Tous les spectres sont réalisés avec un LX200 de 12" (305mm) à
f/d=10.
Le centrage puis le guidage se fait grace à une webcam LPI de Meade (elle
était avec le télescope, chouette). Un premier centrage est fait grace au
GOTO.
Tous les traitements sont réalisés avec Audela et son extension SpcAudace dédiée à la
spectroscopie. Ils sont quasi-automatiques et je n'arrête pas d'aller au
petit coin tant j'ai l'occasion d'aller boire un thé pendant qu'il
travaille ;-)
Les flats :
Je ne me suis pas encore confectionné une pupille avec papier calque. Donc
actuellement, j'utilise un mouchoir en papier plie en 3 que je pose dessus
l'orifice telescope et met une lampe (de chevet !) de 50 W situee entre 30
et et 40 cm de distance.
Le 21/08/2006, run n°2 :
Beta Lyrae est à l'affiche ce soir : c'est une étoile Be, binaire qui
possède une période de 14 jours. Un objet à suivre, donc.
J'ai réglé la fente sur 75 μm car j'avais constaté qu'une largeur
de 30 μm était trop étroit pour mon télescope (30 cm ouvert à 10) et
le seeing de mon site.
On constate que les raies telluriques sont "lissées" et comme adoucies. En
réalité, bien que la dispersion (réciproque) soit toujours de
0.117 Å/pixel, la résolution est elle inférieure à celle du run
d'observations du 19/08/2006.
Il apparaît alors clairement que la fente, élément du Lhires III dictant la
résolution, est trop large et que pour une pleine exploitation des
possibilités du Lhires III il faut réduire la largeur de la fente mais de
façon adaptée à son télescope et à son site d'observation.
Le profil de raies est corrigé de la réponse intrumentale et normalisé
localement autour de la raie Hα. Il est même possible de voir la raie
de l'hélium neutre HeI à 6677.8 Å située à l'extrême droite du profil de
raies. Ceci est du à la taille suffisante du capteur CCD (un KAF 1602E)
pour couvrir une bande spectrale contenant à la fois la raie Hα à
6562.808 Å et de HeI à 6677.8 Å.
Le 23/08/2006 - run n°3, c'est le tour de EW Lac de
Mv=5.43 ! :
J'ai procédé au reserrage de la fente : 50-55 μm. Cela semble
être le juste milieu dans mon cas.
1. Altair, bien sûre :
Altair, nécessaire pour une bonne correction de la réponse
intrumentale...
Et la réponse instrumentale issue du rapport entre ce profil et celui de
référence d'Altair provenant du catalogue UVES :
Type spectral : B2IIIe+shell, magnitude visuelle Mv=5.43.
L'objet est un petit challenge compte-tenu de sa magnitude, de la largeur
de la fente (55 μm) et du diamètre (0.3 mètres) avec le spectroscope
LhiresIII à 2400 t/mm.
Profil de raies de EW Lac calibré et corrigé de la
réponse intrumentale :HD217050_23082006.fit
Flat résultant d'une médiane de 7 poses
(fit.gz de 2,2 Mo). Une lampe de 50 W située a 25-40 cm de distance de
l'orifice où est fixé un mouchoir en papier plié en 3 ou 4.
Le 27/08/2006, run n°4 :
1. Beta Lyrae :
Type spectral : B8II-IIIep, magnitude visuelle Mv=3.25-4.36.
On constate bien l'effet du reserrage de la fente de 75 à 55 μm
(effectué le 23/08) sur la finesse des raies telluriques ainsi que sur la
forme de la raie Hα.
Un zoom sur la raie Hα montre avec détail la forme originale de la
raie qui change selon le moment de l'observation. Beta Lyrae, une étoile à
suivre !
2. Antarès :
Type spectral : M1.5Iab-Ib-B4Ve, magnitude visuelle Mv=0.96.
