spectro Projet d'observation : CI Cygni

Et surtout félicitation, pour ce travail d'analyse des données produites par la "Dream Team" Cl Cyg.

Tu es passé au niveau supérieur dans l'astronomie "Amateur" avec la rédaction et la publication de tes propres compte rendu d'observations.

Je vais prendre le temps de lire ça se Week-End.

Etienne Morelle

Sirene Observatory.

Nota : Amateur n’est surtout pas à prendre dans le sens péjoratif au contraire !

Hello

très beau rapport de campagne. Concis, précis et clair.

Peu de fautes d'anglais, et encore, surtout de style. Des "the" et des "a" à supprimer pour faire moins froggy. Mais on s'en fiche car le fond est solide.

Quelques remarques de pure forme: tu es le premier contributeur et en plus le rédacteur. Logiquement tu devrais apparaître comme premier auteur.

Tes spectres ne sont pas légendés (chap 4), HeII, [FeVII], bande TiO etc. C'est toujours mieux pour le lecteur.

Une petite explication de l'intérêt des indicateurs, largeur équivalente et ratios d'intensités retenus pour l'étude de l'éclipse serait bienvenus au chap 5. Beaucoup de photométristes et non érudits de spectro liront cette étude.

Enfin il serait bon de compléter ton étude par la description de l'évolution du profil Ha en haute resolution. Je pense que cette évolution caractérise bien l'éclipse. Je peux m'y coller et te soumettre un papier.

Aprés ça, une publication officielle s'impose !

Ah oui j'oubliais un dernier truc !

On en veut encore des campagnes de nova truc ou symbio machin

Et surtout félicitation, pour ce travail d'analyse des données produites par la "Dream Team" Cl Cyg.

 

Tu es passé au niveau supérieur dans l'astronomie "Amateur" avec la rédaction et la publication de tes propres compte rendu d'observations.

 

Je vais prendre le temps de lire ça se Week-End.

 

 

Etienne Morelle

Sirene Observatory.

 

Nota : Amateur n’est surtout pas à prendre dans le sens péjoratif au contraire !

Merci Etienne, j'attends tes remarques et commentaires. J'aurais pu aller plus loin avec les données AAVSO, notamment évolution des indices de couleur V-R, mais j'ai préféré garder le focus sur l'aspect spectro. En tout cas, on voit bien à quel point la complémentarité Photométrie/Spectro est importante, aussi bien sur le suivi de l'outburst lui meme que pour la calibration absolue. Ce sera donc bien intéressant de développer des campagnes communes spectro/photométrie. On voit aussi tout l'intérêt de mettre en ligne les données photométriques immédiatement comme le fait l'AAVSO, sans attendre la publication trimestrielle d'un revue papier ... You see what I mean?

Amateur, j'ai bien pris : il faut vraiment aimer (passionnément) pour passer des nuits à recueillir des photons et des jours pour étudier les résultats. Ca n'a l'air de rien comme ca, mais rien que l'article correspond à une semaine pleine de travail.

Amicalement

François

Hello

très beau rapport de campagne. Concis, précis et clair.

Peu de fautes d'anglais, et encore, surtout de style. Des "the" et des "a" à supprimer pour faire moins froggy. Mais on s'en fiche car le fond est solide.

Quelques remarques de pure forme: tu es le premier contributeur et en plus le rédacteur. Logiquement tu devrais apparaître comme premier auteur.

Tes spectres ne sont pas légendés (chap 4), HeII, [FeVII], bande TiO etc. C'est toujours mieux pour le lecteur.

Une petite explication de l'intérêt des indicateurs, largeur équivalente et ratios d'intensités retenus pour l'étude de l'éclipse serait bienvenus au chap 5. Beaucoup de photométristes et non érudits de spectro liront cette étude.

Enfin il serait bon de compléter ton étude par la description de l'évolution du profil Ha en haute resolution. Je pense que cette évolution caractérise bien l'éclipse. Je peux m'y coller et te soumettre un papier.

