photométrie Courbes de lumière longue période

Bonjour,

Je viens de tracer l'ensemble des courbes pour mes observations longues périodes.

http://etmor.free.fr/observations/courbelp/

1er Bilan :

- 140 000 observations entre janvier 2007 et janvier 2011

- 445 courbes avec plus de 50 points par courbes,

- 52 types de variables surveillées.

Ces données ne sont pas exploitables directement, il faudra dans un deuxièmes temps récupérer pour chacune les autres mesures de la base AAVSO. Par contre, ces courbes permettent de vérifier globalement la chaine de mesure et d’identifier les anomalies

Les MIRA sont des objets encore très mystérieux

Vous pouvez observer l'ensemble des courbes de MIRA (notées M dans la colonne type). Vous constaterez que c'est objets ne sont pas de véritables horloges que la science comprend parfaitement. Au contraire, les courbes de mesures "CCD" montrent des variations importantes d'amplitude, de période et enfin des changements important de forme. Surtout dans la phase de remonté. Ces dernières variations sont peu expliquées dans la littérature scientifique. C'est pourtant une phase importante d'impulsion qui fait varier ces étoiles.

En fait, il n'existe pas un type de mira mais bien plusieurs types avec des comportements très évolutifs. Le groupe des Mira est plus un fourretout ou les frontières avec les semi-régulières ne sont pas forcément précises.

Dommage qu'elles soit si peu observées en CCD par les amateurs. Des campagnes de spectraux sur les plus lumineuses en période de remonté serait intéressantes. Surtout sur celles qui présentent des phases de rebonds multiples.

Impressionant.

Tu les as classé comment ?

Étienne, c'est un énorme travail que tu réalises. La couverture temporelle est impressionnante. Je suppose qu'il s'agit essentiellement d'observations provenant de Sirène? Les mesures sont excellentes, cela donne de très belles courbes.

Les Miras semblent effectivement être des objets bien plus complexes que ce qui était imaginé. Il semblerait qu'une bonne référence soit un livre de 2003

http://books.google.fr/books?id=KpRH1mAl7HIC&printsec=frontcover&dq=Asymptotic+giant+branch+stars&source=bl&ots=oEjo-n5tRS&sig=T71CZNKyKOa5D3tUu1JIaUTe95k&hl=fr&ei=mB1YTfINj_PiBvuP6LoH&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=4&ved=0CEAQ6AEwAw#v=onepage&q&f=false

Chocs dans le vent stellaire produits par les pulsations, couches de vapeur d'eau dans l'atmosphère, vents formés de poussières ... un sujet bien intéressant qui réclame beaucoup de patience vu la période plutôt élevée.

Quelques unes sont effectivement faisables en spectro amateur au moins, comme tu le soulignes à proximité du maximum. Certaines produisent des raies HI et Fe I, Mg I en émission. Cela va être être la saison pour R Leo. S Leo est également intéressante, mais en déclin et va devenir trop faible.

Je vais essayer, si les nuages m'en laissent le loisir ...

La seule Mira que j'ai imagé est R Aqr, une Mira Symbiotique qui produit des variations spectaculaires en spectro : http://www.astronomie-amateur.fr/feuilles/Spectroscopie/SyS/R%20Aqr.html

Bonne continuation

François

http://www.astronomie-amateur.fr

Impressionant.

Tu les as classé comment ?

Pour les miras, il n'y a pas vraiment de classement, les plus régulières étant dans les premières courbes présentées. Le tableau est par type et liste alphabétique des noms de variable.

http://books.google.fr/books?id=KpRH1mAl7HIC&printsec=frontcover&dq=Asymptotic+giant+branch+stars&source=bl&ots=oEjo-n5tRS&sig=T71CZNKyKOa5D3tUu1JIaUTe95k&hl=fr&ei=mB1YTfINj_PiBvuP6LoH&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=4&ved=0CEAQ6AEwAw#v=onepage&q&f=false

 

François

http://www.astronomie-amateur.fr

Merci François pour la référence du bouquin. Avec les CV, c'est encore beaucoup de lecture.

