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After its 2018 outburst (during which it was identified as a symbiotic star), V426 Sge is now in quiescent phase, showing a significant wave variation in brightness.
An excellent target for Alpy600 and LISA
More spectra (1 or 2 per month) should be very welcome.
A spectrum acquired by Christian Boussin shows a strong Raman OVI 6830 band and He II at about the same intensity as H beta.


See: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2 ... 199-19.pdf for more information on 2018 outburst and the historical lightcurve.

Hello all,

I obtained the following spectrum of V426 Sge the 22th of July at 00 h 01 TU with my Alpy 600 (resolution of 501, JJ = 2459052.5012) and an acquisition time of 65 min :
The comparison of the spectra shows a decrease in the relative intensities of the Balmer lines as well as those of the HeI lines.
The relative intensity of the HeII line at 4686A is now greater than that of the Hbeta line at 4861A.
The Raman band OVI at 6830 A remains unchanged since May 20.

Clear skies,

Christophe BOUSSIN

An eshel spectrum of V426 Sge at R=12000, the July 24.9, 2020 :



Narrow lines are from sky pollution (Hg at 4047, 4358, 5461, 5770). But many lines are from the object, here for example the blue part,



a close look of Halpha :



A note: by using the most recent CMOS cameras (here ASI6200MM) and a very optimized processing for CMOS, I is now relatively easy to capture high resolution spectra of faint objet (V=12.5 for V426 Sge... but the "magnitude" is probably not well established because emission ?) with a small telescope (10-inch). Here a comparison between two exposure : a 20-nm one shot, a 120-mn (2 hours) exposure :



[OIII] emission at 6300 A and Raman emission are accessible in 15-20 mn exposure on this type of objet at R > 10000 + optical fiber.

Christian Buil

Bonjour,

Spectre de V426 Sge fait hier soir. Télescope SC10" réducteur+Lisa fente 15 micron Atik 414EX 9x600s.Résolution environ 800.



Suivant les conseils de Christian, la veille, j'avais mesuré la "réponse instrumentale" de mon LISA.J'ai voulu étrenner cette réponse instrumentale sur un cas concret afin de pouvoir comparer mon spectres à d'autres.



Mon LISA ne descendant pas beaucoup en dessous de 4000 Å, je ne constate quasiment aucune différence entre un spectre obtenu avec la réponse calculée par les deux méthodes (courte et longue) proposées par Christian.

J'ai eu quelques doutes lors de la mise en œuvre de ces deux méthodes :

1/ J'ai utilisé une lampe quartz de phare auto vendue pour être très blanche (5000K), en fait, je mesure le pic d'intensité lumineuse vers 6150 Å, mais la courbe intensité =f(lambda) est assez plate entre 5600 Å et 7000 Å . on n'est pas très loin de la courbe d'une lampe quartz classique. Du coup je ne savais pas trop quelle température de corps noir indiquer pour déterminer le profil de Planck utilisé pour le calcul, j'ai conservé la valeur de 2900 K préconisée dans la méthode.
2/L'outil de lissage "continuum" utilisé au cours des calculs est très chatouilleux il est quelques fois impossible de doser le réglage de lissage car on passe instantanément d'une courbe suivant très grossièrement le profil à lisser, à une courbe de lissage qui ne lisse plus rien. Je n'arrive pas à déterminer pourquoi cela marche ou non d'une fois à l'autre.
3/ Pour le calcul de la prise en compte de l'atmosphère, il faut bien penser avant de lancer la réduction des images 2D par la commande GO à passer d'abord par l'onglet "Divers" afin de renseigner les informations dans le module "calcul de la vitesse héliocentrique " afin qu’Isis puisse demander à SIMBAD les coordonnées AD et DEC de l'étoile au moment de la prise des spectres et qu'il puisse ainsi effectuer le calcul de la correction atmosphérique. Si les informations ne sont pas renseignées, ISIS va utiliser les données qu'il a en mémoire au moment du calcul ; ces données risquent bien de ne pas correspondre du tout à l'étoile observée.

Pour résumer, mon retour d'expérience sur ce calcul de réponse instrumentale est très positif.

L'investissement initial en temps (modéré) pour faire cette mesure de la réponse sera largement rentabilisé par la suite tant au niveau des prises de vue 2D (plus besoin d'étoile de référence) que de l'étape de réduction ultérieure.

Cela me semble même un peu trop beau pour être vrai

Here is a comparison of three absolute flux spectra of V426 Sge taken with a LISA + C11, the first on 16 August 2018 at the peak of a Z And-type outburst when the star reached V = 10.85, the second on 26 September 2018 as the outburst declined at V = 11.52 and the third on 5 September 2020 when the star was in quiescence and close to a minimum of its orbital wave-like modulation at V = 12.76.

The reduction in energy of most spectral lines as the outburst faded is clear with many of the He I and Fe II lines being barely detectable in quiescence. It is noticeable that the double peaked Raman O VI 6826 A line grew in strength as the outburst declined before fading again. Also note that the forbidden highly ionised [Fe VII] lines at 5721 A and 6087 A are equally strong in all three spectra.

There is an account of the recent behaviour of V426 Sge in Skopal et al. A&A 636, A77 (2020). This is currently behind a paywall but there is a preprint available on arXiv at https://arxiv.org/pdf/2003.10135.pdf.
David