lionello

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

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Merci Jean-Marc.

 

La nuit dernière j'ai attrapé de belles éjections bien propres.

 

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Voici à quoi ressemble les mesures de vitesse et d'accélération radiales à partir des "time série" de résidus (voir graphe ci-dessous).

Il s'agit de mesurer le déplacement des blobs. Le graphe renseigne sur l'évolution de la vitesse d'éjection (en abscisses) en fonction du temps (en ordonnées).

Le code trouve les extrema des courbes et je lui fais ensuite tracer des droites qui épousent au mieux les points. C'est assez rudimentaire, il y a des techniques mathématiques bien plus pointues.

Des pentes des droites on en déduit l'accélération des blobs dont les valeurs sont en rouge et en km/s² sur le graphe.

Grâce à l'ensemble des time séries, on va avoir un ensemble de points couplant accélération et vitesse radiales.

De ce nuage de points on va pouvoir en déduire des infos sur le rayon de l'étoile et le champ de vitesse de ses vents. Je trouve ça complètement ouf :).

 

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Edited by lionello
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Absolument génial ! 

 

Merci pour les détails de la démarche Lionel, hâte de voir la suite !

 

Matthieu

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Bonjour,

 

C'est vraiment excellent. J'adore ce genre d'observation et surtout les analyses qui en découlent. Bravo, j'attends la suite avec impatience.

 

Une petite remarque concernant les spectres de variance temporelle, je ne comprends pas les différences de l'ajustement  à p= 1% et p=5% pour les différents jours par rapport au continuum. Es tu bien sûr que le calcul est bien fait dans le code python ? Notamment, est ce que le calcul est fait sur les bonnes zones du spectre pour chaque jour.

 

Une dernière chose, il serait sans doute très intéressant de faire ce genre d'analyse sur plusieurs WR pour faire des comparaisons.

Je pense que c'est aussi un bon sujet d'observation avec un StarEX HR.

 

Encore bravo pour cette magnifique observation.

 

Jean-Christophe 

 

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C'est ÉNORME ! j'adore ce genre de manip. Merci pour le partage Lionel. 

 

Je serais curieux d'en savoir plus sur ton calcul de variance. As tu utilisé la formule dont Xavier parle dans son post sur le suivi de CH Cyg ? 

As tu jeté un œil sur d'autres raies ? Si oui est ce que les mêmes motifs sont visibles ? 

Dernières question, est ce que tu as de la biblio à partager sur ce sujet ? 

 

J'avais tenté WR140 en HR (R=20000) l'an dernier avec une petite lunette de 72 mm. Ça me donne envie d'y retourner ! 

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Merci Matthieu, Jean Christophe et Guillaume.

 

 

Le 24/12/2023 à 15:43, Jean-Christophe Dalouzy a dit :

Une petite remarque concernant les spectres de variance temporelle, je ne comprends pas les différences de l'ajustement  à p= 1% et p=5% pour les différents jours par rapport au continuum. Es tu bien sûr que le calcul est bien fait dans le code python ? Notamment, est ce que le calcul est fait sur les bonnes zones du spectre pour chaque jour.

 

Pour que ce soit clair sur la signification des seuils : les valeurs  au-dessus p=1% ne représentent que 1% des valeurs de la variance temporelle. C'est en ce sens qu'on peut les qualifier de variations significatives. En d'autres termes 99% des valeurs de l'échantillon (2,576 sigma) sont contenus en dessous de ce seuil.

 

Le seuil est calculé dans le code en python (je l'ai refait aussi "à la main" pour vérifier), toujours sur la même plage de longueurs d'onde. Et c'est normal que les seuils se déplacent puisque la dispersion des valeurs évoluent.

 

En gros, plus les variations dans la raie sont larges et importantes en amplitude par rapport à la moyenne, plus la dispersion des valeurs est grande et plus la valeur du seuil est haute. Malgré tout, après plusieurs nuits d'acquisition, on obtient un profil moyen de plus en plus lisse et les variations deviennent très vite significatives.

 

 

Citation

Une dernière chose, il serait sans doute très intéressant de faire ce genre d'analyse sur plusieurs WR pour faire des comparaisons.