Une Vidéo impressionnante montrant la variation de diamètre en interférométrie et la courbe de lumière associée en visuelle. "Chi Cyg"

http://www.youtube.com/watch?v=hhMeumI36BM

J'ai connu un théoricien sur les Mira, Christina Magnan, du GRAAL de laboratoire d'astrophysique de Montpellier. Il théorise un modèle de nébuleuse planétaire compacte pour les Miras. On a fait quelques observations spectro pour guetter Ha en emisison. C'est trés transitoire mais il y a en période de maxima parfois les balmer en émission d'un jour sur l'autre.

Merci pour le bouquin François, et hop un de plus. Je vous signale une 2nde édition de la référence en matière de variables novae, au sens large http://books.google.fr/books?id=aYeFkOtntGIC&printsec=frontcover&dq=Classical+Novae&hl=fr&ei=ojNYTY2qAeaX4gaOjIG8Bw&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=1&ved=0CDAQ6AEwAA#v=onepage&q&f=false

Les mira furent prise pour des novae fut un temps aussi. Ce bouquin regorge de références récentes sur de nombreuses variables, des proto strellaire au post AGB. Ca bouscule la conception assez classique et restrictive que j'avais des novae. La classification en prends pour son grade.

J'ai connu un théoricien sur les Mira, Christina Magnan, du GRAAL de laboratoire d'astrophysique de Montpellier. Il théorise un modèle de nébuleuse planétaire compacte pour les Miras

Pourrait-il nous servir de "mentor" pour une observation et une interprétation un peu plus approfondie. Je pense particulièrement à du multi-bande sur des étoiles brillantes.

La confrontation modèle courbe de lumière a donné des résultats sur les CV.

C'est un théoricien pur, pas un observateur. Il y a une nette différence qui peut paraître incompréhensible, du moins pour moi, mais ce n'est pas son affaire de vérifier si le modèle qu'il a mis trente ans à pondre existe ou pas dans la nature. Je l'ai déjà travailler pour une plus grande participation dans des campagnes amateurs, je le connais bien, sans que ça ne suscite un émoi particulier. On peut toujours proposer.

Son modèle, pour le moins original : http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?letter=.&classic=YES&bibcode=1997MNRAS.286..920M&page=&type=SCREEN_VIEW&data_type=PDF_LOW&send=GET&filetype=.pdf

Sa page perso http://www.lacosmo.com/

Un petit wiki http://fr.wikipedia.org/wiki/Christian_Magnan

Un personnage iconoclaste et hautement sympathique,.

Autre chose: comment tu as fait pour créer des feuillets pour la présentation de tes observations ? Sorti directement d'un classeur exel ? Je pense moi aussi rassembler mes observations sous la forme d'un petit atlas comme le tien.

Les mira furent prise pour des novae fut un temps aussi. Ce bouquin regorge de références récentes sur de nombreuses variables, des proto strellaire au post AGB. Ca bouscule la conception assez classique et restrictive que j'avais des novae. La classification en prends pour son grade.

Là, j'ai du mal à te suivre Thierry. Le livre "Classical Novae" auquel tu fais référence (le seul à ma connaissance sur les novae) porte comme son nom l'indique essentiellement sur les "novae classiques" ; c'est à dire un systéme évolué comportant une naine blanche accumulant à sa surface de la matière (essentiellement H et He) provenant de son compagnon (naine rouge) dans un système cataclysmique. Les novae symbiotiques sont également abordées dans quelques pages (l'étoile fournissant la couche de "carburant" neuf à la naine blanche est cette fois une géante rouge).

Je n'ai rien vu concernant des proto-stellaires ou des post AGB??? Pour qu'un outburst de type nova se produise, il faut en l'état actuel des connaissances une naine blanche dans un systéme double.

