout le monde. Arnaud

Merci à tous pour vos messages sympas. Quelques réponses aux questions de Wilexpel: je fais du RRGB plutôt que du LRGB parceque la mise au point sur le C14 est un peu différente suivant la couleur (environ 0.3-0.4 mm au niveau du Crayford), donc une image L sera nécessairement floue, sans parler du chromatisme atmosphérique). En ce qui concerne le réducteur, comme je le disais, ça été par flemme. Ceci dit, ce réducteur/correcteur est vraiment top et transforme un C14 classic en Edge en quelque sorte. Dès que la turbu est correcte, on voit la tache d'Airy super clean sur pratiquement tout le champ d'un oculaire 82 degré. Au final, ce qui compte, je pense, c'est d'avoir un bon échantillonage de l'image par le détecteur, et dans cette config, je suis à 3 pixels / résolution théorique du 356mm, ce qui me parait pas mal du tout. Le Christophe dont je parle est Christophe Pellier qui fait des images incroyables avec son Newton de 400mm. Voila. Encore merci à tous et bonne journée. Arnaud

Bravo bravo Jean-Luc pour ces magnifiques images. J'adore le rendu de ton traitement. Pas encore eu le temps de voir tes tutos, mais je le mets sur ma to-do-list. Arnaud

Hi Dick, I have looked at your spectrum profile and I noticed that the signal level seems very low. I therefore suspect that what is displayed might be the result of the substraction of two profiles. In the "General" tab of Isis (if I am not mistaken), there is a box which indicates whether you want Isis to remove the sky background or not. The default value (box unchecked) is that you do want to remove the background. When you do the calibration part of the process, you need to ensure that the background is not removed, because the background is essentially equal to the signal. Therefore, you need to make sure that the box is checked when you do a lamp calibration (and only in the case of calibrating your profiles with a lamp). Let me know if that is useful. Regards, Arnaud

Bonjour Olivier, Je n'ai qu'un début d'expérience dans ce domaine qui, par ailleurs, est passionant. Voici donc ce que je peux te dire: - Il y a des observations relativement faciles a realiser (lorsque la chute de lumiere pendant le transit est superieure a 1%), et des observations plus delicates (quand la baisse de lumiere est faible). Donc, la premiere chose a faire sera de choisir des cibles avec une baisse importante pour se faire la main. Il y a, presque toutes les nuits, des cibles avec des baisses entre 1 et 2+%. - un 200mm est tout a fait suffisant pour faire ces observations. Comme toujours en astro, le diametre de ton instrument dicte la luminosite des objets que tu peux observer. Les transits ne derogent pas a cette regle. En fait, il y a un compromis entre la precision de la mesure de lumiere et la frequence de ces mesures: si tu as un objet faible, tu va etre obliger de poser plus longtemps / moyenner plus d'expositions pour un point de mesure donne de ta courbe, donc tu auras moins de points de mesure pour un transit donne. J'ai fait un petit tableur qui permet d'avoir une idee du temps de pose / nombre d'expositions a moyenner en fonction des caracteristiques du telescope et de la camera. Si ça t'interesse, envoie moi un message et je t'enverrai le fichier avec des explications. Ça donne une bonne idee de ce qui est possible sur une cible donnee. - en ce qui concerne la camera, il faut une camera N&B la moins bruitee possible. Perso, j'utilise une ZWO ASI 16000MM Pro que je refroidi au maximum. Oui, le refroidissement est absolument clef, sinon le bruit risque d'etre sensiblement plus eleve que le signal. En ce qui concerne la taile du capteur, il faut pouvoir avoir des etoiles de reference dans le meme champ que ta cible: donc eviter les capteurs de taille trop petite. Je dirais qu'il faut que tu puisses avoir un champ d'environ 20' pour etre a peu pres sure d'avoir un certain nombre d'etoiles de reference (idealement, il en faut plusieurs). Si tu as un reducteur genre Celestron 0.63x sur ton telescope, tu auras sans doute pas mal de choix de capteurs possibles. - en ce qui concerne la taille des pixels, ce qui est plus important sans doute c'est le "full well", c'est a dire la capacite des pixels a encaisser des photons sans saturer. Plus le full well est important, mieux c'est. Ma ZWO a un full well de 20 000 electrons, ce qui est plutot en bas de la gamme, mais ça marche quand meme. - pour la numerisation en 12 ou 16 bits, ça ne change pas grand chose: 12 bits te donnes 4000 pas de codage, donc le bruit de numerisation est de l'ordre de 1/4000, soit bien moins que 1%: ce n'est pas ce bruit qui est predominant. En fait, le bruit predominant avec une camera moderne refroidie, c'est souvent une combinaison du "bruit de photon" (dû au fait que la cible est faible) et du bruit de scintillation atmospherique qui peut etre combattu en alongeant le temps de pose ou en moyennat plusieurs poses plus courtes. - filtre: si ta cible est assez lumineuse, tu peux utiliser un filtre. L'avantage d'avoir une image filtree est que cela te permet, si ta courbe de lumiere a suffisamment de points de mesure, d'estimer l'angle de l'orbite de l'exoplanete en fonction de la forme de la courbe en entree et sortie de transit. En effet, la forme detaillee de la courbe depend de 3 parametres essentiellement: la taille de la planete, l'angle vue de son orbite depuis la Terre et la fonction d'assombrissement du limbe de l'etoile. Si tu utilises un filtre et que tu connais le type spectral de l'etoile, il est alors possible d'estimer l'assombrissement du limbe stellaire. Comme tu peux determiner la taile de la planete avec la profondeur du transit, il n ereste plus que l'angle de vue comme variable qui peut alors etre determine. Les filtres Johnson sont chers je crois. Je pense que pour une observation en amateur, des filtres RGB standard doivent amplement faire l'affaire. - suivi: il faut que tu puisses faire un assez bon suivi de ta cible, mais pas besoin d'etre au pixel pres pour des cibles a environ 1% de profondeur de transit. En resume, dans ton cas et avec ton budget (suffisant), je m'orienterai vers une bonne camera CMOS bien refroidie (ZWO, QHY, Atik...) avec un capteur d'au moins 10mm de cote pour avoir du champ, et des pixels entre 3 et 5+ microns pour avoir un minimum de full well. En plus, ça te fera une excelente camera pour de l'imagerie ciel profond ou planetaire. J'espere que ces infos te seront utiles. Arnaud

