lionello

Bonjour Emmanuel Oui les vents viennent de l'étoile centrale qui est spéciale dans le cas de ngc 1501. Il s'agit d'une étoile de Wolf Rayet de population II caractérisée par une perte de masse importante et des vents violents. Les raies "verticales" sont nébulaires. Les autres sont des raies stellaires.

Cette gamme de longueur d'onde est bien trop éloignée dans l'UV pour être accessible depuis le sol. Heureusement pour nous l'atmosphère nous protège de ces énergies. Galex a 2 bandes d'observation : - une dans l'UV lointain (FUV) : 1350-1750 Å - une dans l'UV proche (NUV) : 1750-2800 Å Depuis le sol avec nos spectros on arrive péniblement à descendre en dessous 3600 Å (repère : la couleur violette est à 4000-4200 Å). Voici un spectre de Beta Gru dans le visible que j'ai pris avec notre spectro 2SPOT depuis le Chili. C'est simplement une banale étoile évoluée de type M. Rien ne laisse présager que cette étoile est entourée d'une bulle dans l'UV lointain de 60 000 UA de rayon. Lien vers la publi dans A&A : https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202346120 Et le preprint si vous n'y avez pas accès. https://arxiv.org/pdf/2310.09056.pdf L'un n'empêche pas l'autre. Tu peux très bien allier belles images + intérêt scientifique + short/tongues (ça caille sur le plateau quand même ). C'est juste une question de choix de cibles. Ce qui serait bien c'est d'équiper le télescope de filtres à bandes étroites. Il me semble que c'était envisagé à moment donné ?

Tiens c'est marrant ce fil, j'ai cliqué dessus par hasard en sachant qu'un papier venait de sortir sur nos découvertes. L'image est très esthétique en effet, il s'agit d'une interprétation d'artiste, tout comme l'ensemble des astrophotos sur astrosurf qui sont plus ou moins respectueuses du signal originel. Il s'agit d'une image composite : Far UV (bulle violette) - RGB. Ce n'est pas pire qu'une tambouille mixant des couches Halpha, [O III], [S II], L, R, G, B. Le plus important n'est pas l'image mais le papier qui a été publié. Et pour répondre à Jeff, on trouve des tétrachiées de nouvelles galaxies tous les jours alors que des bulles UV autour d'étoile évoluée c'est beaucoup plus rare. On ne connait qu'une poignée de ces objets... parmi lesquels Mira Ceti dont la trainée UV découverte en 2007 avait fait sensation. https://skyandtelescope.org/astronomy-news/miras-marvelous-tail/ La technique de découverte mise en oeuvre est ici très basique : une simple balade dans le survey Galex NUV et FUV, couplée à une vérification que le signal pouvait être potentiellement rattaché à une étoile évoluée. L'équipe de chercheurs a ensuite pris le relais pour une analyse plus approfondie. lionel

Tu obtiens quelle vitesse radiale sur la raie Halpha (sans la recaler sur la vitesse radiale donnée par SIMBAD) ?

Ah ben on attend tes explications

Salut Xavier, En effet ta fenêtre d'observation spectrale est assez étroite. Par contre je me suis planté dans mon dernier message. Il faut évidement comparer la vitesse radiale des 2 pics avec la vitesse radiale de la naine blanche pour confirmer la présence d'un disque autour de cette dernière. Comment ça tu ne peux pas mesurer la vitesse radiale de la naine blanche ? Ca peut être fait de 2 manières distinctes (mais indirectes): - en mesurant la vitesse radiale des raies ayant un plus haut potentiel d'ionisation (He II 4686 A par exemple). Ces émissions ont lieu proche de la naine blanche et donnent une estimation de sa vitesse radiale. - en mesurant la vitesse radiale de la géante, ce qui permet d'en déduire la vitesse radiale de la WD moyennant quelques hypothèses sur les caractéristiques orbitales du système, la masse des 2 composantes, etc... Là tu es un peu coincé et utiliser une valeur de la littérature pour la géante est possible mais ce n'est pas le top. En tout cas je trouve ces observations très intéressantes, je vais tenter d'observer quelques Symbios de l'hémisphère sud avec notre spectro eshel de 2SPOT.