De même tu faisais référence à un outburst de type nova pour FU Ori dans le post Z CMa. A ma connaissance, c'est à tort que cet outburst (1937) fut considéré comme événement de type nova. voir : http://www.aavso.org/vsots_fuori

a+

François

http://www.astronomie-amateur.fr

Edition 2008, la première partie traitant des novae historiques reprend tout le chemin fait dans le domaine. Si les Mira/post AGB ont été trés vite écartées des phénomènes nova, les FUor y sont d'aprés l'auteur toujours considérés comme siège d'outburts de type novae like . C'est pas trés étonnant vu la similarité des systèmes. Un disque d’accrétion très bien nourrit autour de la proto stellaires de masse solaire.

Sur la page de l'AAVSO, que je ne connaissais pas, on trouve ceci penchant vers la similarité avec les CV et nova symbiotiquedes processus en cour. Les définitions ne sont pas éternelles, les outburst de FUor sont rare et peu documenté mais l'occasion se présente à nouveau avec Z cma.

"All this talk about accretion disk-related eruptions and flickering seems somewhat reminiscent of some other types variable stars. In fact, in his 1999 paper Kenyon cites examples of common accretion disk phenomenon with three different types of variable stars: SS Cyg, a cataclysmic variable; CI Cyg, a symbiotic star; and V1057 Cyg, an FU Ori variable. In his words, "All three systems resemble A- or F-type stars at maximum light. This spectrum cools [shifts towards cooler spectral type stars] as the brightness fades. Substantial mass loss is associated with each system; the mass loss probably increases with the rise in brightness and decreases as the brightness declines. These similarities suggest that the same physical processes govern the evolution of disks ranging in size from 0.1 solar radii to several tens of AU."

So ?

As tu la nouvelle édition ? Jan 2011

J'ai la seconde édition (2008). Je ne trouve pas d'édition plus récente ????

François

Non ok c'est la bonne, j'ai corrigé, page 11 pour le coté historique.

Edition 2008, la première partie traitant des novae historiques reprend tout le chemin fait dans le domaine. Si les Mira/post AGB ont été trés vite écartées des phénomènes nova, les FUor y sont d'aprés l'auteur toujours considérés comme siège d'outburts de type novae like . C'est pas trés étonnant vu la similarité des systèmes. Un disque d’accrétion très bien nourrit autour de la proto stellaires de masse solaire.

Sur la page de l'AAVSO, que je ne connaissais pas, on trouve ceci penchant vers la similarité avec les CV et nova symbiotiquedes processus en cour. Les définitions ne sont pas éternelles, les outburst de FUor sont rare et peu documenté mais l'occasion se présente à nouveau avec Z cma.

"All this talk about accretion disk-related eruptions and flickering seems somewhat reminiscent of some other types variable stars. In fact, in his 1999 paper Kenyon cites examples of common accretion disk phenomenon with three different types of variable stars: SS Cyg, a cataclysmic variable; CI Cyg, a symbiotic star; and V1057 Cyg, an FU Ori variable. In his words, "All three systems resemble A- or F-type stars at maximum light. This spectrum cools [shifts towards cooler spectral type stars] as the brightness fades. Substantial mass loss is associated with each system; the mass loss probably increases with the rise in brightness and decreases as the brightness declines. These similarities suggest that the same physical processes govern the evolution of disks ranging in size from 0.1 solar radii to several tens of AU."

So ?

OK.

C'est le problème d'avoir donné le même nom aux "novae naines et aux "novae". Avec en plus, au milieu, les nova-like. Comme en plus, on s'est aperçu que ce sont des novæ naines qui donnent naissance aux novae, la confusion est totale au niveau de la terminologie. C'est donc normal que tout se mélange.

Historiquement :

- étoiles nouvelles appelées "novae", (regroupant indifféremment novae et supernovae)

- à partir du milieu du XIXéme, le suivi systématique de certaines étoiles dites "éruptives" montre des successions d'outbursts de 2 à 8 magnitudes, qui ressemblent aux courbes de lumière des novae (montée très rapide de luminosité en quelques heures) puis déclin en quelques jours, en moins intense, d'où le nom de "novae naines" données à ces objets.