 

Ben voilà, tu as compris où je veux en venir ! Il y a 20 ans les chercheurs ont eu quelques surprises lorsque le premiers surveys de ce type ont été effectués sur les WR. J'y reviendrai plus tard.

 

Il y a des applications possibles de cette méthode d'observation sur tout phénomène qui engendre une variabilité (vent, éjection de matière, transfert de masse, cela concerne les Be, symbiotiques, novas, WR, [WR]...). 

Mais le petit diamètre de nos instruments va rapidement être un frein. Typiquement c'est mort pour les [WR] (CSPN) et j'en rage car ce champ d'investigation m'intéresse en plus d'être très peu couvert par les pros :/. Il faut aussi un ciel très stable d'une nuit à l'autre, à mon avis ça joue pas mal sur la qualité des mesures, et le ciel du Chili aide bien.

WR11 (mag V 1.8) est une sorte de cas test, pour mieux appréhender les limites de notre matériel, vérifier que je parviens à reproduire les résultats de la littérature, etc...  Je pense que les WR de mag 5-6 devraient être accessibles, c'est la prochaine étape.

Edited by lionello
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Il y a 18 heures, Guillaume BERTRAND a dit :

Je serais curieux d'en savoir plus sur ton calcul de variance. As tu utilisé la formule dont Xavier parle dans son post sur le suivi de CH Cyg ? 

 

Pour le calcul de la variance il y a plusieurs approches. L'approche originelle est celle de Fullerton A.W., 1996. Mais elle est difficile à mettre en œuvre (et je n'ai pas tout saisi non plus). Il existe des déclinaisons moins rigoureuses et plus faciles d'accès (Prinja R.K., 1996). Certains auteurs calculent simplement la variance divisée par le spectre moyen. Ils prennent généralement la racine de ce résultat qui représente plutôt l'amplitude de la variabilité que la variance elle-même.

 

Au final j'ai appliqué la relation du TVS suivante (TVS^0.5 tracé sur mes graphes) :

image.png.f56bd3dc9fd1f85b81f4860bcd111dd6.png

 

i étant le ième spectre f d'une série, N le nb de spectres de la série. f moyen et le spectre moyen issu de toutes les séries. Dans la relation de Xavier, le f moyen au dénominateur est au carré (pas vu ça dans les papiers consultés).

 

Il y a 18 heures, Guillaume BERTRAND a dit :

As tu jeté un œil sur d'autres raies ? Si oui est ce que les mêmes motifs sont visibles ? 

 

C'est une bonne question :) . Les autres raies stellaires devraient présenter le même type de variations à leur sommet. Voici le spectre eshel complet. Le temps d'exposition est optimisé pour la raie C III à 5696.

 

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La raie C III 5696 A est la plus pertinente à étudier. Elle n'est pas mélangée à d'autres raies, le continuum autour d'elle est assez large et plat. Les autres raies sont plus faibles et/ou mélangées, difficilement exploitables. Le doublet C IV à 5801/12 A a un bon S/N et pourrait être exploitée.

 

En tout cas la comparaison entre les raies stellaires est intéressante car elle devrait permettre de mettre en évidence une stratification des vents. Les raies en émission qu'on observe ne se forment pas à la même distance de l'étoile. On va normalement retrouver les ions les plus ionisés au plus proche de l'étoile et les espèces les moins ionisées loin dans le vent. Cela se traduit par des vitesses terminales (= largeur de raie) et des formes au sommet différentes (sommet plus ou moins plat ou triangulaire).

 

A partir des mesures de vitesse et d'accélération radiales des blobs, je devrais être en mesure de définir une distance minimale et maximale de formation de la raie C III 5696 A.  A voir s'il est possible de faire la même chose avec le doublet C IV et de comparer les résultats.

 

 

Il y a 20 heures, Guillaume BERTRAND a dit :

Dernières question, est ce que tu as de la biblio à partager sur ce sujet ? 

 

Oui j'ai plusieurs articles et thèses qui me guident. Je regrouperai tout ça dans un document, les principaux auteurs sont : Lépine S., Moffat A, Acker A., Grosdidier Y, Lefèvre L. Les papiers datent de fin 90 début 2000. Et depuis quasi plus rien, dans le domaine visible en tout cas (pas mal de d'études en IR, X, radio...).

