traitement des spectres ; décalages des raies

[Olivier GARDE]

Si je résume pour chaque nuits, je dois faire une étoile de calibration ; plutôt de type Véga avec des raies de Balmer.

Il faut que tu fasses une étoile de référence par cible et proche de la cible pour tenir compte de l'influence de la masse d'air sur la réponse de ton spectre.
Il y a un utilitaire sous forme de tableau excel réalisé par François Teyssier qui permet de choisir son étoile de référence en fonction de la cible :
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... inder.xlsm

Savez vous ou l'on peut trouver des réponses aux questions sur les raies d'émissions pour l'étoile Navi (Gam-Cas) ?
-> pourquoi sont-elles en émission ?
-> pourquoi Ha et Hb ?
-> pourquoi pas Hg ?

Un article sur les Be :
http://www.shelyak.com/dossier.php?id_dossier=24

Si je comprends pour pouvoir faire des suivis d'objets ou d'étoiles peu lumineux il me faut une nouvelle caméra ccd ? Avec la Dmk21 ça sera toujours pour les étoiles très visibles seulement.

Une ATIK 314L+ est une bonne CCD pour la spectro.

[Benjamin Mauclaire]

Bonjour Etienne,

J'ai téléchargé et traité ton spectre et il n'y a pas de souci de calage.
As-tu bien renseigné la taille du pixel réel dans l'onglet Général ? J'ai calculé 6.25 microns à partir de ton image. Utilises-tu la Loi de dispersion calculée dans l'onglet Général, en utilisant ensuite l'assistant d'étalonnage dans l'onglet Etalonnage ?
L'assistant d'étalonnage utilise ton image d'étalonnage (dans la partie rouge) et les raies de Balmer (dans la partie bleue) pour calibrer l'ensemble du spectre. Dans ton image, la coordonnée de la raie 5852.49 A est à 871 px. La raie H-alpha est en position X = 1083 et Y = 567 (ne pas la confondre avec une raie atmosphérique à 1178 A). Avec ces valeurs, l'assistant me donne un RMS de 0,48 A. Une fois la loi de dispersion calculée, la suite est une formalité et le spectre final est très bien calé.

Vincent

Salut Vincent,

Le profil que tu as obtenu n'est pas tres intense dans le bleu pour une etoile de type A0V. On ne va pas aboutir aux 9600 K de Vega.
Pour voir ce qui collait pas, j'ai fait rapidement le traitement sur 9 spectres en recalculant a la volee la RI (tu as peut-etre utilise celle d'Etienne) en supposant que Vega est elle-meme l'etoile de reference.
Avec Spcaudace 4.03 j'obtiens :

vega_20150825_8649.png (36.19 KiB) Viewed 5812 times

Les raies en dessous de 4000 A sont assez bien proeminentes. Cela correspond assez bien a une etoile A0V.

Pour calibration, j'ai fait rapidement en utilisant 6 raies du spectre de lampe Relco reparties sur l'ensemble du spectre. J'ai un rms autour de 1. Cela pourrait etre ameliore en prenant plus de raies.
La superposision avec le spectre catalogue Pickels (vert) montre une bonne superposition des raies de Balmer dans le bleu :

superposision_vega_a0v-zoom_bleu.png (4.8 KiB) Viewed 5811 times

Comme on le voit sur ce screeenshot du resultat final, la ri calulee automatiquement s'ajuste bien au resultat de division qui presente des sursauts peu intenses, donc peu de differences entre les longueurs d'onde des raies de Balmer catalogue et du spectre photographié calibré.

Le pofil presente bien le mur de l'utraviolet avant les raies de Balmer.
Dans le spectre 2D affiché, on discerne bien la courbure des intensites de fond de ciel issue du redressement des raies (smile). Ce n'est pas une anomalie.
Parmi les raies detectees de la lampe par le logiciel, j'ai du saisir manuellement a 667.46 pixels. Comprehensible vu qu'elle n'est pas du tout gaussienne.

Sans doute que la ri de Bertrant n'etait pas ideale.
Qu'en penses-tu ?
Avais-tu recalcule la RI ?

Benji

[Vincent Bouttard]

benji,

Non, je n'avais pas recalculé la réponse instrumentale ; j'ai fait confiance à sa courbe de RI. En fait, je ne m'y suis pas attardé car l'interrogation d'Etienne portait sur le décalage des raies sur son spectre final et non sur la forme générale de sa courbe. J'ai juste pris ses différents fichiers et appliquer la méthode Isis pour voir où se trouvait son erreur.
Pour l'étalonnage en longueur d'onde, les résultats obtenus avec ses images brutes sont assez cohérents et le calage est tout à fait correct si on applique la méthode néon + raies de Balmer sous Isis (le fichier avec le néon seul n'est sans doute pas assez exposé pour appliquer correctement un étalonnage).

