spectro-aras.com

Bonjour à tous

En comparant ces deux spectres de AG Peg que nous avons pris à 21 jours d’intervalle (14 aout et 5 sept 2015) on peut remarquer une baisse d’intensité relative de la raie Ha et des autres raies de l’hydrogène en émission.
Ce résultat nous surprend lorsque l’on connait l évolution de ces raies dans les mois qui ont suivi. En flux absolu, les raies de l’hydrogène Ha étaient de 12.10-¹¹ erg/cm²/s/A le 8 aout 2015, 10.10-¹¹ le 22 aout 2015 et 12.10-¹¹ le 4,53 septembre 2015 TU!
Donc, une reprise à la hausse et non pas une baisse. Oups!
Il n’y a qu’une différence géographique en latitude de 3,5° entre ces deux profils. La masse d’air est plus faible pour le second spectre. L’étoile de référence est la même, 17 Peg.
Merci pour vos commentaires donnant une explication à cette situation.
Cordialement
Yolande Buchet
Gérard Martineau

Hello,

By comparing these two AG Peg spectrae which we took in 21 days apart (August 14 th and 5 Sept 2015) we can notice a reduction in the relative intensity of the line Ha and in the others lines of the hydrogen in emission.
This result surprises us when we know the evolution of these lines in the months which followed. In absolute flux, the lines of the hydrogen Ha were 12.10-¹¹ erg/cm²/s/A on August 8th 2015; 10.10-¹¹ on August 22nd 2015 and 12.10 -¹¹ on September 4.53 th 2015 TU!
Thus, a return in the increase and not a reduction.Ω
There is only a geographical difference in latitude of 3.5° between these two profiles. The air mass is lower for the second spectrum. The reference star is the same, 17 Peg.
Thank you for your comments explaining this situation.
Cordially
Yolande Buchet
Gerard Martineau

Bonjour Yoland et Gérard,

Pour y voir un peu clair dans la question :
- d'où proviennent les mesures d'intensité en flux absolu ?
- qu'appelez vous "intensité relative" ? S'agit t-il de la mesure de la largeur équivalente (EW) ?

a+

François

Bonsoir François,

Nous appelons intensité relative la mesure du flux de la raie comme il est porté sur l'axe Y du profil.
Pour l'autre question nous te joignons la réponse faite à Robin Leadbeater:

Hello Robin
Merci pour ta réponse et ces explications. Pour répondre à ta question, nos spectres de AG Peg n’ont pas été calibrés en valeur absolue (cela aurait bien facilité les comparaisons). Les intensités de Ha en valeur relative dans notre spectre ont été comparées aux variations des valeurs absolues de la même raie dans les spectres de la même étoile réalisés sur 6 mois 2015 par l’observatoire japonais NHAO.
Il y a 16 mesures. Parmi celles-ci, on remarque que la raie Ha de AG Peg a décru, en une journée, de 6 unités (-50%), du 27;7 juin au 28.8 juin, passant de 16 à 9. Donc, un phénomène, très rapide et important.
A partir du 14.7 juillet, son intensité remonte.
Le 4.5 sept, l’intensité est à 12 . Elle est à 13 le 11 octobre. Entre les deux, pas de mesures.
Notre spectre est du 5.9 sept. Pendant cet intervalle de 1.4 jour, l’intensité de la raie Ha peut elle avoir décru sensiblement? Il y a eu un précédent en juin et notre spectre enregistré répond affirmativement mais une confirmation est encore mieux
Il y a une autre façon de poser la question et d’y répondre. Quelqu’un dans notre communauté, a-t-il réalisé ou vu un spectre de cette étoile entre le 4.5 sept et le 5.9 sept?,
Best regards.
Yolande Buchet
Gérard Martineau

Hello Robin,
Thank you for your answer and these explanations. To answer your question, our AG Peg’s spectra were not calibrated in absolute value (it would have facilitated well the comparison). The intensities of Ha in relative value in our spectra were compared with the variations of the absolute values of the same line in the spectra of the same star realized over 6 months 2015 by the Japanese observatory NHAO.
There are 16 measures. Among these, we notice that the line Ha of AG Peg decreased, within a day, of 6 units (-50%), from 27.7th in June to 28.7th in June, passing from 16 to 9. Thus, a phenomenon very fast and important.
From 14.7th in July, its intensity raises.
In 4.5th in September, the intensity is 12. It is 13 in October. Between both no measures.
Our spectrum is in 5.9th September. During this interval of 1.4 day, can the intensity of the line Ha have decreased appreciabily? There was a precedent in June and our spectrum answers affirmatively but a confirmation is still better.
There is another way to ask the question answer it. Did anybody, in our community, realize or see a spectrum of this star between 4.5 September and 5.9 September2015?
Best regards
Yolande Buchet
Gérard Martineau

Espérant avoir été plus clairs.

A bientôt.

Bonjour Yolande et Gérard,

Concernant la légende de l'axe Y, il est éronné de le nommer "Relative intiensity" car c'est un flux qui est tracé.
En effet, l'intensité correspond à une énergie lumineuse percue par un pixel.
Lorsque l'on binne sur plusieurs pixels (operation usuelle passant du spectre 2D au profil), c'est d'un flux dont il s'agit car c'est une intensité sur l'ensemble d'une surface de plusieurs pixels.