Bonjour à toutes et tous, J'aimerais savoir si quelqu'un sur le forum a une expérience avec le spectroscope Dados de Baader. Il me parait pas mal pour la basse / moyenne résolution et à un prix intermédiaire entre l'Alpy et le Lhires. Merci et bonnes observations, Arnaud

Bonsoir, bonsoir, Un autre post rapide avec 2 régions de la Lune prises au foyer du C14, ASI 1600MM. J'ai sciemment adopté un traitement un peu "abrasif" parce que j'ai toujours aimé les photos argentiques très contrastées qui laissent bien voir le grain et aussi parce que je trouve que ça rend bien cette ambiance de "splendide désolation" dont parlait Aldrin... et puis j'aime aussi ces regions lunaires "entre deux", avec des bouts de mare et des collines sans saturation de crateres A+ Arnaud

Merci a tous pour vos commentairs sympas. @Claude, non c'est un C14 classique @Thierry: oui, tous les gouts sont dans la nature ! Comme je disais, le grain / contraste etait voulu et en "honneur" a un photographe que j'aime beaucoup, Jeanloup Sieff. Merci encore et bonne fin de soiree a tous, Arnaud

Salut Alain, Bravo bravo pour ces images matinales. J'aime particulierement Saturne et Mars, toutes en douceur et details.... C'est tres chouette, surtout vu la hauteur sur l'horizon des animaux. pour les trames sur Jupiter, je vois qu'elles suivent la rotation et restent callees sur les memes details en longitude. Donc, a mon sens, peu de chance que cela provienne d'un phenomene physique terrestre. De meme, je serais surpris que cela se passe sur Jupiter meme (ou alors, c'est THE observation du siecle 😉). Je penche donc plutot pour un artefact bizarre au traitement : tu as utilisé des parametres paticuliers pour ce traitement? De toute maniere, un tres beau post! Arnaud

Bonsoir Stephane, Tres interssante et originale cette photo. Effectivement, on voit la geologie locale, et c'est parfaitement synchrone avec les observations de Clementine. Je ne connais pas PlanetarySystemStacker, c'est du type AutoStakkert? Joli travail, dand tous les sens du terme, et vraiment interessant. Arnaud

Les mots me manquent pour te dire mon admiration!!!! C'est du grand art, et moi aussi ça me ramène aux années 70 : j'observais avec une lunette 79/910 et un copain avait un Perl 115/900... et je bavais sur ce telescope que j'adorais. Bravo bravo bravo pour ces images, pour ce montage et pour avoir tenté le coup du ciel profond avec ce materiel... superbe.

