photométrie Courbes de lumière longue période

[etmo]

Merci François,

 

Elle était au environ 10.76 à 32 jours de son maximum. Ce qui devrait la faire monté très haut en luminosité vers 9.5

 

Maximum prévu pour le : 28/04/2011

[gabal]

Je tenterais un profil H alpha dés que le ciel s'éclaircira.

[Mélusine]

Un livre d'astrophysique en français, ça va nous changer:)

 

En ce qui concerne Mira, elle est cataloguée comme Étoile Symbiotique (http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0005547)

La compagnon chaud, Mira B, situé à 70 UA, a été déterminé comme naine blanche pas plus tard que l'an passé.

Dans ce cas particulier, rien d'étonnant à ce qu'apparaissent des raies d'émission (HI et HeI dans le visible ; les raies de plus forte excitation n'apparaissent que dans l'UV).

Cela n'enlève rien à son côté merveilleux, bien au contraire (surtout à mes yeux)!

 

AC AUr, pas de problème Étienne, j'y jette un coup de spectro dès que le ciel sera à nouveau bleu.

 

 

 

François

 

Le fait que l'étoile soit classée symbiotique ne résout pas le problème de la formation des raies d'émission. Dans les supergéantes on voit les raies de Paschen en émission. Il s'agit clairement d'un processus dit nébulaire (en référence aux planétaires). Mais "ils" s'en foutent. Je rappelle aussi que Mira laisse des traces, voir http://apod.nasa.gov/apod/ap070817.html

c'est manifestement plus compliqué que d'additionner deux étoiles.

 

En résumé le fait (et le problème) est que des raies d'émissions apparaissent dans un spectre "froid". Et cela un modèle classique ne l'explique pas.

Bon ciel à nous tous

[etmo]

En résumé le fait (et le problème) est que des raies d'émissions apparaissent dans un spectre "froid". Et cela un modèle classique ne l'explique pas.

Bon ciel à nous tous

 

Une naine blanche c'est loin d'être froid, c'est compacte et chaud. ce compagnon capture une partie des gaz perdus par Mira Cet cela explique largement le phénomène de raies d'émission.

[François Teyssier]

Le fait que l'étoile soit classée symbiotique ne résout pas le problème de la formation des raies d'émission. Dans les supergéantes on voit les raies de Paschen en émission. Il s'agit clairement d'un processus dit nébulaire (en référence aux planétaires). Mais "ils" s'en foutent. Je rappelle aussi que Mira laisse des traces, voir http://apod.nasa.gov/apod/ap070817.html

c'est manifestement plus compliqué que d'additionner deux étoiles.

 

En résumé le fait (et le problème) est que des raies d'émissions apparaissent dans un spectre "froid". Et cela un modèle classique ne l'explique pas.

Bon ciel à nous tous

 

Côté Mira, je n'y connais pas grand chose ; en revanche pour ce qui est des symbiotiques, j'ai commencé à étudier la question.

La définition même d'une symbiotique est justement la présence de raies d'émission avec un potentiel d'ionisation > 35 eV, par exemple, raies [OIII]. Les symbiotiques de forte excitation peuvent présenter des raies au potentile > 100 eV, par exemple [Fe VII].

Cela est produit par le rayonnement (UV, X et peut-être même gamma dans des cas exceptionnel) de la naine blanche sur la zone nébulaire produite par le vent stellaire issu de la géante rouge.

Une naine blanche, au début de sa nouvelle vie, c'est environ 100 000 K. Certes, elle se refroidit, mais comme le tube du canon, cela prend un certain temps ...

Un temps d'autant plus long (et incertain) que la naine blanche est "revigorée" par la matière issue de la géante rouge et qui forme une couche d'hydrogène et d'hélium à sa surface, dans laquelle des réactions nucléaires peuvent à nouveau se développer, sous des formes variées (depuis des phénomènes de type nova, comme dans V407 Cyg récemment, ou nova symbiotique : outburst durant plusieurs dizaines d'années).

