apricot

Le 18/10/2019 à 13:19, olivier.cheurfi a dit :

Bonjour, j'ai réalisé le spectre d'une NP (M57) et pour moi déjà c'est une grande première.

 

 

Bon je ne sais pas du tout l'interpréter ni dire si mes raies en émission sont cohérentes (surtout celle tout à gauche à 3723 Ang) mais je vous montre quand même le résultat.

 

 

Bonsoir Olivier,

Très beau spectre de M57

Les raies Ha [NII] et du doublet [OIII] sont évidentes, on devine aussi le double [SII]. Le spectro est bien réglé On ne voit pas souvent les données avec des lambda <4000, et les catalogues de raies qu'on utilise classiquement (VSpec, les infos sur le site web de François Teyssier...) ne vont pas sous 3800. La raie "3723" pourrait être celle du [OII] à 3726 ? Voir https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2013/01/aa19263-12.pdf

Jean-Philippe

Dr5 et Or2 vu par PanSTARRS. Ce sont des objets très faibles. Pour comparaison les trois étoiles "brillantes"  qui entourent Dr5 sont de magnitude 16,5 à 17,5. Mais comme les NP comme Dr5 émettent surtout leurs photons dans quelques raies, on arrive à les attraper. Dans le cas ou l'objet émet un continuum, son spectre est beaucoup plus faible car étalé sur toutes les longueurs d'onde et donc toute la largeur du capteur de la caméra du spectro. C'est probablement le cas de Or2 pour lequel on a détecté aucun spectre. Or2 pourrait être une galaxie.

Le vieux loup de mer à la navigation ... Quand on pense qu'il connait tout les petits noms des étoiles HD et Miles O_o

Alpha Cas, Shedar

K0 orange, une géante qui brille comme 850 soleils

(Source : https://alen-lauzan.blogspot.com/ )

Tu peux très bien faire de la spectro avec un T200 sous un ciel pollué. La plupart des spectres ci dessus sont fait avec un T200 dans la banlieue de Toulouse, sous un ciel totalement orange. Pour le matériel, un spectro star analyser est sympa et pas cher pour découvrir le domaine. Sur le site de Christian Buil tu trouvera une excellente introduction à la spectro : http://www.astrosurf.com/buil/us/stage/tutorial.htm

Jean-Philippe

Quelques stars de l'hiver :



Les différentes couleurs, bien rouge pour Bételgeuse, orangée pour Aldébaran et bleutée pour Rigel se retrouvent bien sur les spectres. Le spectre de M42 fait figure d'intru: pas de continuum mais des raies en émission intense.

Betelgeuse, supergéante rouge (classe M) et froide (3700 K). Elle est variable (entre 0.3 et 1.1, en baisse en ce moment). Supergéante, vraiment: son diamètre est de plus de 3 UA, soit deux fois la taille de l'orbite de Mars ! Elle rayonne comme 85 000 soleil, surtout dans l'infrarouge.



Rigel, l'autre supergéante (70 x le rayon du soleil), blanc-bleue (classe B8). A 11500 K, elle rayonne surtout dans l'UV. Dans une dizaine de millions d'années, elle va gonfler et devenir une supergéante rouge comme Betelgeuse.



Aldebaran est moins superlative, juste une géante (40 x le rayon du soleil) de type K. 4000 K de température de surface (le soleil = 5800K)



Et une comparaison des trois étoiles :

Il y a 15 heures, gerard33 a dit :

cela voudrait-il dire que le disque proto-planétaire n'est pas en rotation autour de son étoile au contraire de la planète?

ces disques ne se comportent-ils pas comme des planètes?

La réponse peut être dans cette conférence ?

http://astrobiovideo.com/fr/video/216

En angliche, désoled..

C'est juste superbe avec un cadrage.. original !

Super manip, bravo et merci !

Bonjour Damien,

La raie Ha qui tombe a 42 A, il y a un problème... Avec une bonne calibration les raies de Balmer tombent pile avec des erreurs <1A, tu en es loin apparemment. Est-ce le cas pour Hb etc ? As tu essayé de calibrer avec une étoile chaude, puis avec la méthode mixte étoile chaude et lampe Ar-Ne ? Peut être que ton identification de raie Ar Ne n'est pas parfaite, ça pourrait expliquer pourquoi tu as un bon RMS tout en étant dans les choux.

Voici une carte des raies de la lampe Ar Ne de l'Alpy, avec en bleu des raies qui ne sont pas des "blends" et qui sont utilisées par isis dans sa routine de calibration :

Une autre étoile remarquable dans UMa, Lalande 21185:

De type M2V, c'est une naine rouge, bien plus froide (3400 K vs 5750 K) et petite (50%) que le soleil. Plus remarquable encore, c'est une de nos voisines les plus proche, à juste 8 années-lumière. Malgré sa faible distance, elle est palichote (magv=7.5).

Son mouvement propre est imposant, près de 5" par an.. un joli projet d'observation astrométrique au long court : http://www.blog-city.info/fr/etoilesvoyageuses.php?Page

Alpha des chiens de chasse, le cœur du Roy ("Cor Caroli")

C'est une belle double (19" de séparation), j'ai enregistré ici le spectre de la composante principale. C'est une étoile naine de type A0.

Elle est intéressante à plusieurs titres; c'est une étoile un peu spéciale, une prototype chez les étoiles magnétiques de la famille des "Alpha CV". Son champ magnétique est 2000 fois plus puissant que celui du soleil. Il en résulte des taches "solaires" monstres qui font varier la magnitude et la métallicité apparente de l'étoile. On le devine sur son spectre, avec son apparence bruitée qui est en fait du à la multitude de raies associées aux éléments lourds brassés par le magnétisme 

Accessoirement, elle est dans la base de donnée "Miles" qui compile des observations spectro réelles sur des télescope pros; pour nous amateurs, c'est l'occasion de se calibrer et  sa chaîne d'acquisition et de traitement.

Le spectre observé vs celui des pros :

Ça colle bien même dans l'UV (un Newton marche bien dans ce domaine)

Une comparaison de Cor Caroli et la classique Véga est assez parlante pour visualiser l'influence sur le continuum de l'abondance d'éléments lourds (ici du Si) sur la surface de Cor Caroli et absents sur Véga :

Superbe, merci pour le partage !

EDIT, à 5:50 dans le film, c'est quoi la trace verte sur l'antenne ?

Un logiciel d'acquisition pour le suivi d'occultations, OccuRec, http://www.hristopavlov.net/OccuRec/OccuRec.html

Belle galaxie, merci

Je ne connais pas de moyen + simple de l'écrire autrement ici O_o En fait ce n'est pas compliqué du tout, la preuve même moi pas mateu du tout qui n'ai pas encore compris ce qu'est un "mètre linéaire" y arrive

Le décalage Doppler-Fizeau entre le centre de 2 raies (observée et au repos, ou ici pour les raies BAL en émission observée et en absorption observée) donne la vitesse :

v = delta lambda / lambda zero x c (km/s)

avec

delta lambda = lambda - lambda zéro (A)

c = V lumière (km/s)

La vélocité Doppler basé sur la FWHM d'une raie étudiée dépend de la température, pression, densité, turbulence etc.. mais permet d'estimer une vitesse d'expansion / de rotation :

V = FWHM / lambda x c (km/s)

La FWHM doit être corrigé pour l'élargissement du à l'instrument :

FWHM corrigée = racine carré (FWHM observé ^2 - FWHM instrument ^2)

FWHM instrument est déterminée par le R de l'instrument = lambda / R (tu peux le déterminer avec les raies de la lampe de calibration)

C'est très clair non ?