Aprés ça, une publication officielle s'impose !

Salut Thierry,

L'idée c'est d'abord de laisser un trace écrite du suivi, sans se contenter de mettre les spectres en ligne comme nous l'avons fait pour V407 Cyg.

Deuxièmement de montrer la consistance des mesures et par là, la qualité de nos données brutes, avec derrière, la perspective que des spécialistes s'en emparent pour donner des interprétations. J'en suis volontairement rester à une présentation purement descriptive.

Enfin, il fallait aller assez vite pour que ce document soit le premier publié sur l'outburst.

Sur l'intérêt des indicateurs, leur description, ... je pense que tu as raison, mais dans un autre document, plus abordable. Là, je voulais, un document intermédiaire entre une présentation pour un public large et une véritable publication.

Donc à partir de ce travail de base, on peut envisager 2 autres documents :

- une présentation plus abordable, avec des encarts sur définition de EW, intensité ... et des explications sur la nature des phénomènes conduisant aux variations observées

- une publication complétée comme tu le dis à juste titre par l'évolution Ha mais aussi des autres raies des spectres eShel de Christian (par exemple comparaisons Ha et Hb .... ), qui là serait un véritable travail collectif.

Pour le travail sur Ha, je veux bien qu'on en parle au téléphone si tu as un moment.

Amitiés

François

Ah oui j'oubliais un dernier truc !

On en veut encore des campagnes de nova truc ou symbio machin

C'est vrai que là je me sens subitement désœuvré pour la première fois depuis plus d'un an ...

Un nova brillante cela fait partie de mes vœux pour 2011.

Parmi les symbiotiques brillantes, Z And est sur la phase déclinante de son outburst.

Il y a R Aqr qui présente des variations spectaculaires liées à l'activité de la Mira donc un sujet permanent.

Mais ca fait du bien aussi d'avoir des périodes calmes. Je vais en profiter pour faire des objets de base qui permettent d'avoir des références (nébuleuses, géantes rouges) et puis un truc auquel je pense depuis plusieurs mois, des spectres complets d'étoiles brillantes depuis 350 jusqu'à 900 nm histoire de s'amuser un peu.

François

Bravo Francois !

Clair et percutant;

et dire qu'il y a qlq années seuls des pro auraient pu faire celà !!! .......

J'y pense as tu mis en ligne ta presentation Cata et Symbio des RCE (je n'ai rien vu en ligne sur le site des RCE).

A bientot

Je viens de lire entièrement ton rapport d’observation :

On voit bien que l’éclipse ne se fait pas de la même manière dans les différentes raies d’émission. Et donc dans les différentes zones du système et particulièrement dans le disque d’accrétions. Les courbes sont bien en adéquation avec le model proposé en figure 2 :

He II (4686) plus proche de l’étoile compacte est plus impactée par l’éclipse.

He I (5876) plus étendu est donc moins impactée par l’éclipse.

Pour la courbe [OIII]/HeI, on a l’impression que la zone qui émet en OIII est peu impactée par l’éclipse. Serait-elle beaucoup plus étendue comme He I(5876)?

Pour Ha & Hb c’est plus subtil avec une chute décalée par rapport à l’éclipse ! Est-ce une éclipse du point chaud ?

Avec toutes c’est informations, on doit être capable de faire au moins une cartographie grossière du disque en intensité et en température non? Bref de quoi alimenter les modèles des astrophysiciens.

Impressionnant avec peu de moyen au final !

Oui Etmo, bravo pour tes commentaires, dans bien des cas on accède à la géométrie du système. Il faudra un bon moment avant que l'interféro s'applique sur ces mag.

On sent bien que la photométrie est, en plus d'être indispensable, une bonne école d'interprétation des courbes.

