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Voici un spectre d'une partie de la Nébuleuse de la Bulle NGC7635

cette nébuleuse ressemble à une bulle. Elle est formée par le vent stellaire créé par l'étoile SAO 20575 (BD+60 2522) à une vitesse de plus de 1 700 km/s. Cette étoile, excentrée par rapport au nuage, est la plus brillante. Elle est très jeune (moins de 4 millions d'années), très chaude (environ 35 000 degrés) et massive (de 20 à 40 fois la masse solaire).
L'étoile n'est pas au centre car le nuage en expansion rencontre une région plus dense et plus froide sur un côté. Elle devrait exploser en supernova dans 10 à 20 millions d'années.



On voit bien que le vent vient vers nous.







Le spectre de l'étoile :
Si je prends la raie Ha, le FWHM donne 38A, ce qui donne une vitesse des vents de 1735km/s.


Une étoile c'est invitée dans le champ, reste à retrouver son nom...

Interressante petite etude Etienne.

- Il aurait ete plus demonstratif (et explicit) de mesurer les vitesses par ajustement gaussien pour bien montrer le blue shift.
Pour l'estimation de l'incertitude associee a toute mesure, voici la formule :

DeltaV=C/Lambda0*DeltaLambda
Si ton soft ne fournit pas d'erreur sur la position de la raie, tu peux estimer a 0.25 ou 0.5 pixel par exemple : DeltaL=0.25*dispersion

- L'etoile inconnue :
* Soit utliser ses yeux sur le meme champ affiche avec Aladin (le client sur disque dur)
* Soit faire une calibration astrometrique de l'image et l'afficher avec Aladin
Ses coordonnees semblent etre : 23:20:38.28 +61:14:11.0, USNOB2 1512-0353444 de MagB~13
A verifier et continuer les recherches pour obtenir la MagR (plus brillante car le spectre montre une cible rouge) ou mieux le type spectral.

Benji

merci Benji ,
Avec ton commentaire je commence à comprendre comment on peut mesurer les incertitudes/barres d'erreurs dans la mesure.

Pour obtenir cette relation donnant l'incertitude sur la vitesse, c'est un calcul (des dérivées) qui est appliqué à la relation donnant la vitesse, ici par effet Doppler : v dépend de Lambda_mes.
Avec une autre relation, le resultat sera différent surtout s'il y a plusieurs variables non constantes dans la relation de départ.
Par exemples (où les Delta_a et Delta_b sont les incertitudes obtenues lors de la mesure de a et b) :
- v=a+b donnera :
Delta_v=sqrt[Delta_a^2+Delta_b^2]
- v=a/b donnera :
Delta_v=abs(v)*sqrt[(Delta_a/a)^2+(Delta_b/b)^2]

Benji

Hi Etienne,

A practical way to measure the uncertainty in your measurement is to measure the wavelength of the line in each of the 5 individual exposures. If we then assume the errors are random, the uncertainty in the sum of 5 exposures will be sqrt (the variance of the individual exposures/5). This can be more reliable than trying to estimate the source of individual errors when not all the sources of error may be known.

Note that this is the uncertainty in the measured value. There could also be a systematic difference between your value and the actual value. For example a shift between lamp and star spectra. You can check this by measuring a line in a standard star with a known wavelength and comparing it with the catalogued value.