Bonsoir à toutes et à tous, Un petit post rapide pour vous proposer une image de M63, en N&B, prise au C14 opérant à f/7. Poses courtes de 30s sur une ASI 1600MM pour un total d'environ 2h de pose. Comme vous pourrez vous en rendre compte, j'ai encore des problemes de flat que je ne maitrise pas bien :o/ A+ Arnaud

Bonsoir Alain, Oui, visiblement, c'est ce que m'a fait remarque un ami du club . J'ai utilise un melange de PixInsight et Iris, et je pense qu'il y a une inversion de mode d'affichage entre les deux softs, du genre un commence par lire en bas a gauche et l'autre en haut a gauche. En tout cas, tu as l'oeil !!! Arnaud

Super image Christian: belle sélection des cible, très belle acquisition et très beau traitement: un sans faute !!! Le dragon est effcetivement une constellation qui mérite une visite en détail, il y a plein d'objets sympa et c'est pratiquement au zenith en ce moment. Arnaud

Bonjour Olivier, Réponse tardive à ton message. Merci pour cette info, oui je vais regarder cette option qui pourrait être à la fois performante et intéressante dans l'approche de la construction perso. Affaire à suivre donc. Arnaud

Bonjour à toutes et à tous, Encore un post un peu long j'en ai peur, mais c'est pour vous faire part des résultats d'un projet sur lequel nous avons passé plus de 300 heures... Avec deux amis du club d'astronomie de La Rochelle, Ciel d'Aunis, nous avons mené à bien un projet qui a pour but premier d'estimer le rapport entre masse visible et masse totale dans l'amas de la Vierge. Il se compose donc naturellement de deux parties : la mesure de la masse totale, visible + sombre, et la mesure de la masse sous forme d'étoiles. MESURE DE LA MASSE TOTALE Pour la première partie, on se base sur le fait qu'un essaim de corps massifs va être animé de mouvements internes d'autant plus rapides que la masse totale de l'essaim est importante. Grâce au théorème dit « du viriel », il est possible de se faire une idée de la masse totale de l'amas en fonction de la vitesse moyenne intra-amas des galaxies et de la distance moyenne entre elles. A la distance de l'amas de la Vierge, ll n'est bien entendu possible que d'avoir accès aux vitesses radiales. On pourra estimer la vitesse moyenne totale en faisant l'hypothèse que les vitesses moyennes suivant les 3 axes sont du même ordre de grandeur, et donc la vitesse moyenne totale est égale à la vitesse radiale moyenne multipliée par √3. Pour mesurer la vitesse radiale moyenne, nous avons obtenus les spectres de 20 galaxies (Messier 58, 59, 60, 84, 85, 86, 87, 88, 89, 90, 91, 98, 99, 100, NGC4216, 4394, 4438, 4450, 4459, 4473) avec un C14 opérant à f/7, un Alpy600 et une caméra ASI 1600MM en bining 2, le tout monté sur une GM2000. Au total, nous avons réalisé un peu plus de 100 000 secondes de poses (en moyenne 5x1000s par galaxie). Les spectres ont étés traités et analysés avec Isis. Nous avons mesuré le décalage spectrale d'environ 8 raies absorption/émission par galaxies, pour un total de 158 mesures de décalages. Voici le spectre d'une de ces galaxies qui permet d'apprécier le niveau de bruit assez élevé et donc le besoin de réaliser un nombre assez élevé de mesures de raies sur chaque galaxie. En rouge le spectre de M58, en vert un spectre de référence Pickles pour le spectre K1V. Ces informations nous ont permis de mesurer une vitesse de récession moyenne de l'amas de 1021 km/s, valeur calculée dans le référentiel de l'amas local. En utilisant la valeur de 67,8 km/s/Mpc pour la constante de Hubble-Lemaître (valeur collaboration Planck), cela nous donne une distance à l'amas de 15,6 Mpc (contre 16,67 Mpc pour le Catalogue des Galaxies dans l'Univers Local à z<0,01). La connaissance de la vitesse radiale de chaque galaxie et celle de l'ensemble de l'amas permet de déterminer la vitesse radiale à l'intérieur de l'amas pour chacune des 20 galaxies. On en déduit une moyenne radiale intra-amas de 590km/s, et donc une vitesse moyenne 3D intra-amas de 1022 km/s. Nous avons, en parallèle des observations spectroscopiques, reálisé une mosaïque de 102 Mega-pixels couvrant l'ensemble de la partie nord de l'amas de la Vierge (RA entre 12h et 13h, DEC entre +10º et +20º). Cette mosaïque a été réalisée avec une lunette Takahashi FSQ85 équipée d'un réducteur de focale Taka, d'un APN Canon 450D refroidi, le tout monté sur une EQ-6. Une dizaine de champs ont ainsi été enregistrés en RGB avec un échantillonage de 3,3''/pixel. La mosaïque permet de repérer la position respective des galaxies de l'amas. Connaissant la distance de l'amas, nous avons ainsi mesuré l'ensemble des distances entre 330 galaxies. Ci-dessous, le coin en haut à gauche du tableur de mesure des distances, pour le fun ;o)... trouvez l'erreur !!!! La moyenne de toutes ces distances est de 3 280 000 al (1Mpc) dans le plan du ciel. En 3D, cette moyenne devient 4 million d'al (correction d'un facteur √(3/2). Au passage, attention, il ne s'agit pas de la distance moyenne entre deux galaxies voisines, mais bien de la moyenne de toutes les distances en prenant toutes les paires possibles de galaxies. Pour la distance moyenne entre galaxies voisines, nos observations permettent de la situer à 350 000 al en 3D. A ce stade du projet, l'application du théorème du viriel nous permet d'estimer la masse totale (visible + sombre) de l'amas à 6e+14 masses solaires. La litérature identifie cette valeur aux alentours de 1e+15. Notre estimation