- au milieu du XXème sciécle, la compréhension des réactions thermonucléaires d'une part, l'observation d'anciennes novae, telle DK Her (variable cataclysmique à éclipse : les systèmes à éclipse ont joué un rôle déterminant pour la compréhension des phénomènes) permettent d'émettre la théorie de l'origine du phénomène nova : une explosion nucléaire (ThermoNuclear Runaway) se produisant à la surface d'une naine blanche dans un systéme binaire : l'étoile secondaire apporte la matière (H et He) qui régénère la naine blanche et lui donne une seconde vie.

- parallèlement, toujours à partir des systèmes à éclipses, la nature des novae naines est percée : une naine blanche, une naine rouge, un transfert de matière vers la naine blanche (encore une mauvaise terminologie!), via un disque d'accrétion (définitif dans les années 70)

Lorsque la matière s'accumule dans le disque, la densité et la viscosité augmentent. L'augmentation de viscosité du disque provoque l'outburst de la nova naine : phénomène thermique qui provoque une brutale élévation de luminosité.

- une partie de la matière (surtout lors des outbursts) est attirée par la forte gravité de la naine blanche et forme une couche H et He à la surface de la matière dégénérée de la naine blanche. Lorsque la couche devient suffisamment épaisse, la température à sa base atteint environ 100 000 000 K, les réactions thermonucléaires s'enclenchant : la luminosité augmente brutalement, rien ne retient la matière dans laquelle se développent les réactions : une partie de la couche est expulsée et forme une "coquille" (shell) en expansion : c'est le phénomène nova.

Outburst (relativement) régulier des novae naines et nova sont donc produit dans les mêmes systèmes, mais à des endroits différents (disque et surface de la naine blanche) et sont de nature fondamentalement différente (thermique d'une part, thermonucléaires d'autre part).

L'extrait que tu mentionne ne parle que la similitude des comportements des disques d'accrétion (phénomène thermique) dans des étoiles fort différentes (FU Ori, novaes naines) ....

Rien à voir avec le phénomène nova, qui implique une naine blanche, une réaction thermonucléaire non contrôlée, en surface, qu'on ne trouve pas, bien sûr dans les FU Ori, ni dans les AGB isolées.

Ai-je été assez clair, dans cette confusion produite par une terminologie qui s'explique historiquement, mais se trouve dépassée par les compréhensions des quelques dernières dizaines d'années?

François

Autre chose: comment tu as fait pour créer des feuillets pour la présentation de tes observations ? Sorti directement d'un classeur exel ? Je pense moi aussi rassembler mes observations sous la forme d'un petit atlas comme le tien.

Pas simple à expliquer par Etape :

-J'ai téléchargé mes observations dans la base AAVSO sous forme de fichier texte.

-Importation sous Excel 2010.

-Création d'un liste avec filtre.

-Création d'une liste réduite avec des noms uniques.

-Importation du fichier VSX dans un autre fichier Excel.

-Petite formule de recherche entre la feuille VSX et ma liste réduite pour la compléter. (RECHERCHE et INDEX sous excel)

-Réalisation d'un courbe suivant les données filtrées.

-Petite macro qui copie les titres dans le graphique et change les paramètres de filtrage de la liste d'observations avec une boucle sur la liste réduite.

C'est claire?

François : c'est vrai que la terminologie prête à confusion, étant resté sur la définition historique. merci.

Je parlais donc plutôt d'ouburst de FUor dans le disque, sans helium puisque il n'y a pas de réaction thermonucléaire. Cette idée me fascine. Que des systèmes en fin de vie et d'autres proto stellaire puisse par certains aspect se traiter de la même façon.

N'y a t'il pas quelques tentatives de refonte de la terminologie dans un contexte plus actuel ?