 

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Le 25/12/2023 à 12:20, lionello a dit :

Pour que ce soit clair sur la signification des seuils : les valeurs  au-dessus p=1% ne représentent que 1% des valeurs de la variance temporelle. C'est en ce sens qu'on peut les qualifier de variations significatives. En d'autres termes 99% des valeurs de l'échantillon (2,576 sigma) sont contenus en dessous de ce seuil.

 

Le seuil est calculé dans le code en python (je l'ai refait aussi "à la main" pour vérifier), toujours sur la même plage de longueurs d'onde. Et c'est normal que les seuils se déplacent puisque la dispersion des valeurs évoluent.

 

En gros, plus les variations dans la raie sont larges et importantes en amplitude par rapport à la moyenne, plus la dispersion des valeurs est grande et plus la valeur du seuil est haute. Malgré tout, après plusieurs nuits d'acquisition, on obtient un profil moyen de plus en plus lisse et les variations deviennent très vite significatives.

 

Merci pour ces explications. J'avais en effet bien interprété ces valeurs comme tu le décris, mais, au risque d'être pénible, justement je ne comprends par leur représentation. En effet, autant je comprends bien le positionnement de ces courbes pour le 18/12 et 21/12, autant pour le 20/12 et surtout le 22/12, je trouve que les valeurs p=1% sont bien trop basses. On voit que ces droites sont justement dans les fluctuations du fond alors qu'elles devraient être bien au dessus pour exclure ces variations du bruit de fond qui ne sont pas significatives, comme pour le 18/12 et le 21/12.

Après tout cela reste du détail, car le signal que tu cherches à mettre en évidence est évident et ne souffre d'aucun doute quant à sa réalité physique.

 

 

Le 25/12/2023 à 12:20, lionello a dit :

Ben voilà, tu as compris où je veux en venir ! Il y a 20 ans les chercheurs ont eu quelques surprises lorsque le premiers surveys de ce type ont été effectués sur les WR. J'y reviendrai plus tard.

 

Il y a des applications possibles de cette méthode d'observation sur tout phénomène qui engendre une variabilité (vent, éjection de matière, transfert de masse, cela concerne les Be, symbiotiques, novas, WR, [WR]...). 

Mais le petit diamètre de nos instruments va rapidement être un frein. Typiquement c'est mort pour les [WR] (CSPN) et j'en rage car ce champ d'investigation m'intéresse en plus d'être très peu couvert par les pros :/. Il faut aussi un ciel très stable d'une nuit à l'autre, à mon avis ça joue pas mal sur la qualité des mesures, et le ciel du Chili aide bien.

WR11 (mag V 1.8) est une sorte de cas test, pour mieux appréhender les limites de notre matériel, vérifier que je parviens à reproduire les résultats de la littérature, etc...  Je pense que les WR de mag 5-6 devraient être accessibles, c'est la prochaine étape.

Modifié hier à 17:41 par lionello

 

Hummm... j'adore. J'ai vraiment hate de voir la suite. C'est passionnant.

 

Jean-Christophe

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La valeur du seuil est effectivement trop basse, j'ai dû déplacer la plage de longueurs sur une partie du continuum pour faire des tests. Mais merci d'avoir insisté car je me suis rendu compte que l'établissement de ces seuils est faux. :). En fait la distribution des valeurs de la variance ne suit pas une loi normale (donc exit les calculs de sigma pour établir les seuils) mais une loi de type  image.png.66e6317b90bb1980481ecafb119dafdf.png où sigma_0 est lié au ratio S/N. Malheureusement la détermination du seuil n'est pas très claire d'un auteur à l'autre. Je vais regarder ça de plus près. 

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Voici un premier jet des résultats. Il faut d'abord introduire qq notions pour bien comprendre. Ca va être un peu long.

 

La théorie des vents accélérés radiativement (c-a-d poussés par les photons émis par une étoile massive) prévoit que la vitesse de la matière éjectée suive une loi semi-empirique, appelée loi beta :

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R* : équivaut au rayon de l'étoile (généralement très mal connu)

r : la distance par rapport à l'étoile

v_infini : est la vitesse terminale des vents mesurées sur le spectre (c-a-d la vitesse max atteinte loin de l'étoile).