Pour Ha il y a plusieurs composantes en jeux, trois: étoiles principale, secondaire et nuage. Chacune avec sa propre variation d'activité et en plus un effet géométrique du à l'éclipse. C'est souvent le cas avec Ha sur les binaires. Ha reste une raie historique, la plus ancienne documentée. C'est souvent pour ça qu'elle est dans toutes les campagnes alors qu'elle est un peu fourre tout au niveau phénomène.

Et je rebondis car il serait bien de ne pas avoir que l'actualité de l'AAVSO comme acteur réactif dans le domaine...

François, on se bigophone.

Ou la !!!

Il ne faut surtout pas prendre pour argent comptant toutes mes affirmations. Il faudrait plus les transformer en questions, d’ailleurs François se garde bien de faire lui-même des commentaires. Je n’ai pas la qualification pour cette tâche ardue. Par contre, j’essaie de comprendre pourquoi et comment François traite les données.

Je pose directement cette question François : -Qu’elle était le but de chaque courbe comparative?

Un choix au hasard ?

Ils sont quand même très forts sur plusieurs points et donc incontournable:

• Une organisation avec un Staff compétant.

• La réactivité à répondre et trouver une solution à des questions posées par les membres (expérience vécu)

• Point de convergence de beaucoup de demande d’observation et alerte pour les amateurs.

• Des outils en « Cloud computing » pour l’analyse de « time series » directement depuis des images brutes !

• Une base de données très efficace pour archiver les observations.

• Enfin plein de petit outil pour l'analyse et la validation de données.

• L’hébergement de plusieurs sites spécialisés.

Ou la !!!

 

Il ne faut surtout pas prendre pour argent comptant toutes mes affirmations. Il faudrait plus les transformer en questions, d’ailleurs François se garde bien de faire lui-même des commentaires. Je n’ai pas la qualification pour cette tâche ardue. Par contre, j’essaie de comprendre pourquoi et comment François traite les données.

Je pose directement cette question François : -Qu’elle était le but de chaque courbe comparative?

Un choix au hasard ?

C'est bien un rapport d'observation, pas d'interprétation.

L'idée est de montrer que nous sommes capables d'acquérir sur des objets faibles pour notre gamme d'instruments des mesures consistantes acquises avec des méthodes scientifiques, c'est à dire utilisables.

- les mesures que je présente sont cohérentes entre elles, cohérentes avec des mesures publiées (p.e. Flux absolu Ha), cohérentes avec les connaissances actuelles sur ce système.

Pour l'interprétation c'est un autre domaine.

- d'abord, je suis loin de maîtriser le sujet. Une des raisons est qu'il n'existe plus de synthèse d'actualité sur ces étoiles. La dernière date de 1986 (The symbiotic stars de Kenyon). Toute l'information doit être récupérée sur des publications très disparates.

- les symbiotiques sont une classe d'étoiles très disparate, hétérogène, un peu fourre-tout par certains égards. Même une étoile prise isolément peut à certains moments se comporter de façons très différente.

- il y a très peu de certitudes sur la composition des systèmes, l'interaction des différents composants, ... La nature de l'étoile chaude de CI Cygni n'est pas tranchée : étoile de la série principale ou naine blanche - l'origine des outburst de Z And, pourtant le prototype, n'est pas tranchée : instabilité d'un disque d'accrétion pour les uns, réactions thermonucléaires pour les autres, combinaison des deux phénomènes ou même alternance des deux pour d'autres encore ...

On est face à des objets complexes et disparates. C'est complétement différent des cataclysmiques dont le modèle général est maintenant bien établi, où dans chaque sous-groupe, chaque étoile est une variante de l'étoile type, possède un comportement qui, a défaut d'être prévisible, ne montre guère de surprises. Les outbursts de SS Cygni se suivent de façon semi-régulière, les outbursts courts ressemblent aux précédents outbursts courts, idem pour les longs. Bien sûr chacun est un peu différent des précédents , il y a de temps en temps des anomalies, mais globalement il y a une grande cohérence.