C'est un théoricien pur, pas un observateur. Il y a une nette différence qui peut paraître incompréhensible, du moins pour moi, mais ce n'est pas son affaire de vérifier si le modèle qu'il a mis trente ans à pondre existe ou pas dans la nature. Je l'ai déjà travailler pour une plus grande participation dans des campagnes amateurs, je le connais bien, sans que ça ne suscite un émoi particulier. On peut toujours proposer.

Son modèle, pour le moins original : http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?letter=.&classic=YES&bibcode=1997MNRAS.286..920M&page=&type=SCREEN_VIEW&data_type=PDF_LOW&send=GET&filetype=.pdf

 

Sa page perso http://www.lacosmo.com/

Un petit wiki http://fr.wikipedia.org/wiki/Christian_Magnan

Un personnage iconoclaste et hautement sympathique,.

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Bonsoir,

Je progresse dans mes recherches bibliographiques.

Deux articles connexes avec les recherches de cet astrophysicien:

http://arxiv.org/abs/1011.0948

http://arxiv.org/abs/1010.2672

Je pense faire une analyses des courbes avec la recherches des fréquences et harmoniques. Si les résultats sont probants, il sera peut-être intéressé. Les dernières publications sur ce sujet parlent d'effet de résonances entre l'enveloppe stellaire et les enveloppes de poussières autour de ces étoiles.

J'ai également contacté une autre personne travaillant dans le même Labo.

Etienne Morelle

Bonsoir à tous

Si vous voulez savoir ce qui cache derrière cette superposition de courbes et connaitre les éventuels phénomènes associés:b:, je vous invite à lire ce premier rapport :

http://etmor.free.fr/observations/publications/Effet_de_resonance_pour_les_AGB_CR1.pdf

Etienne Morelle

Observatoire Sirène

Encore un autre cas spectaculaire, mais cette fois présenté par l'AAVSO avec des observations visuelles.

http://www.aavso.org/lcotw/r-centauri

Même si les résonances sont clairement identifiables sans analyse de Fourier, la raison n'est pas exactement connue.

Elle serait une parfaite cible pour une surveillance en BVRI et même en spectro.

Le but serait de voir les différences de spectre à chaque maximum (petit et grand)

Encore un autre cas spectaculaire, mais cette fois présenté par l'AAVSO avec des observations visuelles.

 

http://www.aavso.org/lcotw/r-centauri'>http://www.aavso.org/lcotw/r-centauri

 

Même si les résonances sont clairement identifiables sans analyse de Fourier, la raison n'est pas exactement connue.

 

Elle serait une parfaite cible pour une surveillance en BVRI et même en spectro.

 

Le but serait de voir les différences de spectre à chaque maximum (petit et grand)

Je n'ai fais que survoler, mais cela paraît très intéressant. Super travail à poursuivre Etienne.

Je suis OK pour essayer d'acquérir des spectres lorsque la luminosité est suffisamment élevée.

Il faudrait que tu nous préviennes lorsque l'une des étoiles que tu suis commence à dépasser mag 11 - si l'on a Ha en émission comme cela arrive au maxi de luminosité des Mira, on pourrait essayer d'intégrer les collègues qui font de la haute résolution. Peut-être est-il intéressant que surveiller l'IR proche, auquel cas le nouveau LISA (Shelyak Intruments) pourrait faire merveille.

Est-ce que la partie spectro est abordée dans les publications que tu as étudié?

R Cen serait une cible idéale pour les amateurs (http://www.aavso.org/lcotw/r-centauri) vu sa luminosité

Mais, pas facile :

1. Attendre que la dérive des continents amène l'eurasie dans l'hémisphère sud - risque d'être long:be:

2. Compter sur une brusque inversion de l'axe de rotation - là, on aurait sans doute d'autres occupations que de faire de la photo et spectrométrie ...:be:

3. Autres solutions : Namibie, Chili, Madagascar ...

a+

François

http://www.astronomie-amateur.fr/ProjetsSpectro0.html

Francois,

Pas facile de définir ce qui doit être recherché en Spectro, la publication « arXiv:astro-ph/0702618v1» montre que les poussières ne se comporte pas comme des atomes ou des molécules. Il faut effectivement une grande bande passante pour obtenir des résultats dans ce domaine. Maintenant, si les spectres sont très différents entre deux maxima on peut montrer qu’il se passe quelque chose dans les couches stellaires de l’étoile et l’explication par résonance de couche de poussières ne sera plus forcément valable, dans le cas contraire ça conforte l'hypothèse d'atténuation.

