robin_astro

Et avec l'ALPY200. (Très faible pollution lumineuse ici sauf celle des aurores !) Robin

Vous devez décoder les informations contenues dans le fichier fit pour tracer le spectre en longueur d'onde. voici un exemple du format d'ajustement utilisé dans SDSS https://data.sdss.org/datamodel/files/BOSS_SPECTRO_REDUX/RUN2D/spectra/PLATE4/spec.html

aussi avec fv etc mais quelle est la longueur d'onde ? Cheers Robin

Les fichiers SDSS Fits sont difficiles à lire, mais vous pouvez visualiser le spectre dans la recherche SDSS SkyServer en utilisant le nom 2E 2415. https://skyserver.sdss.org/dr17/VisualTools/navi?name=2E 2415&ra=168.0289380408300&dec=+35.4614557391200 https://dr17.sdss.org/optical/spectrum/view?plateid=4622&mjd=55629&fiberid=326&run2d=v5_13_2 Robin

Your spectrum looks good to me (definitely a type Ia). Galaxy contamination can be a problem though (and can sometimes be confused with broad line 1c). If there is a galaxy spectrum in the NED, it may be possible to eliminate the contamination. See here for example https://britastro.org/observations/observation.php?id=20210330_102737_ce02a117cb2c0df5 https://britastro.org/observations/observation.php?id=20210414_195422_fcf8c246791a7e8b et maintenant en français, désolé ! Votre spectre me semble bon (certainement un type Ia). La contamination par la galaxie peut cependant être un problème (et peut parfois être confondue avec la ligne large 1c). S'il existe un spectre de la galaxie dans le NED, il peut être possible d'éliminer la contamination. Voir ici par exemple

Bonjour Emmanuel, J'ai quelques idées qui pourraient aider à l'étalonnage de la longueur d'onde. Utilisez 4 lignes Balmer. Commencez par le spectre brut sans "flat" et divisez par le continuum en supprimant uniquement les 4 lignes de Balmer. Cela facilite la mesure des lignes. (Assurez-vous de sélectionner "lignes d'absorption") Robin

Cela dépend de la taille de l'image de l'étoile. 23 microns = 4 secondes d'arc. 35 microns = 6 secondes d'arc. Si l'image de l'étoile est plus petite que cela, une fente large sera pire (le même signal de lumière d'étoile mais plus de fond de ciel) Robin

Alef, Regardez-vous le bon spectre ? (Ce n'est pas le spectre brillant mais celui très faible au-dessus) Je ne vois aucune raie Ca HK dans le spectre Robin

L'autre étoile plus brillante dans la fente est plus facile. SDSS1237666463723225352 gmag 15.5 SNR~15 ressemble à une étoile de type G

Bonjour Emmanuel, J'ai essayé mais je ne vois rien au dessus du bruit. Désolé

Voici ma tentative. voici le spectre non calibré. Il est très faible après soustraction du ciel (maximum SNR ~3 seulement.) Avez-vous l'image de la lampe d'étalonnage ? Robin

Je pense que c'est surtout juste le ciel. Voici le profil du ciel mesuré sur votre image.

Il est inhabituel qu'il fasse encore clair après un mois, mais aucune observation d'autres équipes n'a été publiée. De la position dans la Voie Lactée, j’attends une Nova galactique ou CV. Pouvez-vous voir des raies de Balmer (absorption ou émission) à redshift nul ?

Bonjour Emmanuel C'est bien que vous n'ayez pas posté sur TNS si vous n'êtes pas sûr. Si vous le souhaitez, vous pouvez m'envoyer votre spectre et je l'examinerai. Classer correctement les transitoires n’est pas facile et nécessite de l’expérience. Si vous faites une erreur, cela pourrait être permanent. Il est important de comprendre à quoi ressemblent les spectres des différents transitoires (nova, nova naine, supernova, etc.) et de les faire correspondre avec les autres données (y a-t-il quelque chose de visible dans les images de la bibliothèque ? quelle est la luminosité et la courbe de lumière ? etc) Pour la supernova, je peux suggérer cette référence comme point de départ. https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March03/Filippenko/frames.html Également le logiciel SNID. Vous pouvez également vous entraîner en examinant certains transitoires classés dans TNS. Pouvez-vous voir comment ils ont été classés ? (Traduit avec l'aide de Google) Robin

Les lignes sont identifiées dans les tracés des journaux pour toutes les étoiles Robin (Pardon, le français est très pauvre je pense )

Pascal, Tu peux essayer https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJS...65..459T/abstract https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995A%26AS..113..459H/abstract Robin

Des résultats très intéressants. Il y a également eu quelques études Pro-Am en 2013 sur ces variations dans WR134,135,137. Deux articles ont été publiés jusqu'à présent https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016MNRAS.460.3407A/abstract https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.497.4448S/abstract Robin

Je suggère de faire des profils le long des lignes d'émission. Le PN devrait alors apparaître comme une région élevée. Vous pouvez également rechercher un décalage Doppler par rapport à la nébuleuse d'arrière-plan. Par exemple https://groups.io/g/Solex-project/topic/95316712#6526 https://groups.io/g/Solex-project/topic/l_objet_herbig_haro_hh_202/103332533

Notez que l’étoile centrale est une WD de faible masse, et non une étoile WR de masse élevée. Le type spectral est [WC4]. Les parenthèses sont importantes Robin