Pour les symbiotiques, c'est tout l'inverse. Rien qu'en photométrie, il est bien difficile de trouver un schéma global. J'ai commencé ce dont nous avons parlé aux RCE avec Eric et Etienne :http://www.astronomie-amateur.fr/Projets%20Spectro1%20SySt%20Photometrie.html

en reprenant les courbes de luminosité AAVSO. On voit facilement la grande hétérogénéité des comportements.

Un difficulté supplémentaire des symbiotiques par rapport à leurs cousines cataclysmiques, c'est l'échelle de temps : des périodes de révolution qui se comptent en années (1-2) au minimum, en dizaines d'années dans certains cas et non pas en heures. En quelques jours d'observations, on peut avoir des dizaines de courbes pour une cataclymique ; il faudra plusieurs vies pour obtenir la même quantité de données pour une symbiotique. Idem pour les outbursts (à l'exception des WZ)

Enfin, pour les cataclysmiques l'ensemble des composants se situe dans une zone restreinte (d'où la puissance des observations des éclipses).

La zone nébulaire des symbiotiques est beaucoup plus étendue et se prête beaucoup moins facilement à révéler sa structure par une simple observation d'éclipse.

Rien d'étonnant donc à ce que la nature des composants des symbiotiques, leurs comportements soit à ce jour beaucoup moins bien connus, plus incertains, que les théories s'affrontent.

Par exemple, pour le disque d'accrétion de CI Cygni, il n'y a aucune certitude qu'il existe bien un disque. Certains considèrent que c'est fort plausible s'appuyant sur le fait que la géante rouge a un diamètre proche du lobe de roche, qu'elle est déformée (variations ellipsoïdales de luminosité), il considèrent qu'il est probable que le vent stellaire issu de la géante soit forcé en partie de passer par le point de Lagrange et donc que cette matière forme un disque autour de l'étoile chaude. Le schéma en début d'article est un modèle, ni plus ni moins. Ca m'ennuyait un peu de le mettre car il tranche un peu le débat, mais c'est le seul disponible. Il a l'avantage de décrire globalement les zones de formation des raies.

Les constats que fait Etienne à la lecture de l'article sont justes. Ce qui veut dire que l'article est bien construit (ce que j'espérais) et qu'Etienne l'a bien compris (ce dont je ne doutais pas). Avec notamment la remarque pertinente sur [OIII] qui ne subit pas l'éclipse et dont on peut conclure que la zone est plus étendue que sur la représentation schématique.

Alors, essayer d'aller plus loin, en déduire un mapping sommaire?

Pas simple. Les zones d'émissions sont étendues, peut-être multiples. Elles ne sont pas homogènes (gradients)

Elles peuvent être sphériques (par exemple autour de l'étoile chaude), émises par l'hypothétique disque d'accrétion ou encore de façon privilégiée dans la zone de contact entre les deux vents stellaire (onde de choc).

Un exemple d'interprétation dans le cas des différents outbursts de Z And :

http://arxiv.org/abs/1012.2803

Ce n'est qu'un modèle, parmi d'autres.

Je me garderai donc bien d'interpréter. Les spécialistes apparemment raisonnent à partir d'un modèle théorique dont ils ajustent les paramètres, puis vérifient si les observation concordent avec les paramètres.

De même l'interprétation des profils, par exemple Ha, n'est pas simple et dépend d'une construction intellectuelle a priori

"The interpretation of the Ha line profile depends on how we assume the line is formed" (Burmeister et Leejarv 2009)

Par exemple, dans un article que je viens de récupérer Mikolajewska interprète les deux composantes de la raie Ha comme composantes V et R émises par un disque d'accrétion (1985).

Siviero (2009) considère qu'il y a un composant principal en émission, qui forme une gaussienne (un peu déformée dans le bleu) et qu'au delà de la zone où se forment les raies d'émission une partie de la nébuleuse n'est pas excitée par l'étoile chaude ; l'hydrogène de cette partie externe absorbe du rayonnement Ha et forme un composant en absorption.