Pour R Cen, tu as oublié nos amis de la Réunion présent sur ce site.

Salut Etienne,

ravis de t'avoir rencontrer à Paris. J'espère que tu es bien rentré et que s'annoncent de fructueuses collaboration Pro/Am mais aussi entre photométristes et spectroscopistes amateurs. Je suis toujours impressioné par ton travail et ton observatoire. Nous devrions nous en inspirer.

Au sujet des Mira, Christian Magnan s'apprête à publier un livre qui ne va certainement pas laisser indifférent. Je t'en livre un court mais dense extrait qu'il vient de me faire passer, oû l'on parle de moi en fin de de page.

Voici le passage...

*************************************

La présence d’une surface par laquelle le rayonnement s’échappe est la raison pour laquelle la température du milieu décroît depuis le centre de l’étoile jusqu’à l’extérieur (quitte à remonter dans une chromosphère, pour d’autres causes). Physiquement cela se comprend : c’est par sa surface que la soupe chaude va se refroidir. Cette décroissance de la température fournit l’explication de la présence dans un spectre stellaire de /raies d’absorption/ plus sombres que le haut du spectre libre de raies (que l’on appelle en termes techniques le /continu/). En effet une raie spectrale correspond à une longueur d’onde pour laquelle la matière est plus opaque. Cela signifie que quand on regarde une étoile (ou le Soleil) dans une raie on voit /moins loin/ dans cette étoile qu’en dehors de la raie. Autrement dit on atteint des couches plus superficielles de l’astre : le regard porte moins profond. Au final, par rapport aux longueurs d’onde adjacentes, dans une raie on voit des couches plus externes, donc plus froides, donc plus sombres. Plus la raie est forte, plus extérieures donc plus froides seront les couches d’où provient le rayonnement, donc plus la raie apparaîtra profonde. Tout marche bien, semble-t-il : le modèle explique la réalité. Sauf que, puisque selon les modèles la température ne peut que décroître vers l’extérieur, on ne devrait observer que des raies d’absorption. Or il se trouve que dans le spectre de certaines étoiles on observe aussi des /raies d’émission/, c’est-à-dire des raies dont l’intensité est plus forte que le continu adjacent. Leur interprétation physique est toujours difficile : la présence de raies d’émission dans un spectre stellaire constitue un /voyant rouge/ signalant un dysfonctionnement du modèle. Dans plusieurs cas cette présence prouve que notre modélisation est à revoir entièrement, de simples « bricolages » ne suffisant pas à remédier aux défauts constatés. L’un des exemples les plus significatifs concerne à nouveau les étoiles de grande taille, dont l’interprétation semble exiger une remise à plat totale des modèles. On peut qualifier ces astres géants d’/étoiles à enveloppe/, voulant dire par là que leurs couches extérieures sont si démesurées qu’elles constituent comme une enveloppe autour de l’étoile, peut-être même située à une certaine distance et non directement collée aux couches plus intérieures. Pour ces astres au rayon gigantesque (pouvant facilement atteindre la distance du Soleil à la Terre) les hypothèses d’équilibre volent en éclat : celle de l’équilibre hydrostatique pour les parties internes de l’astre et même celle de l’équilibre thermodynamique local pour les couches extérieures dont la densité est faible. Appliquer aux étoiles géantes ou supergéantes les modèles disons classiques d’étoile est absurde. Il faut savoir encore que les raies d’émission indésirables pour la théorie (!) ne sont pas d’importance secondaire : elles ont parfois une intensité considérable. Un astronome amateur de mes amis prend couramment des spectres d’étoiles à l’aide de son spectrographe et s’extasie avec moi devant la forte intensité des raies d’émission de l’hydrogène qu’il détecte dans Mira Ceti (la /merveilleuse de la Baleine/), la fameuse étoile géante variable à longue période mentionnée dans un chapitre antérieur. Mais alors, devant un fait observationnel indiquant de façon si manifeste un vice de modélisation, comment les astronomes en arrivent-ils à persister dans leurs choix pourtant insatisfaisants, en continuant à se servir de modèles classiques ? Dans un séminaire où je m’étonnais que l’on n’attachât pas plus d’importance à ces puissantes raies d’émission H alpha de l’hydrogène, je me suis attiré cette réponse, elle aussi puissante : « H alpha, on s’en fout ». Rideau.