donne donc une bonne idée de la masse de l'amas. MESURE DE LA MASSE VISIBLE Pour la seconde partie, on estime le nombre et la masse des étoiles d'une galaxie en fonction de 3 paramètres : sa magnitude apparente, sa distance et son indice de couleur (mag bleu – mag rouge). Nous avons, dans un premier temps, réalisé la calibration en couleur de l'APN refroidi. Pour cela, nous avons réalisé une série de mesures R et B sur des étoiles défocalisées, mesures que nous avons comparées aux données Gaia. Ceci nous a permis de créer une fonction de correction de l'indice de couleur mesuré par l'APN. Voici les données avant et après correction et leur comparaison avec les mesures de Gaia. On voit qu'on peut faire une bonne analyse d'indice de couleur avec un APN étalonné. Une fois cette calibration faite, nous avons utilisé les images RGB grand champ pour mesurer les flux lumineux en rouge et bleu de 112 galaxies. Le traitement s'est fait entièrement sour Iris (pré-traitement et photométrie). Nous avons donc obtenu des magnitudes R et B pour ces 112 objets. La connaissance de la distance de l'amas nous a permis de calculer leur magnitude absolue. Nous avons alors créé un modèle super simplifié de population stellaire dans lequel nous avons réduit une galaxie à sa séquence principale. Il existe des modèles permettant d'estimer la masse, la luminosité et le nombre initial des étoiles le long de cette séquence (ZAMS), c.a.d. pour un indice de couleur donné. En effectuant une coupure vers les masses élevées de la séquence (donc en enlevant les étoiles déjà mortes), on peut créer des mixes d'étoiles plus agées et estimer pour chacun d'eux son indice de couleur ainsi que les caractéristiques de masse et luminosité moyennes de leur population stellaire. On peut alors inverser la logique et déduire les caractéristiques de la population stellaire moyenne d'une galaxie en fonction de son indice de couleur. Grâce à ce modèle, il est donc possible d'estimer le nombre d'étoiles moyennes pour une galaxie de couleur et de magnitude absolue donnée. C'est donc ce que nous avons fait pour les 112 galaxies sur lesquelles nous avons fait de la photométrie. Le résultat est, pour chaque galaxie, une estimation de la masse des étoiles, que nous assimilons à la masse visible (on n'a rien fait concernant les gaz et poussières!). Au passage, il est amusant de noter que si la lumière d'une galaxie vient essentiellement de ses grosses étoiles, la grande majorité de la masse stellaire est contenue dans les naines rouges. La masse moyenne d'une étoile de l'univers est de l'odre de 0,2 masse solaire. Ce travail nous a permis d'estimer la masse stellaire des 112 galaxies principales de l'amas ainsi que leur somme à 5,6e+12 masses solaires. RAPPORT MASSE SOMBRE / MASSE VISIBLE En comparant les résultats des deux parties, on arrive à un rapport masse sombre / masse visible de 106 fois. Il est donc clair, comme l'avait montré Fritz Zwicky, que la masse sombre prédomine largement dans l'amas de la Vierge. Bien entendu, notre étude est pleine de simplifications et raccourcis, mais les grands traits de la composition de l'amas de la Vierge sont néanmoins bien visibles. AUTRES RESULTATS Au passage, ce projet nous permet d'atteindre quelques autres résultats intéressants : La taille 3D de l'amas est d'environ 3,5 Mpc (11 Mal) La direction du centre de gravité de la matière visible se situe environ aux coordonnées RA : 12h30,4 DEC : +13,0º, soit dans le triangle formé par M86, M87 et M90 L'amas ne semble pas animé d'un mounvement de rotation d'ensemble comme on peut s'en rendre compte sur le diagramme suivant montrant les vitesses radiales intra-amas pour les 20 galaxies mesurées. En effet, un mouvement de rotation global se remarquerait par une séparation des couleurs cyan et magenta de part et d'autre d'un axe de la figure, ce qui ne semble pas être le cas. La cible noire symbolise la direction du centre de gravité masse visible. Notre Galaxie, avec une magnitude absolue estimée à -20.4, est dans le peloton de tête des galaxies les plus lumineuses. De notre échantillon photométrique, seules 20% des galaxies de la Vierge sont plus brillantes, mais il faut tenir compte que notre étude s'est limitée aux galaxies les plus brillantes de l'amas. Si l'on prend en compte les estimations d'une population totale de galaxies de l'ordre de 1500-2000 galaxies dans cet amas, alors notre Galaxie se situe dans le top 1% des galaxies (au moins dans l'univers local). Nous en avons profité pour aussi faire une série d'images d'environ 100 galaxies faites en 1 nuit avec un C11 travaillant à 6,3, et des poses courtes de 2 minutes par champ avec l'ASI 1600MM. Voici le trombinoscope de tout ce qui compte dans l'amas de la Vierge... parce qu'il n'y a rien de plus beau qu'une belle galaxie !!!! CONCLUSIONS Ce projet a nécessité pas mal de ressources en matériel mais aussi en temps : environ 350h dont approximativement 55h d'observation, le reste étant passé en préparation, tests, traitement et analyse des données. La météo capricieuse de ce début d'année n'a pas toujours aidé d'ailleurs. Cependant, les résultats sont intéressants et dans les bons ordres de grandeur. Nous avons beaucoup appris au cours des 6 mois passés : de la photométrie de couleur à la spectroscopie en passant par la création de modèles divers et variés... bref de la science en amateur, et c'est très très sympa :o))). A bientôt, Arnaud