L'interprétation des mesures que nous pouvons faire sur la raie Ha va donc dépendre d'un apriori. Je pense que le mieux, à notre niveau et pour le moment, est de simplement faire les mesures et les publier telles quelles, sans interprétation.

Pour les mesures Ha, la conception que l'on a de la formation du profil de raie n'influe pas seulement sur son interprétation mais également sur sa mesure.

En effet, si l'on reprend le modèle disque de Mikolajewka, on mesure le rapport V/R des deux composantes en émission. La seule difficulté est la méthode pour les couper en deux.

Si l'on part de l'interprétation Siviero, il faut construire par ajustement gaussien un composant en émission et un composant en absorption.

Pas simple. J'ai une préférence pour le modèle Siviero. Juste une préférence, car l'ajustement gaussien n'est qu'approximatif. Le profil est plus complexe. Peut-être même la combinaison d'une émission de disque et du modèle Siviero ...

L'intérêt, pour nous, du modèle Siviero est qu'il fournit des mesures récentes auxquelles nous pouvons nous raccrocher et nous comparer, même s'il est imparfait.

Enfin, sur le traitement des données.

La comparaison Luminosité/Mesures sur les raies me paraissait évidente.

Elle permet de situer dans le temps les mesures par rapport aux phases des deux événements qui se conjuguent (outburst et éclipse).

Puis au fur et à mesure des résultats, sont apparus des parallélismes, des coïncidences, des différences de comportement, des décalages comme Etienne les souligne, ou non.

La seule courbe de luminosité est passionnante avec son éclipse beaucoup plus étroite que celle de 1975 et sa montée par paliers (une étude récente sur un outburst de Z And donne une interprétation de cette montée step-by-step dans le cadre de la théorie des chocs des vents stellaire.

Sur les différentes mesures, je suis parti de ce qui était évident et facile, notamment les mesures des largeurs équivalentes. Les fortes variations du continuum m'ont incité à essayer d'établir des mesures de flux absolu, avec de bons résultats et surtout des variations qui peuvent être assez différentes des mesures d'EW. Pour d'autres, j'avais le sentiment que cela pouvait être intéressant et j'ai été bien satisfait e consatater que d'autres avaient eu l'idée avant moi (par exemple soustraction du continuum ou encore relation de l'absorption des TiO et de la magnitude V : sur cette dernière Kenyon en 1987 constate qu'il y a quelque chose mais qu'il ne peut conclure, faute de mesures en nombre suffisant).

Sur d'autres, je me suis appuyé sur les publications, par exemple le rapport [OIII]/HeI : une bonne représentation des dimensions différentes des zones qui émettent ces deux raies. [OIII] trés large, émises dans les zones externes et peu denses de la nébuleuses. HeI, raie permise, dans les zones denses, au cœur du phénomène.

J'ai été bien long.

En conclusion :

- on fait de bons spectres avec de bonnes mesures et une bonne couverture temporelle (seule limite : la couverture nuageuse)

- on essaye de comprendre à quoi les mesures correspondent, mais avec un certain recul (et parfois un recul certain) et surtout pas d'a priori, pour ne fausser ni les mesures, ni leur présentation.

François

Ou la !!!

 

Il ne faut surtout pas prendre pour argent comptant toutes mes affirmations. Il faudrait plus les transformer en questions, d’ailleurs François se garde bien de faire lui-même des commentaires. Je n’ai pas la qualification pour cette tâche ardue. Par contre, j’essaie de comprendre pourquoi et comment François traite les données.

Je pose directement cette question François : -Qu’elle était le but de chaque courbe comparative?

Un choix au hasard ?

C'est bien un rapport d'observation, pas d'interprétation.

L'idée est de montrer que nous sommes capables d'acquérir sur des objets faibles pour notre gamme d'instruments des mesures consistantes acquises avec des méthodes scientifiques, c'est à dire utilisables.

