lionello

Les présentations sont mises en ligne petit à petit sur cette page : http://symbiotics2024.cuni.cz/program.html Vous pouvez voir les nôtres, on est passé vendredi matin, il faut scroller tout en bas de la page

Courage Xavier, elle va bien finir par exploser cette nova

Belle obseration Aladin est notre ami ! Pour les candidates NP de mag 52 qui font 4" d'arc de diamètre, il est très important de les placer au pixel près dans la fente. Pour m'en assurer, je fais une image du champ de guidage avec la fente (20 s par exemple), clic droit reconnaissance astrométrique auto sous PRISM, et je glisse l'image dans ALADIN. Si la reconnaissance astrométrique a échoué ou si tu n'as pas la possibilité de le faire en auto, tu peux le faire en manuel avec ALADIN. Une fois l'image de champ calibrée tu la superposes avec celle d'un survey (DSS2 red, SHS, IPHAS...) et tu vois exactement si l'objet est bien placé ou non. Généralement je fais aussi des contrôles pendant les acquisitions (dérive guidage, flexions...) et corrige la consigne de guidage en cohérence.

Cela vient la base HASH : http://202.189.117.101:8999/gpne/index.php Tu peux demander à y avoir accès via le registration form. COP 4 a été identifié comme une possible galaxie au vu de sa signature dans les différents surveys. Ton spectre ne laisse plus de doute à ce sujet. Affaire classée

Oui Prague a l'air d'être une ville très agréable (peut être moins l'hiver !). Sinon il est vrai qu'on n'a pas eu soif malgré la chaleur Dès que le papier est publié, on n'y manquera pas

Bonjour à tous, Je souhaitais vous faire part d'une belle collaboration pro-am dans laquelle l'équipe 2SPOT est impliquée depuis 2 ans. La semaine dernière se tenait à Prague une conférence dont le thème était "Etoiles symbiotiques, novae étranges et binaires embarrassantes" : http://symbiotics2024.cuni.cz/home.html La majeure partie de la communauté scientifique travaillant sur ces étoiles y était réunie (une centaine de chercheurs). L'équipe 2SPOT a présenté 3 sujets : - Olivier a réalisé une présentation de notre association, - Thomas a présenté le genèse de la découverte d'un système symbiotique à partir d'une image réalisée avec l'APO team, - J'ai présenté les résultats de travaux de recherche de nouveaux systèmes symbiotiques à partir des données du satellite GAIA. Ce projet de recherche de nouvelles étoiles symbiotiques a été mené en collaboration avec J. Merc, astronome slovaque spécialiste de ces étoiles. Je l'ai rencontré lors du stage spectro à l'OHP en 2022. On a dès lors bâti une méthode de recherche multi longueur d'ondes et on a commencé à observer nos candidates symbios depuis le Chili et la France. On a obtenu de très beaux résultats car on a découvert une cinquantaine de nouveaux systèmes symbiotiques. On est entrain de finir la rédaction d'un papier dans lequel figurera la liste complète des objets qu'on a identifiés. Tous ne seront pas encore observés et vous pourrez participer à leur confirmation spectroscopique si vous le souhaitez :). Voici un exemple de spectre d'un système symbiotique comme on les aime avec des raies à haut potentiel d'ionisation (He II, Raman O VI) : On a aussi découvert 2 nouveaux systèmes symbiotiques contenant une étoile carbonée. Ce sont des systèmes très rares car seulement 10 étaient connus jusqu'à maintenant. Voici le spectre d'un de ces objets. Petite photo de notre setup au Chili qui a bien bossé (il a accumulé quelques centaines d'heures d'observation) Lionel de 2SPOT

Je propose de contacter Superfulgur qui doit avoir des contacts à Paris mach', les pairs et les garde-fous y sont certainement moins stricts que ceux de Nature ou d'A&A.

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.

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). 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). 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. Représentation de l'interaction entre les vents des 2 étoiles : Figure issue de : Hill, G. M., 2020, Modelling the Colliding-Wind Spectra of WR+OB Binaries

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 !).

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

Vraiment pas mal ! On voit bien l'intérêt d'un suivi sur toute une nuit, voire sur plusieurs nuits d'affilée.

Les résultats sont très intéressants, essaie de vérifier si la littérature mentionne ces variations. Le changement brutal dans la série du 09/09/2023 est surprenant (vers la 46ème poses). Pour générer les résidus tu utilises la moyenne de la série ou la moyenne de l'ensemble des séries ? Pour le calcul du TVS, j'adopte finalement la méthode de Fullerton ,1996. Il s'agit simplement de tracer un écart type en fonction de la longueur d'onde (la racine du TVS en fait).

Merci Xavier bonne année à toi aussi ! 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

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. 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.