Re: Ecart de continuum
Posted: Thu Sep 22, 2022 7:57 am
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
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