lionello

[2SPOT] Les vents fragmentés de gamma² Velorum (WR 11)

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Il y a 2 heures, lionello a dit :

Ci-joint un exemple pour comprendre le principe.

Mais ça reste assez galère suivant le rendu final recherché.

 

color_bar.py

 

Merci Lionel !!

je vais essayer de décortiquer le code voir si j'arrive a m'en sortir ( j'ai une belle série de 110 spectres sur une nuit que j'aimerai bien visualiser !)

 

Xavier

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Posted (edited)

 

Le 28/12/2023 à 15:44, Jean-Christophe Dalouzy a dit :

J'ai également vu dans les articles scientifiques une visualisation des spectres en 3D avec la composante temporelle en abscisse et l'intensité en niveau de couleur en Z. Ca fait un visualisation des mouvements locaux assez parlant et impressionnant.

 

Je pense que tu fais allusion à ce type de graphes présentés dans divers papiers de Lépine et Moffat : 

 

 

image.png.4ade036264f18cf805c9956f37e8c6c9.png

Extrait fig1 de Lépine, 1999

 

Il s'agit "scalogrammes" moyens obtenus pour un time serie. Je vais tenter d'expliquer leur intérêt ci-après sans raconter trop de co... :)

 

Le problème majeur de la manip, dont le but est de mesurer la vitesse des vents de l'étoile, réside dans l'identification des blobs. Ces derniers apparaissent aléatoirement , ils se déplacent, fusionnent entre eux, puis disparaissent. Pas facile dans ces conditions de mesurer leur vitesse et leur accélération. Le signal est difficile à interpréter et une grosse partie des données est perdue car inexploitable sans outil adéquat...

 

Il existe une technique de traitement du signal très puissante qui permet d'y remédier : l'analyse par ondelettes. Cette méthode est utilisée dans des domaines très variés, dès qu'on souhaite extraire chaque sous composante d'un signal biscornu et bruité. Ce signal peut être une onde sonore, un signal électrique émis par un cerveau, une onde gravitationnelle provenant de la collision de 2 trous noirs ou les fluctuations du NASDAQ... :)

 

Voici une vidéo très bien illustrée présentant la méthode : https://www.youtube.com/watch?v=jnxqHcObNK4

 

En gros, la méthode consiste à scanner les résidus spectraux avec une ondelette (une fonction mathématique bien précise : l'ondelette du chapeau mexicain dans notre cas) en faisant varier sa fréquence sur une large plage. Lors du scan, cette ondelette va "résonner" lorsqu'elle épouse la forme du signal. Cela va permettre d'identifier et d'extraire les blobs un par un et même de s'affranchir du bruit.

 

Ci-dessous quelques exemples de scalogrammes que j'ai obtenus et qui illustrent ces 'résonances'. Les résultats semblent abstraits mais il s'agit de cartographies très instructives du signal. Ces résultats sont bien cohérents avec ceux de Lépine vus plus haut et aussi obtenus pour la même étoile. Donc normalement je ne me suis pas vautré !

 

Mean_Wavelet_spectrum_2023_12_25.png.d598f035deedaefd33a1e0dde2f98530.png

Mean_Wavelet_spectrum_2024_01_01.png.d52d79bc7d1fde945e76096eb11fa475.pngMean_Wavelet_spectrum_2023_12_23.png.432e7e3759eea4faa36d3984385e7f35.png

 

En ordonnée on a la largeur des ondelettes (liée à leur fréquence). Les parties claires montrent les principales composantes du signal et leur position par rapport au centre de la raie.

 

Ces graphes sont composés de plusieurs zones d'intérêt :

La partie haute du graphe (les "dards des flammes") caractérise les battements rapides du signal avec des sigmas compris entre ~2 et 20 km/s. Il s'agit du bruit qu'on va évidemment filtrer.

 

A l'opposé la partie basse caractérise les lentes fluctuations du signal avec des sigma de l'ordre du milliers de km/s. Ces fluctuations pourraient être attribuées à la dérive du continuum.

 

Et entre ces 2 extrêmes, on a tout le signal utile, c'est à dire les fluctuations du signal dues aux blobs qui présentent des largeurs typiques comprises entre quelques dizaines à quelques centaines de km/s.