Etienne,

Je te conseille de visiter le site de Christian Buil et surtout la partie sur Isis afin de te familiariser avec les différentes méthodes de traitement accessibles avec l'Alpy. Christian propose d'excellents tutoriaux et décrit très précisément les méthodes, avec souvent des détails techniques sur leur utilisation.
Comme le dit justement Olivier Garde, entraîne toi sur des spectres d'étoiles de différentes classes et sous-classes en te constituant un catalogue spectral (des types standards OBAFGKM, des cataclysmiques faciles, des symbiotiques emblématiques, des Be, des Wolf-Rayet, des étoiles carbonnées, etc.). A force de traîter des spectres, tu vas rapidement être à l'aise avec le flux du traitement, l'ajuster à tes besoins, corriger les erreurs lors des acquisitions, etc. Le gros avantage, c'est que tu peux comparer tes résultats avec des spectres déjà traités accessibles, soit directement dans Isis (les outils Database et Comparer sont une mine d'or pour comparer des étoiles classiques), soit dans la base BeSS (pour les Be), soit dans la base Aras (pour les symbiotiques, les cataclysmiques ou les étoiles cataclysmiques).

Pour le choix des cibles intéressantes pour t'entraîner, reporte toi aux différentes résultats publiés dans ce forum (les outburts, les campagnes en cours, etc. ), ou à la newsletter ARAS Eruptive Stars publiée sur le site d'ARAS, aux sites des uns et des autres spectroscopistes. Ce ne sont pas les cibles qui manquent !

Vincent

[etienne bertrand]

Merci Benji et Vincent pour vos conseils.

Je lis bien les tutoriels de C. Buil j'essaie de les appliquer au mieux.
Comme tu me le dis je vais m'entrainer sur les OBA...M et aussi les étoiles particulières.
Il faut aussi se laisser du temps. Entre le boulot, et les journées qui passent vites je n'ai pas encore tout traiter... j'ai déjà des données qui s'accumulent... en plus j'essaie de comprendre les phénomènes atomiques derrières les spectres que l'on voit.. j'arrive à comprendre les raies d'absorption mais pour les raies d'émission par exemple dans Gam-Cas je n'arrive pas trop à visualiser pourquoi... quand il y a des raies d'émission c'est que l'électron redescend sur des niveaux atomiques inférieurs en résulte l'émission d(un photon ? qu'est ce qui permet cela dans le cas de Gam-Cas ? J'ai lu que cette étoile a un renflement autour de l'équateur et qu'elle perd de la matière.. ?

[Benjamin Mauclaire]

Vincent,

Bien qu'une majorite d'etoiles possedent une vitesse radiale moderee (quelques dixaines de km/s) et dans le referentiel geocentrique, il faut rajouter jusqu'a +- 30 km/s soit pres de 0.5 A, utiliser une partie des raies de Balmer va engendrer un decalage.

Par exemple, si Vrad=200 km/s et Vhelio=15 km/s, le decalage pour Hb vaut 3.5 A, soit 1 pixel pour un Alpy600 et Atik 314.
Donc il y a cumul d'erreur pour la calibration a agir ainsi.

Certes une lampe basse pression Ar-Th est chere mais un spectro doit pourtant avoir une lampe de calibration associee qui permet son exploitation.
Apres tout depend la qualite que l'on recherche et si c'est dans un but de mesures scientifiques ou non.
Les mesures de Vrad necessitent la haute resolution, mais la calibration en basse resolution a tout de meme besoin d'une certaine precision si l'on veut etre correct.
Mais tout depend de ce qu'on entend par correct, tout a fait correct, etc.

Benji

[Olivier GARDE]

Merci Benji et Vincent pour vos conseils.

quand il y a des raies d'émission c'est que l'électron redescend sur des niveaux atomiques inférieurs en résulte l'émission d(un photon ? qu'est ce qui permet cela dans le cas de Gam-Cas ? J'ai lu que cette étoile a un renflement autour de l'équateur et qu'elle perd de la matière.. ?

En résumant (mais le phénomène est bien plus complexe que cela) les étoiles Be ont un disque de matière en rotation rapide autour de l'étoile. ce gaz est excité par l'étoile et donc comporte des raies en emissions et selon la ligne de visée entre l'observateur et ces étoiles, ont peut voir jusqu'à 3 pics Alpha :
- 1 centrale en absorption qui correspond à l'étoile
- 2 pics en emissions qui correspond au nuage en rotation dont l'un est décalé vers le bleue, la partie du disque qui se rapproche vers nous, l'autre vers le rouge, la partie du disque qui s'éloigne de nous.