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Le livre ne sera pas triste )

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Le livre ne sera pas triste )

 

Tu serais une fille tu me ferais rougir !

Soyons sérieux, un nouveau modèle donc dans ce livre ou simplement des critiques du modèle standard ? Je suis impatient et curieux dans savoir plus. Son avis sur les variations en apparence chaotiques des courbes de lumières ? Comme avec les raies des spectres, elles dépassent le facteur 2.5 pour les variations d’intensités lumineuses, impossible à négliger?

Etienne Morelle

Petite question à un spécialiste de la spectro. Sur des étoiles comme AC Aur avec des variations bien marquées, serait-il possible de faire un suivie des maximums, 3 à 4 spectres par période maximum. De mon coté, je pense à un suivie de l'indice de couleur en BVR voir I

oui le suivi est faisable sans problème. Surtout avec le nouveau Lisa de François, qui peut aller jusqu'à la mag 14 et plus. Y a tout un terrain à défricher coté spectro amateur avec ce nouvel instrument.

Pour ma part je suis sur la haute résolution et ça limite d'autant la mag limite, mais j'ai remplacé les fibres défectueuses de mon e_shell qui va donc reprendre du service à coté du LhiresIII. Je pense pouvoir avoir de bon résultat jusqu'à la mag 10-11 et le LX200 14".

Donc pour les maximums ça devrait le faire, les minimuns serait plus à la portée du Lisa ou des Lhires III 150tt. Si on veut surprendre des raies en émission il faudra un intense survey, y compris plusieurs spectres dans la même nuits, je les soupçonne transitoires.

Tu proposes AC Aur ?

Il faudrait que je regarde l'ensemble des courbes pour voir les cibles très variables d'une période à l'autre dans un premier temps.

Salut Etienne,

ravis de t'avoir rencontrer à Paris. J'espère que tu es bien rentré et que s'annoncent de fructueuses collaboration Pro/Am mais aussi entre photométristes et spectroscopistes amateurs. Je suis toujours impressioné par ton travail et ton observatoire. Nous devrions nous en inspirer.

Au sujet des Mira, Christian Magnan s'apprête à publier un livre qui ne va certainement pas laisser indifférent. Je t'en livre un court mais dense extrait qu'il vient de me faire passer, oû l'on parle de moi en fin de de page.

Voici le passage...

