Identification of the lines CH cygni

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Identification of the lines CH cygni

Postby Vincent Marik » Thu Jul 05, 2018 1:14 pm

Bonjour, (in english below)

Toujours intéressé par les symbiotiques et en particulier par CH cygni, j'essaye de faire une identification des raies d'après la liste de François Tessier dans son excellent document "spectroscopie basse résolution".
J'ai quelques difficultés:
- Dans le profil ci-joint, j'observe un décalage de toutes les raies de 5 A environ. Est-ce normal ?
- Y a -t-il un logiciel commode pour construire les beaux graphiques avec identification de raies que je vois dans beaucoup de messages ?

Merci de vos commentaires
Vincent


Hello,

Always interested in symbiotics and in particular CH cygni, I try to make an identification of the lines according to the list of François Tessier in his excellent document "spectroscopy low resolution".
I have some difficulties:
- In the attached profile, I observe a shift of all lines by 5 A approximately. Is this normal?
- Is there a convenient software to build the beautiful graphics with line identification that I see in a lot of messages?

Thanks for your comments
Vincent
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Vincent Marik
 
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Re: Identification of the lines CH cygni

Postby Peter Somogyi » Fri Jul 06, 2018 4:46 pm

Hello Vincent,

Your result is very nice and important for me, as it gives the ability to extract fluxes from aavso, and was a unique occasion to check ourselves that the UV continuum slope is really matching. Besides this, it allows experimenting what are the components flux ratio (here mostly M7III).

In the case of CH Cyg, 5A skew - for example at H-alpha - can be accountable for resolution merging the M-ish features and tellurics, eventually not enough pixels to represent the peak (more precise to look inside ISIS/Edit tab for the actual pixel values - rather than relying on the graphical view).
You also show R~662, which I get only with the 18 micron slit. For the default 23 micron, I've always had R~510 and seen for others. Maybe worth checking the calib.
For a good UV calibration, that's tricky - you either use ISIS feature using Balmer end, or chose calibration lines and order in a lucky way that the extrapolated polynom works the best.
These lines are bulb-dependent, I get very good calib on both ends, using calubration file method, which has this content:
4
3.501008230452674897119341563786
3946.097
3946.097
4158.59
4510.733
4764.865
5944.83
6266.4950
6506.5281
6506.5281
6598.9529
7067.218
7147.0406
7272.936
7383.95

Even if you get "good" RMS (0.15 in my case), always need to verify the result on real stars (again, depends highly on bulb). RMS is not that much speaking as higher resolutions, here we have blended lines, need to chose wisely which to keep (even if makes the RMS worse, sometimes puts the extrapolation right).
Some little skew in green (0.15A consistently) is the penalty in my case (no non-blended lines within a 1000A range from 4764A), but then have an acceptable calib in UV and IR.
It's a bit hardto set this up, but when done, no need to touch it again.
To check the result, test with a Balmer end, pick a symbiotic and compare an eShel, and check the tellurics location in the infrared.

To see which line is what for Ch Cyg, you may look into some ARAS Letters (CH Cyg mentioned many times), there are lots of reports about lines, and finally the easiest to use PlotSpectra -> Main -> 2nd tab where you can chose typical symbiotics lines to show on your result (not all true for the actual star, but it makes very easy to chose and check on your result). Sometimes looking into an actual eShel spectra confirms whether if the line is there where you expect.

To dig further for smaller and specific lines, reading articles gets you further (e.g. http://adsabs.harvard.edu/full/1996A%26A...308L...9S ).

Cheers,
Peter

PS.: you might want to subtract a properly scaled HD207076 (available in ISIS / Database / miles) and maybe shift it a bit, in order to see weaker lines, e.g. whether if O I peak is real. You have everything in ISIS to do this experiment (shift, multiply in Arithmetic tab, subtract, ...).
Peter Somogyi
 
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Re: Identification of the lines CH cygni

Postby Francois Teyssier » Sat Jul 07, 2018 10:19 am

En complément des réponses de Peter

Sur un spectre de symbiotique (et surtout en très basse résolution), il faut commencer par vérifier ce qui est une raie en émission. La bonne méthode est effectivement de comparer le spectre avec celui d'une géante classique. Voire même soustraire le spectre d'une géante de même type spectral du spectre obtenu.
Attention :
1. le pseudo-continuum n'est pas "pur", il est modifié par a. le spectre du composant chaud dont le pic se situe dans l'UV b. le continuum créé par la recombinaison H, He I, He II c.
2.le pseudo continuum d'une symbiotique varie avec la phase orbitale et l'activité
Pour ces raisons, en règle générale, le continuum de la symbiotique différera donc dans sa forme générale avec celui d'une géante MIII de référence, notamment au niveau des hauteurs des bandes TiO.
Pour une étude précise, il faut donc construire une spectre composite : géante MIII + courbe de Planck du composant chaud + recombinaision Balmer (au moins) et éventuellement He I et He II.
Voir la méthode appliquée à CI Cyg dans
http://www.astronomie-amateur.fr/Documents%20Symbiotic%20Stars/EtoilesSymbiotiques_RCE2016.pdf
pages et suivantes

Pour les symbiotiques brillantes (mag V < 12V), nous avons dans la base un nombre important de spectres Echelle qui peuvent aider (REM : ils sont également utiles pour vérifier la calibration en longueur d'onde)

chcyg_20180630_958_Marik.png
chcyg_20180630_958_Marik.png (40.08 KiB) Viewed 474 times


Le spectre de Vincent (R = 500) , décalé de + 5 A, celui obtenu par Hubert Boussier avec un LISA (R = 1000), un spectre Echelle (R = 11000)