Beta : est un paramètre empirique propre à la classe de l'étoile observée.

 

En gros plus beta est petit, plus le vent atteint sa vitesse terminale rapidement.

Pour les étoiles OB on constate des valeurs de beta de l'ordre de ~0.5 à ~1.

Il y a ~20 ans, pour les WR il a été constaté (avec surprise :)) des valeurs de beta bien plus élevées.

 

C'est cette valeur de beta qu'on va chercher à déterminer.

En dérivant la loi béta (a=dv/dt), on obtient une relation qui relie les grandeurs auxquelles on a accès via les spectres : l'accélération radiale "a_r" et la vitesse radiale "v_r" des blobs :

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Théta étant l'angle de déplacement du blob par rapport à notre axe de visée.

Béta.R* est un paramètre libre qu'on va ajuster aux mesures.

 

Voici un exemple de profil obtenus pour des théta variables et des R*.Beta et vitesse terminale fixés correspondant respectivement à 6.4 rayons solaires et 1000 km/s.

En ordonnées on trouve les a_r et en abscisses les v_r. La courbe la plus en bas à gauche correspond à un angle théta = 0° : la matière est éjectée vers nous, pile dans notre axe de visée. La courbe en haut à droite correspond à un angle de 180° : la matière éjectée s'éloigne de nous, pile dans notre axe de visée. Les courbes intermédiaires sont données par pas de 10°. Les cadrans supérieur gauche et inférieur droit constituent des "zones interdites", incompatibles avec la loi béta. En clair : la matière est éjectée et accélérée radialement vers l'extérieur de l'étoile (et pas l'inverse !).

 

658c16a8c2165_proejected_beta_law_annote.png.f7038d85b8d47a1a8c97efd738ab8443.png

 

 

Voilà maintenant on peut aborder les résultats.

 

Sur le graphe ci-dessous j'ai placé les premières mesures de a_r et v_r en contraignant R* et beta pour que les courbes s'ajustent aux mesures. C'est la technique utilisée pour définir empiriquement ces paramètres. La vitesse terminale de la raie  CIII λ 5696 est de 1400 km/s. L'estimation des incertitudes sur le graphe n'est pas encore très rigoureuse.

 

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Les constats :

1 : Les accélérations max mesurées sont assez faibles < 10 m/s².  Je m'attendais à des valeurs 10 fois supérieures...

2 : Les blobs sur les résidus des "time series" sont très larges par rapport à ceux d'autres étoiles,

3 : Il faut que  R*.Beta = 37 rayons solaires  pour que les mesures collent à une loi beta. Je m'attendais à qq chose comme 20 ou 25.

 

J'étais un peu vert... jusqu'à ce que je trouve une étude sur WR11 (Lépine, 1999) qui indique :

1 : l'accélération max est de 13 +/- 3 m/s²

2 : les blobs sont exceptionnellement larges

3 : R*.Beta est estimé à ~40 rayons solaires.

 

C'est pas beautiful ça ? On peut en faire des choses avec nos petits télescopes :).

 

Donc si le rayon de WR11 est d'environ 5 rayon solaires, cela conduit à un beta = 8.

 

 

Edited by lionello
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Il y a 6 heures, lionello a dit :

La valeur du seuil est effectivement trop basse, j'ai dû déplacer la plage de longueurs sur une partie du continuum pour faire des tests. Mais merci d'avoir insisté car je me suis rendu compte que l'établissement de ces seuils est faux. :). En fait la distribution des valeurs de la variance ne suit pas une loi normale (donc exit les calculs de sigma pour établir les seuils) mais une loi de type  image.png.66e6317b90bb1980481ecafb119dafdf.png où sigma_0 est lié au ratio S/N. Malheureusement la détermination du seuil n'est pas très claire d'un auteur à l'autre. Je vais regarder ça de plus près. 

 

Ok, je comprends mieux.

Il n'est jamais évident de déterminer ces paramètres, surtout dans des spectres qui fluctuent au cours du temps pour des raisons de physiques stellaires mais aussi à cause des conditions de l'atmosphère.