Je trouve déroutant que beaucoup d'observateurs en spectro appelle l'axe Y "Relative intensity" plutot que "Relative flux". C'est à juste titre une erreur scientifique.

Benjamin

Bonjour Benji,
Nous avons bien pris note de ta remarque sur le "flux relatif" et l"'intensité relative".
Désolés pour cette "erreur scientifique" dis tu,mais cette expression a été empruntée au graphique GNUPLOT lui même
que nous n'avons pas pouvoir de rectifier.
Yolande, Gérard.

Bonjour,

Sous Spcaudace (http://wsdicovery.free.fr/spcaudace), la legende est correcte.

Benji

Yolande,

Tu peut changer facilement le nom des axes du graphe généré par Vspec via Gnuplot, en modifiant le fichier std.gnu présent dans le répertoire de vspec.
Tu édites le fichier avec le bloc note de windows ou autre éditeur de texte et tu interviens sur la ligne "set ylabel' en indiquant le nom de l'axe à ta convenance.
Tu peut faire de même avec l'axe des x (set xlabel).
Tu sauvegardes ensuite le fichier en conservant le même nom et le même extension et c'est tout.

Yolande, Gérard,

Dans les publications, on trouve indifférement Flux ou Intensité et souvent rien du tout
Si vous voulez modifier la légende dans ISIS, il suffit d'ouvir le fichier std.gnu (il se trouve dans le répertoire gnuplot) avec un éditeur de texte et modifier la ligne
set y label (la partie entre guillemets) : set ylabel "Relative intensity" en y mettant n'importe quoi.
Dans le cas présent, pas beaucoup d'intérêt ; mais cela peut être utile, si un jour vous voulez modifier les textes des axes, vous avez égalemnt accés aux couleurs ...

Passons aux choses sérieuses.

La mesure de la hauteur de la raie est une mesure trés faible (peu robuste) et donc avec une incertitude élevée pour de nombreuses raisons :
- la focalisation interne du spectro va influer sur la largeur de la raie et donc sa hauteur
- cela va dépendre de la zone de normalisation, du profil du continuum obtenu après correction de la réponse instrumentale et atmosphérique ...
Il faut donc l'éviter

La mesure robuste consiste à mesurer la surface de la raie au dessus du continuum.
Pour les étoiles symbiotiques, c'est assez délicat.
La méthode consiste à soustraire un continuum synthétique qui est la somme du pseudo-continuum de la géante rouge, de la contribution de l'objet chaud (en général faible au niveau de H alpha, mais qui peut être significative dans la région bleu/vert) et de l'émission de la zone nébulaire (essentiellement le rayonnement émis par la recombinaison des électrons libres sur H+, He+ et si on est joueur He++.
C'est ce qu'à réalisé Augustin Skopal dans la dernière lettre d'information http://www.astrosurf.com/aras/novae/Inf ... 016-01.pdf sur la raie H béta de AG Peg.

Un exemple de traitement que j'obtiens (Excel, en cours d'automatisation dans MatLab)
En haut : le spectre de CI Cyngi en rouge et en noir un continuum synthétique obtenu en additionnant le spctre d'une géante MIII 5.9 + Continuum de Balmer (HI, HeI) pour une température électronique de 15000 K + Etoile chaude 125000 K
Température électronique déterminée à partir des raies [OIII] et Température étoile chaude à partir des intensités He II et He I.

En bas, le spectre de raies, obtenu en soustrayant le continuum synthétique du spectre obtenu. Là, on peut commencer les mesures...




Sans aller jusque là, on a déjà une information assez robuste en mesurant la largeur équivalente (grosso modo, division de la suraface par l'intensité du continuum au niveau de la raie). Vous pouvez commencer par là, avec les outils des logiciels spectro.

A partir de là, beaucoup de prudence avant de tirer des conclusions. En photométrie, c'est relativement facile, puisque l'on compare la luminosité d'une cible avec des étoiles de référence acquises au même moment et avec les mêmes réglages. Il est donc assez simple de vérifier sur l'une des étoiles du champ la robustesse de la mesure et déterminer s'il y a ou non (toujours avec une estimation de la probabilté) variation.
En spectro, la démarche est beaucoup plus complexe et devrait inciter à beaucoup plus de modestie.
En ce qui concerne les étoiles symbiotiques, quelques unes seulement montrent des variations significatives à une faible échelle de temps. CH Cyg est l'une d'entre elles, et encore, dans certains états seulement. Nous en avons eu une bonne illustration cet été.

En ce qui concerne les nébuleuses planétaires, le "continuum" est trés trés faible, en fait c'est surtout du bruit.
C'est la raison pour laquelle la méthode consiste à soustraire ce qui ressemble à un continuum, puis à mesurer les intensités des raies (surface !) et enfin à les comparer à celle de H béta, par division (avec I(Hb) = 100).

PS : vos spectres sont les bienvenus dans la base !

Amitiés,

François

Je reviendrais sur l'évolution des intensités des raies de Balmer durant les deux outburst de AG Peg