Ecart de continuum

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Francois Teyssier
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Re: Ecart de continuum

Post by Francois Teyssier »

Bonjour Michel,

Merci pour avoir pointé cette anomalie.
Il y avait dans la base une série d'étoiles qui n'avaient rien à y faire. Peut-être une erreur lors d'une mise à jour.
La version nettoyée : http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... er_V3.xlsm
Désolé pour le temps que cela t'a fait perdre.

Comme souligné par Robin, on utilise des étoiles
0. de type B ou A, et de préférence late-B ou early-A
1. de la séquence principale (classe de luminosité V)
2. non variables (doivent être exclues les binaires spectro, les étoiles avec disque d'accrétion ...)
3. avec une faible extinction interstellaire Av

0. : avoir le minimum de raies déformant le continuum, ce qui est le cas des étoiles dont l'ordre de grandeur de la Teff est 10000 K
1. : étoile stable à l'échelle de temps humaine, ce qui n'est pas le cas des géantes, supergéantes

Outre ce nettoyage, grâce à ton intervention, je suis en train de préparer une mise à jour de la base, tenant compte des mise à jour Simbad (grâce à une remarque de Vincent Lecoq sur le type spectral de alp CrB) et avec des critères plus restrictifs.

Cela étant, il y aura toujours quelque incertitude sur le type spectral exact.
Robin avait fourni un document excel avec les différentes valeurs *publiées* de type spectral pour les étoiles brillantes. Je me souviens que même pour Véga il y avait une stimation qui n'était pas A0V!


C'est clairement une des limites de la méthode de calcul de la réponse instrumentale et atmosphérique avec une étoile qui ne fait pas partie des "standarts photométriques".
- elle est largement suffisante pour la science éducative, le plaisir de rédécouvrir par soi-même ou monter aux autres l'analyse de la lumière
- elle est utilisable pour obtenir des résulats de haute qualité scientifique (voir les nombreuses publications qui utilsent nos spectres dans des domaines trés différents), mais limite.
Tant qu'il s'agit de travailler sur les vitesses radiales, larges largeurs équivalentes ... nous n'avont pas besoin d'une excellent réponse instrumentale.
Mais, dè lors que l'on passe à la calibration en flux pour suivre des évolutions d'intensité ou calculer des rapports pour les différents diagnostics (Te, Ne ...) , cette méthode est limite. Elle donne toutefois de trés bons résultats. un excellent exemple est donné par les mesures des intensités des raies d'émission de RS Oph lors de son dernier outburst sur les spectres acquis par Pavol Dubovsky, Woody Sims et David Boyd. Vraiment difficile de faire mieux.

L'idéal serait donc de recourir aux standarts photométriques dont la précison de la SED est élevée
La méthode a deux inconvénients:
1. la plupart des standarts sont faibles, trés faibles
2. ils sont peu nombreux.

Le premier point n'est pas rédhibitoire : les spectres de ces standarts sont souvent de trés faible résolution. Il est tout à fait possible de binner considérablement nos spectres pour augmenter le SNR, jusqu'à obtenir en fait une sorte de photométrie avec une dizaine de bandes sur le domaine visible qui permet d'ajuster la SED
Le deuxième est beaucoup plus délicat: l'observation du standart va être trés distante de celle de la cible en azimuth et en hauteur.
Cela implique une correction de l'extinction atmosphérique en fonction de l'altitute, dont au moins deux observations de standart(s) pour qualifier son ciel
Mais surtout cela suppose d'observer dans un ciel photométrique dont l'extinction est constante dans l'espace (pour une hauteur donnée, l'extinction est indépendante de l'azimuth) et le temps.

Pour ceux d'entre nous qui ont un bon ciel, cela vaut la peine d'essayer.

Pour l'heure, la méthode classique garde ma faveur. Elle a montré qu'elle permet d'obtenir des résultats de niveau tout à fait correct pour la publication.

Toujours les mêmes principes:
- référence acquise à la même hauteur que la cible, surtout si la hauteur est faible (~ 30°)
- spectre référence avant et après acquisition
- vérifier les spectres unitaires npn corrigés (par pose) de la référence.

Encore merci

François Teyssier
Robin Leadbeater
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Re: Ecart de continuum

Post by Robin Leadbeater »

Benjamin Mauclaire wrote:Hi,
Usually I use Caltek database to get E(B-V) : https://irsa.ipac.caltech.edu/workspace ... ction.html
or https://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/ and then click to 'Extinction by Bandpass'
For HD207260 they give E(B-V)=0.88
Where is the truth (sic)?