 

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Il y a 5 heures, lionello a dit :

C'est pas beautiful ça ? On peut en faire des choses avec nos petits télescopes :).

 

Oh que si ! C'est de toute beauté. Félicitation pour cette magnifique analyse. C'est vraiment épatant.

 

Une question, comment interprètes-tu les 2 points dans le cadrant en haut à gauche : des biais dans l'analyse ? Ou des vrais points physique --> de la matière revient vers l'étoile localement ?

 

Il est aussi super intéressant de voir dans l'article que tu cites (et d'autres en liens) les différences qui peuvent exister dans les différentes WR.

 

Vivement la suite :)

 

Jean-Christophe

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Il y a 5 heures, Jean-Christophe Dalouzy a dit :
Il y a 12 heures, lionello a dit :

La valeur du seuil est effectivement trop basse, j'ai dû déplacer la plage de longueurs sur une partie du continuum pour faire des tests. Mais merci d'avoir insisté car je me suis rendu compte que l'établissement de ces seuils est faux. :). En fait la distribution des valeurs de la variance ne suit pas une loi normale (donc exit les calculs de sigma pour établir les seuils) mais une loi de type  image.png.66e6317b90bb1980481ecafb119dafdf.png où sigma_0 est lié au ratio S/N. Malheureusement la détermination du seuil n'est pas très claire d'un auteur à l'autre. Je vais regarder ça de plus près. 

 

Ok, je comprends mieux.

Il n'est jamais évident de déterminer ces paramètres, surtout dans des spectres qui fluctuent au cours du temps pour des raisons de physiques stellaires mais aussi à cause des conditions de l'atmosphère.

 

Ah ça y est j'ai capté comment ça marche :)

J'étais un peu perdu avec toutes les déclinaisons que j'ai trouvées de ci et de là. Je suis reparti du papier originel qui présente la méthode. Ca se passe au §3 de papier de Fullerton 1996 :

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJS..103..475F/abstract

 

J'arrive à reproduire les seuils calculés en fig 1 et fig 2 (je peux développer si ça intéresse quelqu'un). L'application n'est pas trop complexe si on fait quelques approximations.

 

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Il y a 6 heures, Jean-Christophe Dalouzy a dit :

Une question, comment interprètes-tu les 2 points dans le cadrant en haut à gauche : des biais dans l'analyse ? Ou des vrais points physique --> de la matière revient vers l'étoile localement ?

 

Les auteurs attribuent ce type de points à des pulsations non radiales, à des mouvements locaux de rotation du vent ou des mouvements orbitaux... Mais c'est plutôt rare. On obtient ce type de points quand on a un large échantillon de mesures, donc pas sûr que ce soit ça dans mon cas.

 

L'interprétation des time series sans outil mathématique spécifique (wavelets, cf le papier de Lépine 1999) n'est pas simple. Ces 2 points peuvent être juste une mauvaise interprétation du déplacement des blobs qui apparaissent, disparaissent, fusionnent. Cela peut donner l'illusion qu'un des blob reparte vers le centre de la raie. Mais ces 2 déplacements me paraissaient assez évidents et je ne pouvais pas les ignorer.

 

Autre point : il y a une tendance qui se dessine sur la dispersion des points de mesures. Il y a une signification à cela : la raie CIII 5696 ne se forme qu'à une certaine plage de distance de l'étoile. Normalement je devrais être en mesure de l'estimer. Mais c'est encore un peu tôt, il me faut encore plusieurs nuits d'acquisition.

 

Il y a 6 heures, Jean-Christophe Dalouzy a dit :

Il est aussi super intéressant de voir dans l'article que tu cites (et d'autres en liens) les différences qui peuvent exister dans les différentes WR.

 

Oui elles ont l'air toutes uniques :). Mais dans les grandes tendances rien ne différencie les WR de leurs cousines plus petites [WR]. Et pourtant les 2 types d'étoiles ne jouent pas dans la catégorie niveau masse  ! (WR : ~25-50 masses solaires ; [WR]  < 8 masses solaires).