- les mesures que je présente sont cohérentes entre elles, cohérentes avec des mesures publiées (p.e. Flux absolu Ha), cohérentes avec les connaissances actuelles sur ce système.

Pour l'interprétation c'est un autre domaine.

- d'abord, je suis loin de maîtriser le sujet. Une des raisons est qu'il n'existe plus de synthèse d'actualité sur ces étoiles. La dernière date de 1986 (The symbiotic stars de Kenyon). Toute l'information doit être récupérée sur des publications très disparates.

- les symbiotiques sont une classe d'étoiles très disparate, hétérogène, un peu fourre-tout par certains égards. Même une étoile prise isolément peut à certains moments se comporter de façons très différente.

- il y a très peu de certitudes sur la composition des systèmes, l'interaction des différents composants, ... La nature de l'étoile chaude de CI Cygni n'est pas tranchée : étoile de la série principale ou naine blanche - l'origine des outburst de Z And, pourtant le prototype, n'est pas tranchée : instabilité d'un disque d'accrétion pour les uns, réactions thermonucléaires pour les autres, combinaison des deux phénomènes ou même alternance des deux pour d'autres encore ...

On est face à des objets complexes et disparates. C'est complétement différent des cataclysmiques dont le modèle général est maintenant bien établi, où dans chaque sous-groupe, chaque étoile est une variante de l'étoile type, possède un comportement qui, a défaut d'être prévisible, ne montre guère de surprises. Les outbursts de SS Cygni se suivent de façon semi-régulière, les outbursts courts ressemblent aux précédents outbursts courts, idem pour les longs. Bien sûr chacun est un peu différent des précédents , il y a de temps en temps des anomalies, mais globalement il y a une grande cohérence.

Pour les symbiotiques, c'est tout l'inverse. Rien qu'en photométrie, il est bien difficile de trouver un schéma global. J'ai commencé ce dont nous avons parlé aux RCE avec Eric et Etienne :http://www.astronomie-amateur.fr/Projets%20Spectro1%20SySt%20Photometrie.html

en reprenant les courbes de luminosité AAVSO. On voit facilement la grande hétérogénéité des comportements.

Un difficulté supplémentaire des symbiotiques par rapport à leurs cousines cataclysmiques, c'est l'échelle de temps : des périodes de révolution qui se comptent en années (1-2) au minimum, en dizaines d'années dans certains cas et non pas en heures. En quelques jours d'observations, on peut avoir des dizaines de courbes pour une cataclymique ; il faudra plusieurs vies pour obtenir la même quantité de données pour une symbiotique. Idem pour les outbursts (à l'exception des WZ)

Enfin, pour les cataclysmiques l'ensemble des composants se situe dans une zone restreinte (d'où la puissance des observations des éclipses).

La zone nébulaire des symbiotiques est beaucoup plus étendue et se prête beaucoup moins facilement à révéler sa structure par une simple observation d'éclipse.

Rien d'étonnant donc à ce que la nature des composants des symbiotiques, leurs comportements soit à ce jour beaucoup moins bien connus, plus incertains, que les théories s'affrontent.

Par exemple, pour le disque d'accrétion de CI Cygni, il n'y a aucune certitude qu'il existe bien un disque. Certains considèrent que c'est fort plausible s'appuyant sur le fait que la géante rouge a un diamètre proche du lobe de roche, qu'elle est déformée (variations ellipsoïdales de luminosité), il considèrent qu'il est probable que le vent stellaire issu de la géante soit forcé en partie de passer par le point de Lagrange et donc que cette matière forme un disque autour de l'étoile chaude. Le schéma en début d'article est un modèle, ni plus ni moins. Ca m'ennuyait un peu de le mettre car il tranche un peu le débat, mais c'est le seul disponible. Il a l'avantage de décrire globalement les zones de formation des raies.