Benji
Hi Benji,

This is the total galactic extinction(to the edge of the galaxy) in the direction of the star not the extinction to the star

Cheers
Robin
LHIRES III #29 ATIK314 ALPY 600/200 ATIK428 Star Analyser 100/200 C11 EQ6
http://www.threehillsobservatory.co.uk
Robin Leadbeater
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Re: Ecart de continuum

Post by Robin Leadbeater »

Benjamin Mauclaire wrote: Where is the truth (sic)?
Here is the truth :-)
HD207260_miles_dered_0p47_pickles_A2i.png
HD207260_miles_dered_0p47_pickles_A2i.png (18.54 KiB) Viewed 3244 times
Black is MILES HD207160 dereddened by E(B-V) = 0.47
Red is Pickles A2i

Cheers
Robin
LHIRES III #29 ATIK314 ALPY 600/200 ATIK428 Star Analyser 100/200 C11 EQ6
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Michel Tasse
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Re: Ecart de continuum

Post by Michel Tasse »

Hello Benjamin,
Thank you very much for these links that I discover.
For E(B-V) of HD207260, as a beginner, I don't know which value to use between Caltek(0.88) and the one (0.47) obtained from Simbad and (B-V)intrinsic colours.
Cheers.
Michel
Michel Tasse
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Re: Ecart de continuum

Post by Michel Tasse »

Robin Leadbeater wrote:
Benjamin Mauclaire wrote: Where is the truth (sic)?
Here is the truth :-)
HD207260_miles_dered_0p47_pickles_A2i.png
Black is MILES HD207160 dereddened by E(B-V) = 0.47
Red is Pickles A2i

Cheers
Robin

Hello Robin,
I just read your message.
Thank you, that's telling, so for HD206270, E(B-V)=0,47.
Cheers.
Michel
Michel Tasse
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Joined: Wed Oct 21, 2020 9:24 am

Re: Ecart de continuum

Post by Michel Tasse »

Francois Teyssier wrote:Bonjour Michel,

Merci pour avoir pointé cette anomalie.
Il y avait dans la base une série d'étoiles qui n'avaient rien à y faire. Peut-être une erreur lors d'une mise à jour.
La version nettoyée : http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... er_V3.xlsm
Désolé pour le temps que cela t'a fait perdre.

Comme souligné par Robin, on utilise des étoiles
0. de type B ou A, et de préférence late-B ou early-A
1. de la séquence principale (classe de luminosité V)
2. non variables (doivent être exclues les binaires spectro, les étoiles avec disque d'accrétion ...)
3. avec une faible extinction interstellaire Av

0. : avoir le minimum de raies déformant le continuum, ce qui est le cas des étoiles dont l'ordre de grandeur de la Teff est 10000 K
1. : étoile stable à l'échelle de temps humaine, ce qui n'est pas le cas des géantes, supergéantes

Outre ce nettoyage, grâce à ton intervention, je suis en train de préparer une mise à jour de la base, tenant compte des mise à jour Simbad (grâce à une remarque de Vincent Lecoq sur le type spectral de alp CrB) et avec des critères plus restrictifs.

Cela étant, il y aura toujours quelque incertitude sur le type spectral exact.
Robin avait fourni un document excel avec les différentes valeurs *publiées* de type spectral pour les étoiles brillantes. Je me souviens que même pour Véga il y avait une stimation qui n'était pas A0V!


C'est clairement une des limites de la méthode de calcul de la réponse instrumentale et atmosphérique avec une étoile qui ne fait pas partie des "standarts photométriques".
- elle est largement suffisante pour la science éducative, le plaisir de rédécouvrir par soi-même ou monter aux autres l'analyse de la lumière
- elle est utilisable pour obtenir des résulats de haute qualité scientifique (voir les nombreuses publications qui utilsent nos spectres dans des domaines trés différents), mais limite.
Tant qu'il s'agit de travailler sur les vitesses radiales, larges largeurs équivalentes ... nous n'avont pas besoin d'une excellent réponse instrumentale.
Mais, dè lors que l'on passe à la calibration en flux pour suivre des évolutions d'intensité ou calculer des rapports pour les différents diagnostics (Te, Ne ...) , cette méthode est limite. Elle donne toutefois de trés bons résultats. un excellent exemple est donné par les mesures des intensités des raies d'émission de RS Oph lors de son dernier outburst sur les spectres acquis par Pavol Dubovsky, Woody Sims et David Boyd. Vraiment difficile de faire mieux.