Oui les fluctuations sont réelles mais cela ressemble plus à une étoile qui se ballade dans la fente (turbu, défaut guidage, fente étroite, angle parallactique, etc... Christian explique ça très bien). . C'est ce qui rend la mesure du flickering délicate. Xavier : j'ai discuté de tes observations avec J. Merc (astrophysicien qui est spécialisé dans les symbiotiques). Pour lui c'est du très bon, du très très bon même . Les 2 pics attestent très certainement de la présence d'un disque d'accrétion. Ce qui serait bien c'est de mesurer la vitesse radiale des 2 pics par rapport à la vitesse radiale de raies de plus haut potentiel d'ionisation ou voire par rapport à la vitesse radiale de la géante naine blanche (mais plus difficile à obtenir). La vitesse radiale des 2 pics devrait permettre de vérifier qu'un est décalé vers le bleu et que l'autre vers le rouge par rapport à la géante vitesse radiale de la naine blanche. Si c'est bien le cas alors on a bien un disque d'accrétion.

Je croyais que tu parlais d'une publi sur le flickering de Ch Cyg. Ah ben niveau dispersion du continuum j'ai plutôt ça Mais à vue d'œil, correction en N-1 faite, nos résultats sont très similaires :

On note que Vincent c'est un pro en stat. C'est bon à savoir !

Je ne t'ai pas tout dit : j'ai fini ça hier à 2h de mat', mon programme n'attendait plus que tes données Peux-tu me donner la référence en question ? C'est quoi du coup tes zones d'exclusion ? Moi j'ai fait truc un peu foireux comme ça : g1_fit = fit_generic_continuum(spectrum, exclude_regions= [ SpectralRegion(0 * u.AA, 6550 * u.AA), SpectralRegion(6557 * u.AA, 6564 * u.AA), SpectralRegion(6577 * u.AA, 6592 * u.AA), SpectralRegion(6690 * u.AA, 8000 * u.AA) ]) J'ai fait une boucle qui calcule la moyenne des continnuum (mean_continuum_flux) sur une plage donnée entre 6550 et 6570 A (Ca ne sert à rien fait car les continuum sont parallèles si on s'y prend bien, donc j'aurais pu prendre la valeur du continuum à 6563 par exemple). Je stocke chaque valeur dans un tableau numpy (mean_continuum [ ]): mean_continuum.append([mean_continuum_flux]) Et pour avoir l'écart type des valeurs tu fais juste : import numpy as np std_continuum = np.std(mean_continuum_values) EDIT : si tu voulais parler de la fractional variance, j'ai été obligé de décomposer aussi. Oui ok !

Je suis loin d'être un pro en Python, j'ai attaqué la semaine du 15 août Voilà le résultat : On retrouve la même forme de flickering. Mais je galère pour le sigma. L'ajustement du continuum est très sensible. J'utilise la commande fit_generic_continuum(spectrum, exclude_regions=[....]) C'est un peu du bricolage je trouve. Comment as-tu fait ? Autre point, il me semble que la fractional variance, c'est divisé par N (c'est ce que j'ai tracé) et non pas par N-1. A voir...