Les constats que fait Etienne à la lecture de l'article sont justes. Ce qui veut dire que l'article est bien construit (ce que j'espérais) et qu'Etienne l'a bien compris (ce dont je ne doutais pas). Avec notamment la remarque pertinente sur [OIII] qui ne subit pas l'éclipse et dont on peut conclure que la zone est plus étendue que sur la représentation schématique.

Alors, essayer d'aller plus loin, en déduire un mapping sommaire?

Pas simple. Les zones d'émissions sont étendues, peut-être multiples. Elles ne sont pas homogènes (gradients)

Elles peuvent être sphériques (par exemple autour de l'étoile chaude), émises par l'hypothétique disque d'accrétion ou encore de façon privilégiée dans la zone de contact entre les deux vents stellaire (onde de choc).

Un exemple d'interprétation dans le cas des différents outbursts de Z And :

http://arxiv.org/abs/1012.2803

Ce n'est qu'un modèle, parmi d'autres.

Je me garderai donc bien d'interpréter. Les spécialistes apparemment raisonnent à partir d'un modèle théorique dont ils ajustent les paramètres, puis vérifient si les observation concordent avec les paramètres.

De même l'interprétation des profils, par exemple Ha, n'est pas simple et dépend d'une construction intellectuelle a priori

"The interpretation of the Ha line profile depends on how we assume the line is formed" (Burmeister et Leejarv 2009)

Par exemple, dans un article que je viens de récupérer Mikolajewska interprète les deux composantes de la raie Ha comme composantes V et R émises par un disque d'accrétion (1985).

Siviero (2009) considère qu'il y a un composant principal en émission, qui forme une gaussienne (un peu déformée dans le bleu) et qu'au delà de la zone où se forment les raies d'émission une partie de la nébuleuse n'est pas excitée par l'étoile chaude ; l'hydrogène de cette partie externe absorbe du rayonnement Ha et forme un composant en absorption.

L'interprétation des mesures que nous pouvons faire sur la raie Ha va donc dépendre d'un apriori. Je pense que le mieux, à notre niveau et pour le moment, est de simplement faire les mesures et les publier telles quelles, sans interprétation.

Pour les mesures Ha, la conception que l'on a de la formation du profil de raie n'influe pas seulement sur son interprétation mais également sur sa mesure.

En effet, si l'on reprend le modèle disque de Mikolajewka, on mesure le rapport V/R des deux composantes en émission. La seule difficulté est la méthode pour les couper en deux.

Si l'on part de l'interprétation Siviero, il faut construire par ajustement gaussien un composant en émission et un composant en absorption.

Pas simple. J'ai une préférence pour le modèle Siviero. Juste une préférence, car l'ajustement gaussien n'est qu'approximatif. Le profil est plus complexe. Peut-être même la combinaison d'une émission de disque et du modèle Siviero ...

L'intérêt, pour nous, du modèle Siviero est qu'il fournit des mesures récentes auxquelles nous pouvons nous raccrocher et nous comparer, même s'il est imparfait.

Enfin, sur le traitement des données.

La comparaison Luminosité/Mesures sur les raies me paraissait évidente.

Elle permet de situer dans le temps les mesures par rapport aux phases des deux événements qui se conjuguent (outburst et éclipse).

Puis au fur et à mesure des résultats, sont apparus des parallélismes, des coïncidences, des différences de comportement, des décalages comme Etienne les souligne, ou non.

La seule courbe de luminosité est passionnante avec son éclipse beaucoup plus étroite que celle de 1975 et sa montée par paliers (une étude récente sur un outburst de Z And donne une interprétation de cette montée step-by-step dans le cadre de la théorie des chocs des vents stellaire.