Edited by lionello
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Il y a 14 heures, lionello a dit :

Ah ça y est j'ai capté comment ça marche :)

J'étais un peu perdu avec toutes les déclinaisons que j'ai trouvées de ci et de là. Je suis reparti du papier originel qui présente la méthode. Ca se passe au §3 de papier de Fullerton 1996 :

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJS..103..475F/abstract

 

J'arrive à reproduire les seuils calculés en fig 1 et fig 2 (je peux développer si ça intéresse quelqu'un). L'application n'est pas trop complexe si on fait quelques approximations.

 

Ah super ! En effet sur les figures de l'article, la position des seuils est bien lisible. On note aussi que l'aile bleu et rouge de la raie est bien horizontale, ce qui n'est pas tout à fait le cas sur tes spectres, sauf celui du 21/12.

Cela risque de compliquer un peu les choses, mais ne serait-il pas envisageable de modéliser le bruit de fond non pas par une droite indépendante de la longueur d'onde mais par une fonction affine par exemple afin de prendre en compte justement ces différences de niveau entre la partie rouge et la partie bleue. Je ne sais pas s'il existe une classe python qui fait tout cela automatiquement, mais si ce n'est pas le cas, il pourrait être super intéressant de la développer pour l'intégrer dans les outils d'analyse d'astropy par exemple.

 

 

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Il y a 14 heures, lionello a dit :

es auteurs attribuent ce type de points à des pulsations non radiales, à des mouvements locaux de rotation du vent ou des mouvements orbitaux... Mais c'est plutôt rare. On obtient ce type de points quand on a un large échantillon de mesures, donc pas sûr que ce soit ça dans mon cas.

 

L'interprétation des time series sans outil mathématique spécifique (wavelets, cf le papier de Lépine 1999) n'est pas simple. Ces 2 points peuvent être juste une mauvaise interprétation du déplacement des blobs qui apparaissent, disparaissent, fusionnent. Cela peut donner l'illusion qu'un des blob reparte vers le centre de la raie. Mais ces 2 déplacements me paraissaient assez évidents et je ne pouvais pas les ignorer.

 

Autre point : il y a une tendance qui se dessine sur la dispersion des points de mesures. Il y a une signification à cela : la raie CIII 5696 ne se forme qu'à une certaine plage de distance de l'étoile. Normalement je devrais être en mesure de l'estimer. Mais c'est encore un peu tôt, il me faut encore plusieurs nuits d'acquisition.

 

Merci pour ces précisions. C'est vraiment passionnant !

 

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.

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Bonjour,

 

Super ces analyses Lionel !! voila un  travail passionnant et très inspirant !

Merci pour les infos sur les papiers de référence, je me plonge dans de la saine lecture avec quelques compléments plus spécifiques, je vais pouvoir approfondir pour CH Cyg...

 

Xavier

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Le 28/12/2023 à 15:42, Jean-Christophe Dalouzy a dit :

Cela risque de compliquer un peu les choses, mais ne serait-il pas envisageable de modéliser le bruit de fond non pas par une droite indépendante de la longueur d'onde mais par une fonction affine par exemple afin de prendre en compte justement ces différences de niveau entre la partie rouge et la partie bleue. Je ne sais pas s'il existe une classe python qui fait tout cela automatiquement, mais si ce n'est pas le cas, il pourrait être super intéressant de la développer pour l'intégrer dans les outils d'analyse d'astropy par exemple.

 

C'est possible d'arranger ça un peu pour la raie C III 5696, mais c'est quasi impossible pour la raie C IV 5801/5812, le continuum autour est trop mouvant !

 

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.

 

Pour l'instant en 2D ça donne ça :).

L'échelle en y n'est pas linéaire, elle est tronquée entre chaque nuit d'acquisition. J'ai voulu rapprocher les séries pour tenter de voir le "pattern" du vent, mais le suivi n'est pas assez long.

 

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Il y a 15 heures, robin_astro a dit :

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

Bonjour à tous

 

J’ai eu le plaisir de participer à cette aventure pendant 15 nuits consécutives... comme quoi la recherche coté Pro était déjà bien présente ! 

Alain Lopez, on s’en souvient ! 

MERCI Lionel pour tes analyses très intéressantes. 