Bonjour Emmanuel, Un nouvel NPéiste Ce papier est un incontournable. Les spectres types présentés en figure 2 sont très instructifs. La classification n'est jamais aisée et c'est vrai pour pleins d'objets astrophysiques. Les connaissances et les techniques évoluent et nous poussent à revoir nos définitions et critères associés. C'est tout à fait normal que des catalogues anciens contiennent des "contaminants". A une époque pas si lointaine (200 ans) on ne distinguait pas vraiment les galaxies, des amas globulaires, des regions HII, des NP, des SNR. Tous ces objets étaient des nébuleuses. Le bestiaire a explosé depuis ! Malgré tout, encore aujourd'hui, le classement de certaines NP reste ambigus, faute de spectre profond ou faute de mesures dans d'autres surveys. Le spectre dans l'optique n'est qu'une pièce du puzzle, on va trouver des indices dans toute la gamme de longueur du X au radio. C'est toutes ou partie de ces signatures qu'on recherche pour confirmer une NP : Planetary Nebulae: A Modern View, S. Kwok, 1994 Oui et Non. Oui : car il faut analyser les mesures photométriques dans le proche IR (2mass) ou IR moyen et lointain (WISE, Herschel...) pour retrouver les signatures de la figure ci-dessus. Non : car la plage du proche IR accessible avec nos instruments ne va pas trop aider. Il n'y a pas de raie vraiment intéressante au delà du doublet [S II] à 6716/6731 A (même si ce n'est jamais bon pour une NP de trouver ce signal dans des parties qui émettent aussi en [O III]). Il y a un autre doublet [S III] 9062/9532 A qui peut être intéressant. Mais c'est très loin dans l'IR pour nous et en plein dans les bandes d'absorption atmosphérique. Je n'ai jamais vu de spectres amateurs avec ces raies, peut être que le star-Ex est capable de les détecter. A tenter sur un phare comme m27 ! Effectivement, toutes les NP ne présentent pas forcément un fort signal [O III]. Les jeunes NP compactes en sont généralement dépourvues, mais elles auront une signature particulière : objet stellaire, spectre avec un doublet [N II] relativement intense par rapport au H-alpha, un peu de [S II], forte extinction , forte émission aux alentours de 20-30 µm... Pour en revenir à Su objet 7, il y a peu de chance que ce soit une NP. Ca a plutôt l'air d'une jeune étoile entrain de se former.

Cool ! Peux-tu me transmettre ta série d'observation du 16 juillet ? Je vais tenter de bricoler un truc. Pourquoi as-tu tout traiter tes spectres unitairement, alors que les fichiers intermédiaires @pro auraient probablement suffi ?

Salut Vincent, D'après ce que je comprends c'est parce que les fluctuations de la raie sont comparées aux fluctuations du continuum. Si les fluctuations de la raie sont supérieures à 3 sigma du bruit de fond alors on peut attribuer ces variations à autre chose que du bruit ! Le flux des poses unitaires peut varier plus ou moins fortement à cause du seeing, des défauts de suivi. Et ces phénomènes sont accentués par une fente étroite ou l'angle parallactique (http://www.astrosurf.com/buil/dispersion/atmo.htm). Les fichiers @pro générés par ISIS sont très instructifs. Donc il faut faire ce type de manip dans de bonnes conditions pour avoir le moins de fluctuations parasites possibles !

On attend le résultat avec impatience !

Bonjour Xavier, Super intéressant ! Ca me donne envie de reproduire la manip. Pour être sûr de bien comprendre, tu détermines le continuum de chaque pose (fit_generic_continuum() ) , tu en déduis sa variance sur l'ensemble des poses autour de la raie Halpha. Tu calcules le sigma(lambda) de la raie, et les variations supérieures à 3 sigma du continuum sont interprétées comme du flickering ? lionel

Bonjour Guillaume, Essaie d'intégrer le flux du spectre transmis par le filtre utilisé pour la photométrie et convertis le en magnitude. J'ai fait le calcul avec un filtre Johnson V et j'obtiens V = 13.80, c'est un peu loin de la valeur de ~12,5 donné par l'AAVSO. Mais c'est peut être à cause du type de filtre que j'ai utilisé. Méthode : - Multpilier le spectre en flux absolu par le profil de transmission du filtre - Intégrer le flux transmis, - Convertir ce flux F en magnitude : mag = -2,5 log (F / (F_W x F_ZP)). avec F_W et F_ZP, le effective width et le zero point value du filtre.