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La présence d’une surface par laquelle le rayonnement s’échappe est la raison pour laquelle la température du milieu décroît depuis le centre de l’étoile jusqu’à l’extérieur (quitte à remonter dans une chromosphère, pour d’autres causes). Physiquement cela se comprend : c’est par sa surface que la soupe chaude va se refroidir. Cette décroissance de la température fournit l’explication de la présence dans un spectre stellaire de /raies d’absorption/ plus sombres que le haut du spectre libre de raies (que l’on appelle en termes techniques le /continu/). En effet une raie spectrale correspond à une longueur d’onde pour laquelle la matière est plus opaque. Cela signifie que quand on regarde une étoile (ou le Soleil) dans une raie on voit /moins loin/ dans cette étoile qu’en dehors de la raie. Autrement dit on atteint des couches plus superficielles de l’astre : le regard porte moins profond. Au final, par rapport aux longueurs d’onde adjacentes, dans une raie on voit des couches plus externes, donc plus froides, donc plus sombres. Plus la raie est forte, plus extérieures donc plus froides seront les couches d’où provient le rayonnement, donc plus la raie apparaîtra profonde. Tout marche bien, semble-t-il : le modèle explique la réalité. Sauf que, puisque selon les modèles la température ne peut que décroître vers l’extérieur, on ne devrait observer que des raies d’absorption. Or il se trouve que dans le spectre de certaines étoiles on observe aussi des /raies d’émission/, c’est-à-dire des raies dont l’intensité est plus forte que le continu adjacent. Leur interprétation physique est toujours difficile : la présence de raies d’émission dans un spectre stellaire constitue un /voyant rouge/ signalant un dysfonctionnement du modèle. Dans plusieurs cas cette présence prouve que notre modélisation est à revoir entièrement, de simples « bricolages » ne suffisant pas à remédier aux défauts constatés. L’un des exemples les plus significatifs concerne à nouveau les étoiles de grande taille, dont l’interprétation semble exiger une remise à plat totale des modèles. On peut qualifier ces astres géants d’/étoiles à enveloppe/, voulant dire par là que leurs couches extérieures sont si démesurées qu’elles constituent comme une enveloppe autour de l’étoile, peut-être même située à une certaine distance et non directement collée aux couches plus intérieures. Pour ces astres au rayon gigantesque (pouvant facilement atteindre la distance du Soleil à la Terre) les hypothèses d’équilibre volent en éclat : celle de l’équilibre hydrostatique pour les parties internes de l’astre et même celle de l’équilibre thermodynamique local pour les couches extérieures dont la densité est faible. Appliquer aux étoiles géantes ou supergéantes les modèles disons classiques d’étoile est absurde. Il faut savoir encore que les raies d’émission indésirables pour la théorie (!) ne sont pas d’importance secondaire : elles ont parfois une intensité considérable. Un astronome amateur de mes amis prend couramment des spectres d’étoiles à l’aide de son spectrographe et s’extasie avec moi devant la forte intensité des raies d’émission de l’hydrogène qu’il détecte dans Mira Ceti (la /merveilleuse de la Baleine/), la fameuse étoile géante variable à longue période mentionnée dans un chapitre antérieur. Mais alors, devant un fait observationnel indiquant de façon si manifeste un vice de modélisation, comment les astronomes en arrivent-ils à persister dans leurs choix pourtant insatisfaisants, en continuant à se servir de modèles classiques ? Dans un séminaire où je m’étonnais que l’on n’attachât pas plus d’importance à ces puissantes raies d’émission H alpha de l’hydrogène, je me suis attiré cette réponse, elle aussi puissante : « H alpha, on s’en fout ». Rideau.

 

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Le livre ne sera pas triste )

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Un livre d'astrophysique en français, ça va nous changer:)

En ce qui concerne Mira, elle est cataloguée comme Étoile Symbiotique (http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0005547)

La compagnon chaud, Mira B, situé à 70 UA, a été déterminé comme naine blanche pas plus tard que l'an passé.

Dans ce cas particulier, rien d'étonnant à ce qu'apparaissent des raies d'émission (HI et HeI dans le visible ; les raies de plus forte excitation n'apparaissent que dans l'UV).

Cela n'enlève rien à son côté merveilleux, bien au contraire (surtout à mes yeux)!

AC AUr, pas de problème Étienne, j'y jette un coup de spectro dès que le ciel sera à nouveau bleu.

François

Je viens de revoir la courbe de Omi Cet, c'est aussi une championne des variations chaotiques. Maximum qui passe de 2.00 à 4.00

AC Aur

2011 03 28

François Teyssier

http://www.astronomie-amateur.fr