Quelle jungle de raies ! C'est un véritable enchevètrement de raies
d'oxydes métalliques et de raies telluriques.
Qui parviendra à retrouver ses petits...
3. Delta Sco (7 Sco) :
Type spectral : B0.3IVe, magnitude visuelle Mv=2.32.
Un zoom montre des détails tant du côté bleu que du côté rouge de la raie
Hα.
La comparaison des détails saisis par rapport à un spectre acquis avec
un spectroscope Barège muni d'un réseau 1200 t/mm est stupéfiante.
Comparaison de l'intensité de la raie
Hα :
Christian Buil est un des amateurs faisant un suivi régulier de Delta Scorpion.
Voir sa page du burst
2006.
À la lecture de Imax, il obtenait une valeur de 6.8 en mai 2005 et je
trouve aujourd'hui presque 5. Est-ce une chutte de tension de l'étoile ?
Pourtant l'intensité n'a fait qu'augmenter jusqu'au printemps 2005.
De la mesure de la largeur équivalente
EW :
La mesure de la largeur équivalente entre 6558.92 et 6569.25 Å pour
JD=2453974.8366 (27.835/8/2006) : EW=-15.7Å. My mesearement of Ha's EW (between 6558.92 and 6569.25) for
JD=2453974.8366 (27.835/8/2006): EW=-15.7 Å. Can anyone explain why my EW values are about 1.5 A superior to Ernst's
ones?
Regroupement des mesures de largeurs équivalentes EW
au cours du temps réalisé par Ernst Pollmann.
En effectuant plusieurs essais avec MIDAS :
Midas 032> INTEGR/LINE
ldeltasco_060827.fit
X_start (pix/world) X_end (pix/world)
Pixel sep.
Line+Cont. Continuum Line Line/Cont Equiv. w.
----------------------------------------------------------------
On constate que plus l'intervalle de mesure est important, plus le
calcul de la largeur équivalente EW donne une valeur petite.
Il serait judcieux de limiter les bornes aux points d'intersection de la
gaussienne modélisée avec le continuum pour permettre des mesures homogènes
entre les personnes et reproductibles ainsi que facilement calculable
automatiquement.
Ceci est désormais fait dans Spcaudace, où seuls le nom de fichier et la
longueur d'onde approchée de la raie à étudier sont nécessaires. Les bornes
du calcul de EW sont automatiquement déterminées de manière à correspondre
au continuum de valeur 1.
spc_autoew deltasco_060827.fit
6563
# 1536 intensités à traiter...
# Bornes de calcul de EW : 6559.09872, 6569.270238
# 1536 intensités à
traiter... # L'aire vaut :
25.7851750604 # La largeur équivalente vaut
15.6136570604 Anstrom # La largeur équivalente vaut
15.6136570604 Anstrom(s) # 15.6136570604
On constate que la raie Hα est extrêmement intense et est précédée
d'un petit pic en absorption. C'est un profil typique nommé P cygni.
Le phénomène s'explique par la
présence d'une enveloppe gazeuse chaude et en expansion autour de
l'étoile.
L'étoile produit, comme à la coutumé, une raie
d'absorption d'hydrogène (Hα dans cet exemple). L'enveloppe
d'hydrogène chauffée par l'étoile réémet et produit une raie
d'émission. Mais comme cette enveloppe est en expansion, cette
raie est décalée par effet Doppler-Fizeau. La raie
résultante est la somme des raies d'absorption et d'émission (étant
décalée) qui donne cette forme si particulière à ce type d'étoile.
Mais on peut voir aussi d'autres pics d'émission, en particulier tout de
suite à droite de la raie Hα ainsi qu'à l'extrême droite (rouge) du
profil. Ce sont respectivement les raies du carbone neutre CI à 6578.05 et
6582.88 Å, de l'azote NI (6610.12 Å) ou du titane TiI (6611.38 Å) et de
l'hélium HeI à 6678.15 Å.