...chaque galaxie par rapport au centre de gravité de l'amas. Effectivement, ces vitesses peuvent être positives ou négatives, et on vérifie d'ailleurs que leur moyenne est nulle. Dans cette étude, ce qui compte, c'est la moyenne des modules des vitesses radiales. En effet, une galaxie va se mouvoir à l'intérieur de l'amas d'autant plus rapidement que la masse de l'amas va être importante. Que la galaxie s'approche ou s'éloigne de nous n'est pas important: c'est surtout dû à sa position le long de sa trajectoire dans l'amas. Pour répondre aux questions / demandes de Jean-Christophe, voici des infos complémentaires ainsi que quelques graphiques illustrant les calculs et mesures intermédiaires: Tout d'abord, les mesures de vitesses radiales faites sur les 20 galaxies, avec comparaison des mesures de la littérature. On voit que l'accord est grosso-modo là, bien qu'il y ait aussi des exceptions avec des écarts importants (M85, M89, M99, NGC4216, NGC4438). Si l'on regarde les moyennes et médiane en revanche, l'atténuation du bruit de mesure se note avec des écarts de +6,3% pour les moyennes et -0,2% pour les médianes: Probablement la partie la plus délicate du projet est l'estimation de la masse stellaire, ce qui peut paraître surprenant car il s'agit de mesurer la partie visible de l'iceberg ! La difficulté est triple : a) difficulté de capter « toute » la lumière venant d'une galaxie mesurée en photométrie, b) difficulté de capter la lumière du fond diffus d'étoiles intra-amas, c.a.d. des étoiles faisant partie de galaxies à faible luminosité surfacique, ou carrément des étoiles hors galaxies présentes en quantité importante dans l'amas de la Vierge (on a fait l'impasse sur cette composante) et c) dépendance d'un modèle de population stellaire. En ce qui concerne le modèle de population stellaire, il s'agit d'um modèle standard de la séquence principale initale, c.a.d. d'âge 0. Il se caractérise par une décroissance exponentielle du nombre d'étoiles de masse élevée. Si l'on factorise le nombre de chaque type d'étoile, leur masse et leur luminosité individuelle, on peut tirer la contribution à la masse et la luminosité totale provenant de chaque type. Ce sont les courbes ci-dessous. Elles mettent en évidence le fait que la lumière vient des grosses étoiles, mais la masse est dans les petites: Ces données permettent alors de calculer une correspondance entre l'indice de couleur d'une population d'étoiles, la magnitude absolue moyenne des étoiles ainsi que leur masse. La courbe indice de couleur vs. magnitude absolue est donnée ci-dessous: Le graphe ci-dessous décrit l'échantillon de 112 galaxies dont la masse stellaire a été estimée. Le graphe présente la masse (en unité log de masse solaires) vs. l'indice de couleur de la galaxie. On note une tendance avec des petites galaxies plutôt beues et des grosses plutôt rouges: Au passage, la courbe de calibration de l'APN en agrandi: Enfin, pour finir, le graphique montrant les vitesses radiales mesurées en fonction de la position géométrique des 20 galaxies sur le fond du ciel. C'est ce graphique qui permet de tirer la conclusion de l'absence de mouvement de rotation d'ensemble de l'amas sur lui même. La direction du centre de gravité de la masse visible est indiquée en noir.