Super Vincent, j'ai aussi eu le blob du 28/05 qui est apparu après 7800 A. Coté Chili on est parti pour 1 semaine de mauvais temps... J'ai fait un spectre depuis le sud de la France la nuit dernière (29/05) quelques heures après toi Matthieu. Pas encore traité les données. Voici des mesures réalisées en radio (NRAO) sur lesquelles apparaissent bien les "blobs" de matières éjectés. http://blackholes.stardate.org/resources/article-mystery-of-ss443.html Blobs qu'on voit apparaitre / disparaitre avec des vitesses et intensité variables entre le 20 et 28 mai

Ah c'est dommage, c'est quoi comme caméra ? Du coup tu as manqué le pic Ha+ entre les 25 juin au 9 juillet 2018. Nos spectres ont l'air bien cohérents sur ces dates. Le 25/05 le continuum a augmenté dans le rouge, je me demandais si cela ne venait pas de ma RI, ben a priori non Tu utilises quoi comme spectro+camera ? Ton spectre coupe vers 7700 A ?

L'intensité des jets diminuent depuis le 24/05. La quasar doit éjecter moins de matières. La raie Ha+ est bien là mais notre atmosphère est opaque à sa longueur d'onde actuelle. On la voit pointer sur le bord gauche de la raie d'absorption O2.

Voici un aperçu de l'évolution du spectre entre le 20 et 26 mai 2022, toujours depuis le Chili. Voici une animation de l'évolution de la raie Ha+, illustrant l'augmentation puis la diminution de la vitesse du jet s'éloignant de nous (vitesses évoluant entre 40 000 et 50 000 km/s). Le 25 et 26 mai, la raie Ha+ semble disparaître, mais elle est bien là, moins intense et surtout bouffée par la raie d'absorption O2 de notre atmosphère à 7603 A. Animation sur la raie Ha-. Le jet n'est pas continu mais composé de bouffées de matières éjectées ("bullets" en anglais). On peut le deviner en regardant la forme assez complexes des raies Ha+ et Ha- . Ces raies sont constituées de plusieurs composantes présentant des vitesses d'éjection différentes. Le 25 mai on voit bien apparaître 2 bouffées éjectées de vitesses relativement différentes. Pas mal d'infos sur ce phénomène ici (Vermeulen, 1993) : https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1993A%26A...270..204V Notez que la petite raie He I à 5875 A ne bouge pas (raie stationnaire). En fait elle devrait osciller autour de sa position mais avec des amplitudes plus faibles, à peine mesurables avec un spectro Alpy (période de ~13 j correspondant à l'occultation du système binaire). Evolution globale du spectre pour apprécier les évolutions d'intensité. Le continuum évolue aussi, je pense que c'est bien réel et ce n'est pas que lié à la réponse instrumentale. PS : Les animations sont faites avec ISIS qui interpole les observations d'une date à l'autre. L'interpolation des données entre des dates d'observation trop éloignées ne correspond à rien de bien réel. C'est notamment la cas de l'interpolation des données entre le 20 et 23 mai 2022.

Par facteur de Lorentz non symétrique tu veux dire que les vitesses des 2 jets ne sont pas égales ? C'est pourtant une des hypothèses essentielles au calcul de la vitesse d'éjection. Publi de Margon : A third unknown is the velocity with which the jets are ejected; for the sake of simplicity it is convenient to assume that the two jets are ejected in opposite directions but with he same speed. (If this assumption is wrong, there is no solution to the equations.) La "dilatation" de temps (fréquence-1) ou de longueur (lambda) se superpose aux décalages liés aux vitesses radiales. Therefore the 164-day, periodically varying Doppler shift is superposed on (adds to and subtracts from) the time-dilation red shift. This interpretation nicely explains not only why 1 2,000 kilometers per second is the average velocity actually observed b.ut also why the emission lines associated with the two jets merge twice every 1 64 days at that large value rather than at zero velocity. The crossover events occur when the two jets are pointing at right angles to the line of sight. Even though at those times there is no approach or recession of the emitting gas, and thus no red shift or blue shift other than the time-dilation one, the ever present effect of time dilation gives both beams a red shift equivalent to 1 2,000 kilometers per second. C'est classe quand même Merci Vincent pour la référence plus récente.