 

Le but maintenant est de reconstruire le signal dans chacune des zones d'intérêt précitées. Je travaille encore dessus, mais voici un aperçu des extractions qu'on peut obtenir. Le but étant d'extraire les blobs et le bruit du mieux possible pour aboutir à un signal reconstruit le plus fidèle possible au signal d'origine. Si tout se passe comme prévu, ça va me permettre de décupler le nombre de mesures et de bien mieux caractériser la vitesse des vents de WR 11.

659aa8c6ab024_Wavelets_59.040000289678574-exemple.png.b4912b7415bec4edf4c2c3ce27929130.png

 

Edited by lionello
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passionnant !

quel exemple d'acquisition et d(analyse de données !

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Le 07/01/2024 à 15:31, lionello a dit :

Je pense que tu fais allusion à ce type de graphes présentés dans divers papiers de Lépine et Moffat : 

Oui, ce sont bien à ces graphique que je pensais.

 

Merci pour cette explication. C'est passionnant.

Pour être sûr, les derniers graphiques que tu présentes sont bien ceux que tu obtiens avec tes données.

 

Jean-Christophe

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Oui les derniers graphes sont bien issus de mes acquisitions.

Il s'agit d'un résidu (original data) pour lequel j'ai tracé la transformée avec des ondelettes de divers sigma.

Avec 4 ondelettes j'arrive déjà à bien reconstituer le signal. Mais il faut que je travaille encore la méthode (j'ai moins de temps depuis la fin de vacances !).

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Voilà les résultats obtenus sur 14 nuits d'observations et 60h d'acquisitions.

Faute de temps j'ai arrêté les observations. -_-

 

WR11 a un compagnon de type O. J'avais négligé ce "détail" et il semble que cela a un fort impact sur les observations.

La période orbitale des 2 étoiles est d'environ 80 jours.

L'interaction des vents des 2 étoiles semble être très intense au périastre.

 

Voici une représentation schématique du mouvement orbital des 2 étoiles (dans le référentiel de la WR).

image.png.6faa63013a59d4a007474e869856a972.png

Figure issue de : Lépine 1999AJ....117.1441L

 

Quelques positions remarquables :

∅=0 : Passage au périastre (la distance séparant les 2 étoiles est minimale)

∅=0,03 : Passage de l'étoile O devant l'étoile WR dans notre ligne de visée

∅=0,61 : Passage de l'étoile WR devant l'étoile O dans notre ligne de visée

 

Voilà ce que cela donne en termes de variation des vents sur une demi-période.

Les variations sont plus fragmentées et moins intenses lorsque les 2 objets sont éloignés (∅~0,6)

Et elles deviennent beaucoup plus intenses mais moins fragmentées au périastre (∅~0).

 

 image.png.29cb534873d5ff31cf521d65a8c12280.png

 

 

 

Les 2 graphes ci-dessous illustrent les variances temporelles (en rouge) à ∅=0,61 et ∅=0,17.

L'amplitude des variations est clairement plus importante proche du périastre.

 

image.png.5a87fb1168843bd98200b6c6415416a9.pngimage.png.0b6a3b15e24a11ea203673ea30a45a78.png

 

 

Représentation de l'interaction entre les vents des 2 étoiles :

image.png.f0f23a03ff7dce20873cf2936f1fb200.png

Figure issue de : Hill, G. M., 2020, Modelling the Colliding-Wind Spectra of WR+OB Binaries

 

 

Edited by lionello
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Merci Guillaume !

 

Et voici le graphe présentant l'accélération radiale et la vitesse radiale des blobs (les points rouges).

La dispersion des points s'ajuste avec une loi β de vitesse des vents pour une valeur βR∗ d'environ 35 R☉ (courbes noires). 

C'est cohérent avec les résultats de Lépine, 1999 qui donne un βR∗ ~ 40 R☉, évalué sur 2 nuits d'observation avec un télescope de 3.6 m.

J'ai ma réponse maintenant : un petit télescope de 0.3 m est bien capable d'évaluer la cinématique des vents de WR11. xD

 

image.png.808d3d2aa8eda49e5644400737e2e2cc.png

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