Bonjour à tous, Merci pour vos messages d'encouragements que nous apprécions vraiment, c'est très sympa. Voici, pour répondre à Michel quelques informations. Nos observations donnent une vitesse radiale pour chaque galaxie. En faisant la moyenne (ou une moyenne pondérée), on obtient une estimation de la vitesse du centre de gravité de l'amas, c.a.d. de la vitesse de l'amas. Elle est d'environ 1000km/s. Si on retire cette valeur de la valeur de chaque vitesse radiale individuelle, on obtient la vitesse de chaque galaxie par rapport au centre de gravité de l'amas, mesurée le long de la direction d'observation: une sorte de vitesse radiale de cha

Bonjour Chris, Oui, j'ai aussi lu le manuel en PDF et c'est ce qui me donne envie de regarder ce spectro de plus près, car il me semble assez polyvalent pour un prix contenu. En ce qui concerne le prix et l'option de fabriquer soi même, si on veut faire quelque chose d'un peu solide, je ne suis pas sur que l'avantage aille vraiment à une solution faite maison. Je m'etais amusé à faire une estimation à la louche du prix des composants optiques chez Thorlab, et franchement, la différence était de l'ordre de 30-40% (de mémoire) avec le Dados... et ce sans la partie mécanique. En ce qui concerne la "puissance", j'imagine que tu parles de la résolution. Je ne pense pas que plus est nécessairement mieux car quand R augmente, la luminosité diminue et donc la liste des objets que tu peux observer diminue. D'où l'intérêt d'avoir une solution capable de couvrir une plage de R allant de la basse résolution (500 approx, type Alpy) à quelques milliers (type Lhires, pas dans la version à résolution maximum). J'en profite pour te dire que je suis très impressioné par tes observations en spectro-hélioscopie de la chromosphère... vraiment très intéressant et pas habituel, ce qui est un plus !!!! Bonnes observations, Arnaud