Salut Vincent, Les gros décalages observés viennent d'un jet de matière et non pas d'un disque de matière en rotation. La publi de Margon citée plus haut explique pourquoi. Une autre caractéristique sympathique de cet objet sont les effets relativistes directement observables sur le spectre. Les raies Ha+ et Ha- émises par l'objet sont les 2 composantes d'un jet matière émis par le micro quasar. L'une de ces composantes vient vers nous (Ha-) l'autre s'éloigne de nous (Ha+). Ces vitesses varient à cause de la précession de l'axe de rotation du jet. Jusqu'à là tout va bien. Normalement la vitesse moyenne observée des 2 jets devraient être nulles (à supposer que ces 2 composantes soient alignées et de même vitesse). Ce n'est pas le cas et cela est dû aux effets relativistes de la vitesse folle à laquelle la matière est éjectée. vitesse moyenne du 20 mai 2022 ~12 000 km/s vitesse moyenne du 23 mai 2022 ~11 000 km/s A la louche c'est pareil aux incertitudes de mesures près. La "dilation" de la longueur d'onde Ha' telle qu'on l'observe est Ha'= gamma.Ha Ha étant la longueur d'onde dans le référentiel propre d'une particule du jet, soit 6562 A. gamma c'est le fameux facteur de Lorentz, gamma=1/(1-v²/c²)^0.5 v étant la vitesse d'éjection du jet. La vitesse moyenne de 11 000 km/s correspond à une "dilatation" Ha'-Ha de ~240 A. (vrad= c.delta_Lambda / lambda). Cala permet de remonter à une vitesse d'éjection de ~79 000 km/s... quasi pile ce que donne la littérature. On peut lire cela directement sur le graphe de Margon (voir plus haut) : quand les courbes se croisent, c'est à dire lorsque le jet est perpendiculaire à notre axe de visée depuis la Terre, le décalage spectral n'est bizarrement pas nul mais d'environ 12 000 km/s. Les courbes devraient se croiser cet été à l'OHP

Merci ! Pas mal d'info intéressantes + biblio sur la page de l'AAVSO. Two systems of H, HeI, HeII emission lines are observed in the spectrum: the "stationary" system corresponding to Vr changes from 300 to 150 km/s with P = 13.1d, and the "relativistic" one, corresponding to Vr changes from +50000 to -35000 km/s with P = 165.5d. Il y a donc aussi une période sur les raies stationnaires Ha, Hb... Elles présentent aussi des décalages, mais bien plus faibles, de l'ordre de ~150 ~200 km/s sur les spectres du 20 et 23 mai 2022. C'est pas sûr qu'on puisse faire un suivi assez précis de leur évolution avec notre spectro (Alpy 600). Les erreurs sur les vitesses radiales mesurées sont de l'ordre de ~100 km/s liées à la résolution du spectro, à la calibration en longueur d'ondes, etc... A voir... Il faudrait un spectro de plus haute résolution, ces mesures devraient être possibles car l'objet est assez lumineux (mag 12 / 15).

Comme vous pouvez le voir sur le graphe de B. Margon : - la raie Ha+ va progressivement se décaler vers le bleu pour atteindre une vitesse radiale presque nulle, - la raie Ha- va se décaler vers le rouge pour passer de -30 000 à 28 000 km/s. Si j'ma pas gouré on devrait observer cet extremum fin août 2022. Parfait pour une observation en France en début de nuit, et on sera en période de nouvelle lune. Autre rendez-vous important : le moment où les courbes se croisent. Normalement elles devraient se croiser fin juillet 2022, pile au moment où on est la spectro party à l'OHP et sans lune . A vos spectros !