Sur les différentes mesures, je suis parti de ce qui était évident et facile, notamment les mesures des largeurs équivalentes. Les fortes variations du continuum m'ont incité à essayer d'établir des mesures de flux absolu, avec de bons résultats et surtout des variations qui peuvent être assez différentes des mesures d'EW. Pour d'autres, j'avais le sentiment que cela pouvait être intéressant et j'ai été bien satisfait e consatater que d'autres avaient eu l'idée avant moi (par exemple soustraction du continuum ou encore relation de l'absorption des TiO et de la magnitude V : sur cette dernière Kenyon en 1987 constate qu'il y a quelque chose mais qu'il ne peut conclure, faute de mesures en nombre suffisant).

Sur d'autres, je me suis appuyé sur les publications, par exemple le rapport [OIII]/HeI : une bonne représentation des dimensions différentes des zones qui émettent ces deux raies. [OIII] trés large, émises dans les zones externes et peu denses de la nébuleuses. HeI, raie permise, dans les zones denses, au cœur du phénomène.

J'ai été bien long.

En conclusion :

- on fait de bons spectres avec de bonnes mesures et une bonne couverture temporelle (seule limite : la couverture nuageuse)

- on essaye de comprendre à quoi les mesures correspondent, mais avec un certain recul (et parfois un recul certain) et surtout pas d'a priori, pour ne fausser ni les mesures, ni leur présentation.

François

Bonsoir Francois;

Long peut etre , mais en qlq min de lecture, j'ai l'impression d'en avoir plus compris/apréhendé qu'en lisant mon journal du matin

Celà montre aussi qu'il y a des domaines qui restent peu interessant pour les pro (pas compatible avec le rythme des publications) .... a suivre

Bonsoir Francois;

Celà montre aussi qu'il y a des domaines qui restent peu interessant pour les pro (pas compatible avec le rythme des publications) .... a suivre

J’ai le même sentiment avec les miras, J’essaie de rattacher mes observations et mesures photométriques avec des publications pour comprendre la forme de certaines courbes. Je me noie très vite dans de multiples publications ou l’on constate que le phénomène est loin d’être maitrisé.

Je retrouve CI Cygni dans le ciel du petit matin.

Sa luminosité est quasi-stable depuis la sortie de l'éclipse à V = 10.8.

Dans cette comparaison avec le spectre du 20 novembre, on note la croissance des raies de forte excitation [Fe VII] 5721 et 6087 mais aussi de l'hélium ionisé He II 5411. Cette évolution traduit le réchauffement de la pseudo-photosphère de la naine blanche qui retrouve sa température d'avant l'outburst.

Comparaison avec un spectre du 30 juin 2010 (début de l'outburst) :

Les raies [Fe VII] ont retrouvé leur niveau initial. On notera que les raies HeI et HI sont plus intenses, et H alpha plus large.

Dans sa phase active des années 70, CI Cygni a subi 3 outbursts. L'outburst de 2010, maintenant terminé était le deuxième de la phase active débutée en 2008. Seront-nous les témoins d'un nouvel outburst dans les mois à venir? Seules les observations à venir permettront de répondre à la question. CI Cygni mérite donc un suivi régulier. Les observations recueillies permettront également le suivi des évolutions en fonction de la phase orbitale.

http://www.astronomie-amateur.fr/feuilles/Spectroscopie/SyS/CI%20Cyg.html

François Teyssier

http://www.astronomie-amateur.fr

L'article sur CI Cygni vient de paraître dans la revue de l'AAVSO.

http://www.aavso.org/ejaavso

Inutile de vous dire que je suis content du résultat.

La campagne d'observation se poursuit, à un rythme moins soutenu, durant la phase calme. Cela permettra d'avoir des données de référence si un nouvel outburst se produit dans les semaines ou les mois à venir.

Donc, ne pas hésiter à rejoindre l'équipe, que ce soit en haute ou basse résolution.

Valérie a produit un spectre haute résolution (Lhires 1200 t/mm), Christian Buil et moi-même plusieurs au LISA, Thierry en haute résolution et avec un eSHEL : un exploit sur une étoile qui est à mag 11.

François Teyssier

http://www.astronomie-amateur.fr

Bonjour François

Je renouvelle mes félicitations!

Etienne Morelle