spectro-aras.com

Bonjour, cet été avec les copains nous sommes monté au Pic du Midi pour observer avec le T60. L'association a acheté un Alpy et une CCD 414EX qui ont été mis à profit Nous avons observé entre autre la galaxie Seyfert 1 Mrk304. Vu l'image DSS c'est presque un quasar.



Un spectre brut :



Le spectre traité

Maintenant, quelques mesures. On identifie facilement les raies de Balmer et [OIII]
Puis on mesure z, et la distance :
On peut aussi mesurer l'élargissement Doppler des raies de la "broad line region" et le l'OIII dans une région plus calme :

Dans le post http://www.spectro-aras.com/forum/viewt ... f=6&t=2454 de Pierre Traverse, on a vu que avec le théorème du viriel on pouvait estimer la masse du trou noir de l'AGN, si on connait la FWHM de la raie Hb, et le diamètre de la BLR. Pour estimer ce diamètre, on peut utiliser une relation empirique qui a été déterminée par les pros, qui relie l'intensité du continuum à 5100A (au repos) à ce diamètre.

Il faut donc calibrer en flux absolu le spectre. Ici j'ai utilisé la méthode a deux spectre de C Buil, avec l'étoile de référence utilisée pour Mrk304. On n'avait pas la fente large photométrique donc le résultat est forcément approximatif..
Le spectre est décalé de z, et on mesure le flux (erg/cm²/s) à 5100A au repos.

Pour convertir en luminosité (erg/s ou watt) on utilise la distance de la cible et une formule un peu barbare (les unités astro...)

On a maintenant les données pour calculer la masse du trou noir :
Le résultat est proche de la mesure pro (http://www.astro.spbu.ru/sobolev100/sit ... Gnedin.pdf). J'ai pris H0=73, et la chance a du jouer, avec diverses erreurs qui s'annulent . C'est un petit exercice très intéressant en tout cas. Merci à Pierre Traverse pour son aide pour le calcul.

Hello JP,
Bravo pour ce résultat approchant la valeur des pros !
C'est impressionnant de voir le spectre brut sans quasiment aucune raie de pollution lumineuse !
Pour étalonner le spectre en flux, la méthode est elle simple ? Je n'ai jamais tester ; tu pourrais faire un mini tutoriel pour montrer les étapes ?

etienne bertrand wrote:Hello JP,
Bravo pour ce résultat approchant la valeur des pros !
C'est impressionnant de voir le spectre brut sans quasiment aucune raie de pollution lumineuse !
Pour étalonner le spectre en flux, la méthode est elle simple ? Je n'ai jamais tester ; tu pourrais faire un mini tutoriel pour montrer les étapes ?

Ici
http://www.astrosurf.com/buil/calibrati ... ration.htm
tu as la methode de Christian Buil avec 4 spectres si tu as utilisé une fente partie étroite et partie large ou 2 spectres avec la fente étroite habituelle

Etienne, j'ai suivi exactement le tutoriel du lien donné par Pierre. C'est un peu fastidieux mais ça marche bien.
Le ciel Pyrénéen est beau, surtout à 2800 m... et cette nuit là il y avait des nuages en plaine qui bloquaient le reste de pollum. Les deux raies restantes sont des raies du ciel je pense, de la haute atmosphère.

JP Nougayrede wrote:On a maintenant les données pour calculer la masse du trou noir :

Masse trou noir.JPG

Le résultat est proche de la mesure pro (http://www.astro.spbu.ru/sobolev100/sit ... Gnedin.pdf). J'ai pris H0=73, et la chance a du jouer, avec diverses erreurs qui s'annulent . C'est un petit exercice très intéressant en tout cas. Merci à Pierre Traverse pour son aide pour le calcul.

BRAVO. Le resultat est compatible avec les mesures que l'on trouve dans la littérature.
Non seulement le résultat de la multiplication mais chaque membre, L 5100A et R BLR voir p16
https://arxiv.org/pdf/1810.12164.pdf

trop fort!!

Bonsoir Pierre et la team AGN

Merci Pierre pour le papier. Je pense que l'incertitude de la mesure est grande dans nos mains d'amateur (donc qu'il était incertain de tomber "juste"): il n'y a qu'à voir comment avec les logiciels qu'on utilise on obtient une mesure de HWHM qui varie en fonction de comment on trace une boite autour de la raie d'intérêt. Ca serait intéressant d'utiliser les logiciels pros, mais le temps d'apprentissage va exploser, ce n'est pas l'objectif

Dans la littérature on trouve différentes formules pour calculer M en fonction de L(5100) et FWHM(Hb). Je suppose que c'est en fonction des études plus ou moins affiné pour différents types d'AGN avec des mesures de plus en plus pointues ? J'ai refait le calcul avec la formule donnée par le papier d'origine (Kaspi et al, AJ, 2000) qui décrit la découverte de la relation R(BLR)-L(5100), et je retombe globalement sur le même résultat, ce qui est rassurant.

On peut continuer à s'amuser avec les petits calculs, par exemple la taille du trou noir (rayon de Schwarzschild)
Ce trou noir supermassif tient juste à l'intérieur de l'orbite de Jupiter. C'est déjà difficile à concevoir, mais ce n'est pourtant rien à côté de celui de M87, avec ses 120 UA de rayon !

Bon ciel,
Jean-Philippe