J'ai choisi la région [OIII] 5007, Fe II 5018
On voit immédiatement les limites de l'Alpy. La raie Fe II 5018 ne diffère guère des fluctuations du continuum créées par l'intégrations des bandes moléculaires - principalement TiO. En revanche, elle apparaît clairement dans le spectre de Hubert, bien séparée de [OIII]
C'est la raison pour laquelle lorsque l'on me pose la question Alpy ou LISA, je réponds LISA.
Alpy est un bon outil d'apprentissage de la spectro, il fournit d'excellents résultats sur les objets faibles à raies larges (cf. Travaux de Robin, Etienne ... par exemple sur les SN), mais il montre rapidement ses limites, par exemple sur les symbiotiques.
Pour autant, il fournit des informations intéressantes :
1. Si la réponse atmosphérique est correctement calculée, il peut donner une information très importante sur le continuum
2. Il permet également des produire des résultats valables sur les raies intenses et bien séparées. Par exemple diagnostique température basé sur le ration HeII/H béta (voir par exemple les spectres obtenus sur AG Dra)
Quelle que soit la chaîne de mesure, il importe d'en connaître les limites et ne pas surinterpréter.

Par exemple, sur le spectre LISA de Hubert, le multiplet Fe II (42) - voir ci-dessous - apparaît clairement:
chcyg_20180630_958_3.png
chcyg_20180630_958_3.png (23.29 KiB) Viewed 469 times



Sur l'identification des raies.
Il y a deux méthodes :
1. Partir d'une liste établit par des professionnels
J'ai mi en ligne un commencement de page d'où l'on peut télécharger une bonne liste CH Cyg (Yoo, 2010), y compris dans sa version utilisable avec plotspectra
avec la liste en pdf en en csv, utilisable avec l'excellent PlotSpectra produit par Tim (il manque une documentation, mais on peut t'aider sur el forum)
http://www.astronomie-amateur.fr/Lines/Identification_SySt.html
2. A partir de connaissance de base sur la nature physique de l'objet et d'une bonne connaissance des mécanismes de formation des raies, établir sa propre identification
et bien sûr d'une combinaison des deux, dans la cadre d'un apprentissage progressif, allant de 1 vers 2.
2. est bien sûr beaucoup plus satisfaisant et surtout va permettre de construire des analyses sur des objets nouveaux (exemple SU Lyn) ou dans une situation nouvelle (exemple CH Cyg) ou évoluant ou sans références absolues (exemple : spectre de nova)

La méthode qui ne donne rien de bon : penser qu'un logiciel, VisuaSpec, Plot Spectra ...) peut identifier les raies et qu'il suffit de trouver une longueur d'onde de n'importe quel élément qui correspond à peu près pour identifier une raie. Malheureusement, on voit ça trop souvent.

En terme de méthode, pour les symbiotiques, il faut partir du schéma global d'une symbiotique. Un composant chaud, dont la température peut aller, selon les étoiles de 40 à plus de 200 000 K. Une gamme de densité électronique également très étendue : certaines zones avec uniquement des raies produites par recombinaison, d'autres zones plus ténues of les raies excitées par collision peuvent apparaître
Voir à nouveau : http://www.astronomie-amateur.fr/Documents%20Symbiotic%20Stars/EtoilesSymbiotiques_RCE2016.pdf
ou encore sur les PN : [url]http://www.astronomie-amateur.fr/Documents%20Spectro/PresentationPN.pdf
[/url]

Commencer par identifier les raies de Balmer HI, puis la ou les raies He II (4686 la plus intense), puis les raies He I (notamment 5876, 6676, 7065)
Rem dans CH Cyg, pas de raies de l'hélium
Passer ensuite à Fe II. Le spectre du fer est très complexe. Un point : les raies apparaissent sous la forme de multiplets entre deux niveaux électroniques. Si l'on identifie 4924 du multiplet 42, on *doit* également trouver les raies 5018 et 5169 du même multiplet à des intensités du même ordre de grandeur.
En ce qui concerne les raies "interdites", on retrouve la même logique. Par exemple [OI] apparaît toujours sous la forme d'un doublet 6300, 6363 avec 6363 environ 1/3 de 6300.
En plus haute résolution, il importante également de comparer les profils. [OIII] 5007 Sse forme dans la même région que [OIII] 4959. Cela peut aider par exemple pour les novae où une autre raie se forme avant [OIII] 5007 à une longueur d'onde légèrement plus petite.

Pour en revenir à ton identification : [Fe VII] ne peut exister dans CH Cyg, au moins à son stade actuel d'évolution, car le composant chaud est supposé être un disque d'accréation d'une température ~ 50000 K
Suffisamment chaud pour ioniser l'oxygène deux fois (ce qui permet de donner [OIII], mais suffisement pour ioniser le fer 6 fois, [Fe VII])
[OI] 6300 : oui et il apparaît clairement sur ton spectre
chcyg_20180630_958_2.png
chcyg_20180630_958_2.png (38.26 KiB) Viewed 469 times


Bonne continuation,
François
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Re: Identification of the lines CH cygni

Postby Vincent Marik » Mon Jul 09, 2018 11:52 am

Merci Peter et François pour ces remarques qui m'aident à progresser.
En effet, je suis allé trop vite dans l'interprétation des données donc:
- pas de Fe VII dans CH Cygni
- attention à ne pas "coller" des éléments sur ce qui semblent être des raies d'absorption ou d'émission (la physique des symbiotiques est beaucoup trop riche et complexe). Donc on enlève les Fe II de l'interprétation.
-pour les raies H de Balmer cependant cela semble bon.
- Merci à François d'avoir confirmé la raie OI.
- Les spectres de CH Cygni acquis avec Alpy sont intéressants pour le suivi du continuum, particulièrement dans les basses longueurs d'onde. Je poursuis donc le suivi de cette symbiotique.

Bon cieux à tous
Vincent
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