 

Pierre

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Bonjour à tous

 

Effectivement Pierre cela fait déjà 10 ans, le temps passe vite , trop vite. nous étions à l'observatoire du Teide sur l'IC80 , un télescope pro de 80 cm de diamètre. Pendant 4 mois il y avait renouvellement des équipes , la mission  durait 15  j par équipe. Au passage nous utilisions le spectro eShell de chez Shelyak , la grande époque.....

Bonnes fêtes à tous et merci à Lionel pour son post passionnant.

Alain.L

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Salut les Nice people.  Bravo à vous, 15 nuits d'affilée, ça a dû être une expérience assez intense !  Mais vous êtes de rudes gaillards :).

 

Bon, voici ce qu'il se passe dans la région entre 5650 et 5920 A. C'est une première analyse permettant d'étudier la corrélation entre les raies.

 

WR11_CIII_CIV_HeI.gif.d0d46556cd09154501a812dfc824313a.gif

 

 

La raie CIII λ5696 est certes la plus intéressante, mais la raie CIV juste à côté présente aussi un fort ratio S/N et peut être exploitée. Le problème de cette raie c'est que c'est un doublet CIV λ5801 et λ5812. Et son aile rouge est aussi contaminée par une raie CIII λ5826. Cela explique ses 2 renflements à sa base.

On peut aussi tenter d'examiner la raie He I λ5876 qui est complètement éclatée et dissymétrique ^_^

Le continuum remue beaucoup et c'est normal, la seule zone qui est censée restée un peu plus stable se situe entre 5730 - 5760 A. Les raies C IV et He I présentent par un profil PCygni bien marqué (creusement à la base bleue de ces raies), déjà constaté dans la littérature.

 

Comme dit plus haut ces raies proviennent d'ions qui n'ont pas le même potentiel d'ionisation. Plus le potentiel d'ionisation est haut et plus la raie se forme proche de l'étoile. Dans l'ordre (du plus proche au plus loin de l'étoile) ça fait : C IV (64.5 év) -> C III (47,9 év) -> He I (24,6 év). 

 

On a vu aussi via la loi béta que plus on s'éloigne de l'étoile, plus les vents sont rapides. Donc les raies se formant loin de l'étoile sont aussi plus larges (vitesse terminale plus importante). C'est ce qu'on constate quand on compare la raie CIV (grosse maille v_inf ~1000 km/s) et CIII (1400 km/s), plus difficile à dire sur la raie He I (>~1500 km/s).

 

Et voilà le nuancier des résidus. On entrevoit la corrélation entre les raies, c'est assez clair sur les 3-4 premières nuits. Il peut y avoir un doute sur la raie C IV, les variations constatées sont peut être un écho de la raie C III à λ5826. Mais je ne pense pas que ce soit le cas car on observe aussi la même tendance sur la raie He I.

 

WR11_2460296.6588_residuals_colour_CIII_CIV_HeI.png.20e60248c1cc77acee43b432ab4638f6.png

 

Edited by lionello
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Le 30/12/2023 à 00:42, lionello a dit :

Pour l'instant en 2D ça donne ça :).

L'échelle en y n'est pas linéaire, elle est tronquée entre chaque nuit d'acquisition. J'ai voulu rapprocher les séries pour tenter de voir le "pattern" du vent, mais le suivi n'est pas assez long.

Bonjour Lionel et tous,

Je vous souhaite une belle année spectro... mais pas que !!!... ;)

 

Je trouve cette visualisation très intéressante, il y a des outils python existants pour ces graphes ? actuellement je ne sais pas comment réaliser mais j'aimerais bien faire quelques tests ....

 

Xavier

 

 

 

 

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Posted (edited)

Merci Xavier bonne année à toi aussi !

 

Il y a 7 heures, artemis a dit :

Je trouve cette visualisation très intéressante, il y a des outils python existants pour ces graphes ? actuellement je ne sais pas comment réaliser mais j'aimerais bien faire quelques tests ....

 

Peut-être qu'il y a un outil tout fait avec astropy, mais je n'ai pas vérifié.

Ci-joint un exemple pour comprendre le principe.

Mais ça reste assez galère suivant le rendu final recherché.

 

color_bar.py

Edited by lionello
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