Bonjour Jean-Christophe, et merci pour ton message et les mots d'encouragement! Voici quelques elements de reponse a tes questions: Position de la fente du spectro: oui, c'est effectivement ce que nous avons fait. De toute façon, il y a trop peu de flux des qu'on s'eloigne un peu du centre des galaxies, en general Pour les vitesses, on calcul bien la moyenne de toutes les vitesses radiales (ainsi que la mediane) et on l'assimile directement a la vitesse de groupe de l'amas. Il n'est pas possible de savoir le pourcentage de la masse totale de l'amas que ces 20 galaxies representent car on ne connait pas le detail de la masse sombre par galaxie. En revanche, on peut faire cette estimation pour la masse visible: a elles seules; ces 20 galaxies representent environ 60% de l'amas, selon nos estimations. De ce fait, leur mouvement moyen est sans doute relativement proche du mouvement du centre de masse de l'amas. Pour les vitesses intra-amas, effectivement encore, on soustrait la vitesse moyenne a la vitesse de chaque galaxie. La moyenne des valeurs intra-amas est alors, logiquement, proche de zero. Voici les vitesses radiales mesurees vs. celles que l'on trouve courament dans la littérature. En abscisse, le numero de l'observation, et en ordonnee les vitesses radiales: On voit qu'on a du bruit de mesure qui, je pense, viens d'une combinaison de difficulte a identifier les raies dans des spectres assez bruites et de petites imprecisions dans l'etalonnage en longueur d'onde des spectres. On n'a pas fait la ponderation des vitesses par les masses pour le calcul de la vitesse du centre de gravite de l'amas, mais ça serait facile a faire: j'y jeterai un œil ;o). Pour la dispersion des vitesses intra-amas, il suffit de decaller le graphique de 1000km/s vers le bas pour avoir la moyenne a zero. On voit alors que les vitesses intra sont comprises, en gros, entre -1500 et +1500 km/s. Nos mesures de vitesse pour l'amas sont de 1053km/s pour la moyenne et de 989 km/s pour la mediane (on prend en fait la moyenne de ces deux estimations pour la suite des calculs). Si on prend la meme valeur de H0 que nous avons utilisee et que nous l'appliquons a une distance de 16.67Mpc, alors la vitesse de recession est de 1130 km/s. Non, nous n'avons pas confronte l'indice de couleur APN avec celui que l'on pourrait deriver du spectre des 20 galaxies: on pourrait le faire mais il faudrait sans doute retravailler notre reponse instrumentale de spectro qui n'a pas été notre priorite dans ce projet. On s'est rendu compte qu'une fois bien etalonne, un APN permet de trouver des indices de couleur proche de ceux de Gaia: cette calibration a été faite sur une vingtaine d'etoiles pour chaque champ: les résultats sont bien cohérents d'un champ a l'autre d'ailleurs. En ce qui concerne les etoiles du premier plan, elles sont en fait relativement peu nombreuses dans la direction de la Vierge. Nous avons teste, dans quelques cas, le retrait "cosmetique" d'etoiles genantes avec Iris et Photoshop: ça permet, quand cela est necessaire, d'enlever le gros de la contribution de l'etoile. Je vais regarder ce que je peux produire comme graphes detaillant un peu les calculs et je ferai un complement de post. Ouip, les images sont effectivement un peu petites... je vais aussi en remettre des versions plus grandes Article pour astrosurf: je ne sais pas comment ça se fait, mais pourquoi pas j'ai effectivement pense a l'extension de ce travail sur d'autres amas. Comme tu le notes bien, c'est la lumiere pour la spectro qui est l'etape limitante. Il faudrait voir, ça serait surement interessant. Je pense aussi a une autre manip sur l'amas de la Vierge qui serait d'etablir le "diagramme HR" des galaxies (il a un nom, mais je ne m'en souviens plus: en abscisse, on a le log de la masse stellaire et en ordonnee l'indice de couleur): il permet de mettre en evidence deux populations distinctes separees par la "vallee verte". Notre etude nous donne deja des billes, mais il faudrait pouvoir aller plus profond en photometrie, ce qui n'est pas bien complique, et affiner le modele d'estimation de la masse qui est plus que perfectible). Merci encore Jean-Christophe pour ton message tres sympa et interessant. A bientôt, Arnaud