L'idéal serait donc de recourir aux standarts photométriques dont la précison de la SED est élevée
La méthode a deux inconvénients:
1. la plupart des standarts sont faibles, trés faibles
2. ils sont peu nombreux.

Le premier point n'est pas rédhibitoire : les spectres de ces standarts sont souvent de trés faible résolution. Il est tout à fait possible de binner considérablement nos spectres pour augmenter le SNR, jusqu'à obtenir en fait une sorte de photométrie avec une dizaine de bandes sur le domaine visible qui permet d'ajuster la SED
Le deuxième est beaucoup plus délicat: l'observation du standart va être trés distante de celle de la cible en azimuth et en hauteur.
Cela implique une correction de l'extinction atmosphérique en fonction de l'altitute, dont au moins deux observations de standart(s) pour qualifier son ciel
Mais surtout cela suppose d'observer dans un ciel photométrique dont l'extinction est constante dans l'espace (pour une hauteur donnée, l'extinction est indépendante de l'azimuth) et le temps.

Pour ceux d'entre nous qui ont un bon ciel, cela vaut la peine d'essayer.

Pour l'heure, la méthode classique garde ma faveur. Elle a montré qu'elle permet d'obtenir des résultats de niveau tout à fait correct pour la publication.

Toujours les mêmes principes:
- référence acquise à la même hauteur que la cible, surtout si la hauteur est faible (~ 30°)
- spectre référence avant et après acquisition
- vérifier les spectres unitaires npn corrigés (par pose) de la référence.

Encore merci

François Teyssier

Bonjour François,
C'est moi qui te remercie pour toutes ces précisions, conseils et la nouvelle version de ReferenceStarFinder que je note en vue de mes prochaines observations.
Je n'ai pas perdu mon temps car j'ai appris beaucoup sur l'extinction et l'excès de couleur en consultant en particulier ton site.
Merci pour ton aide.
Michel
Michel Tasse
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Re: Ecart de continuum

Post by Michel Tasse »

Robin Leadbeater wrote:
Benjamin Mauclaire wrote: Where is the truth (sic)?
Here is the truth :-)
The attachment HD207260_miles_dered_0p47_pickles_A2i.png is no longer available
Black is MILES HD207160 dereddened by E(B-V) = 0.47
Red is Pickles A2i

Cheers
Robin
Hello Robin,
I tried to make the same comparison as you:
-HD207260 Miles (extracted from ISIS library) and dered with E(B-V)=0.47 (using the “Extinction” tab in ISIS V6.1.1)-(normalization: between 5650A and 5665A)

and

-the profile of a star A2i (from the VisualSpec library)-(normalization: between 5650A and 5665A)


But my result is slightly different from yours: the gap between the continum of HD207260 and that of A2i Pickles is a little bigger than in your comparison:
Comparaisons HD207260-Miles-Pickles-var.JPG
Comparaisons HD207260-Miles-Pickles-var.JPG (74.28 KiB) Viewed 3103 times
What would be the cause of this difference?


Cheers.
Michel
Michel Tasse
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Re: Ecart de continuum

Post by Michel Tasse »

If the two comparisons are not visible, it is necessary to click on the image.
Cheers.
Michel
Robin Leadbeater
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Re: Ecart de continuum

Post by Robin Leadbeater »

Hi Michel,

Here are my files(zip file attached.) Which one is different to yours ?

(I smoothed the MILES spectrum in the posted image to match the resolution of the Pickles spectrum and I still use ISIS 5.9.3 because I prefer that it corrects for the black body curve of the flat lamp but that should not be important here)

Cheers
Robin
Attachments
HD207260_fits_files.zip
(34.66 KiB) Downloaded 101 times
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Robin Leadbeater
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Re: Ecart de continuum

Post by Robin Leadbeater »

Robin Leadbeater wrote: Here are my files(zip file attached.) Which one is different to yours ?
OK I think I have found the reason. The formula ISIS uses to calculate the extinction must have been changed somewhere between version 5.9.3 and 6.0.3 (There are alternative formulae in the literature.)
ISIS_extinction_difference.png
ISIS_extinction_difference.png (21.66 KiB) Viewed 3033 times
The extinction calculation used in ISIS 5.9.3 matches that used by the authors of the MILES library and by Paolo Berardi in his MILES spreadsheet.

Unfortunately I cannot find any documentation for this change in ISIS or references to which formulae are used.

Cheers
Robin
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