Bonjour Olivier, Merci pour ta réponse détaillée. Je vais essayer d'y répondre point par point : L'Alpy a une résolution de 600 dans le rouge avec la fente de 23 microns. Donc vers le H-alpha, la résolution est d'environ 6600/600 = 11 A. Si on estime que la position de la raie peut être mesurée à 1/10ème de la résolution, ça donne une erreur d'environ 1A, donc une erreur d''étalonnage de l'ordre de 1-2A me paraît raisonable. En fait, je n'obtiens des valeurs proche de 0,1A que lorsque je réalise l'étalonnage sur un nombre de raies égal au rang du polynôme + 1. Dans ce cas, il y a assez de points de mesures pour trouver les coefficients du polynôme, mais pas assez pour estimer l'erreur RMS qui est alors quasiment nulle. Le pré-traitement que je fais est le traitement standard Isis où le fond du ciel est en effet soustrait. Cependant, sur tous mes spectres, j'observe que dans le rouge assez profond (6867A et 7590A environ), il y a deux raies larges en absorption. Je crois qu'elles sont dûes à l'O2 et l'H2O atmosphérique. Elles ne sont pas soustraites de façon efficace par le traitement car je pense qu'il n'y a pas assez de signal sur le fond du ciel à ces longueurs d'ondes. Je mets dans le post une partie d'un de mes spectres de Denebola en bleu avec le spectre Pickles A3V en rouge. On voit la H-alpha sur la gauche. Ce sont ces raies que j'utilise pour vérifier qu'il n'y a pas de décalage entre deux images. Je n'arrive pas à faire tourner la fonction CCF correctement. Soit l'algo ne converge pas (il me donne comme résultat la borne de recherche), soit il retourne une valeur qui n'est clairement pas la bonne sur la base d'un profil de correlation très plat. J'imagine que c'est parce que mes spectres sont relativement bruités... ou alors je me trompe dans l'utilisation de la fonction. CCF ne marchant pas, je fais le travail « à la main », c.a.d. en identifiant une série de raies dans le spectre K1V de Pickles (type proche de celui de la galaxie) et en mesurant les lambdas sur la galaxie et sur la K1V. Une fois les delta lambda/lambda mesurés sur plusieurs raies, je fais moyenne et médiane et je calcule la vitesse par rapport à l'observateur. Même si la correction héliocentrique est faible, je l'inclus quand même, pour être consistant dans l'approche. Puis NED pour la correction par rapport au barycentre de l'amas local. Oui, tu as raison, j'aurais pu/du faire un spectre d'une étoile K1, mais je n'y ai pensé que tard dans le projet, et donc pas possible de revenir en arrière sur les premiers spectres de galaxies ! Je me suis sans doute mal exprimé : le protocole est exactement le même pour la prise de vue et le traitement pour toutes les galaxies. Il n'y a qu'une ou deux galaxies avec spectre très bruité pour lesquelles j'ai aussi fait un bining dans Isis en post-traitement pour mesurer les delta lambda. Dans toutes les prises de vue, j'ai utilisé le même bining 2 de la caméra (3,8 micron de pixel à la base donnant un échantillonage d'environ 1A / pixel, soit 10 fois la résolution de l'Alpy, donc un gros sur-échantillonage pour des cibles faibles, d'où mon choix de bining). Je suis bien d'accord avec toi que Wikipedia n'est pas forcément LA source de référence, même si elle est très pratique. En fait, je ne suis pas intéressé par la mesure d'une vitesse particulière, mais plutôt par les valeurs moyennes. En effet, le but de notre projet est d'estimer le rapport masse visible / masse grave de l'amas. Pour la masse visible, on a fait des mesures photométriques qu'on est en train de combiner avec un modèle de galaxie, et pour la masse grave on va utiliser le théorème du viriel qui se base sur les vitesses et distances moyennes des galaxies de l'amas. On a donc besoin d'avoir une moyenne de vitesses intra-amas mais aussi de la distance de l'amas pour transformer des angles apparents en distance réelles entre galaxies. J'utilise la valeur H0 de la collaboration Planck (67,8km/s). Voilà, encore un grand merci pour tes commentaires toujours très judicieux et intéressants. A bientôt, Arnaud