D'où le nom de "symbiotique", particulièrement bien choisi : un systéme qui est, effectivement, beaucoup plus complexe qu'une simple addition. Pour une fois, c'est un terme particulièrement bien choisi.

 

Voir quelques éléments sur les symbiotiques : http://www.astronomie-amateur.fr/Projets%20Spectro1%20SySt.html

 

Ma réponse ne concernait que Mira (o Ceti) elle même. Avec une naine blanche (Mira située à 70 UA de la Mira elle-même (Mira A), rien d'étonnant à l'observation de raies d'émission (rappelons que les raies de forte excitation ne sont observée que dans la visible).

 

Pour les autres, je n'ai aucune idée. Juste, bien sûr, le peu que j'en ai lu, p.e. dans Astrophysics of emission line stars, où c'est la thèse des chocs dans le vent stellaire qui est reprise. C'est en tout cas un sujet d'étude particulièrement intéressant.

 

Francois Teyssier

http://www.astronomie-amateur.fr

Modifié 30 mars 2011 par François Teyssier

[etmo]

Petite question, pourquoi le spectre des miras présente un profil en dent de scie ou Shed d'usine? Les raie d'absorptions je comprends, mais pour le continuum on est très loin du corps noir non ?

[François Teyssier]

Petite question, pourquoi le spectre des miras présente un profil en dent de scie ou Shed d'usine? Les raie d'absorptions je comprends, mais pour le continuum on est très loin du corps noir non ?

 

Ce sont des bandes, pour l'essentiel crées par la molécule d'oxyde de titane TiO (dans certaines étoiles, on peut trouver ZrO, mais aussi des molécules carbonées, C2, ...)

Un atome pour une transition émet une raie à une longueur d'onde donnée ; une molécule va émettre une série de raies pour une même transition, du fait des oscillations entre les atomes qui la compose, de sa rotation ... cet ensemble de raies forme une bande.

 

Séquence spectrale d'étoiles M (bandes TiO)

Bandes d'absorption d'une étoile carbonnée

On note l'inversion de la pente des bandes.

 

Le continuum des étoiles froides reste un continuum correspondant globalement au spectre d'un corps noir, mais trés fortement altéré par les bandes d'absorption moléculaires.

 

Plus de spectres sur : http://www.astronomie-amateur.fr/Projets Spectro hb.html

 

a+

 

François

[etmo]

Merci François, Tu viens de me donner les mots clef "spectre moléculaire" je me documente.

[etmo]

Une thèse très intéressante et en Français :

 

http://www.oca.eu/gemini/pagesperso/sacuto/mathese.pdf

[Mélusine]

La définition même d'une symbiotique est justement la présence de raies d'émission avec un potentiel d'ionisation > 35 eV, par exemple, raies [OIII]. Les symbiotiques de forte excitation peuvent présenter des raies au potentile > 100 eV, par exemple [Fe VII].

Cela est produit par le rayonnement (UV, X et peut-être même gamma dans des cas exceptionnel) de la naine blanche sur la zone nébulaire produite par le vent stellaire issu de la géante rouge.

 

Voilà nous sommes d'accord. Il s'agit bien de raies nébulaires produites par recombinaison dans une zone de faible densité illuminée par un rayonnement de haute énergie. Comme dans une nébuleuse planétaire. Mais une étoile chaude ne peut pas produire en elle-même de raies d'émission telles qu'on les voit: c'est ce que je voulais dire. Si on raisonne en terme de "photosphère" et qu'on augmente la température on produit en même temps un continu.

 

J'ajouterai cependant que la présence d'une naine blanche n'est peut-être pas indispensable (à mon avis). En effet toute étoile possède des couches chaudes à condition d'aller assez profond et si l'atmosphère est diluée (comme dans une mira) leur rayonnement peut atteindre l'extérieur. Ce modèle explique mieux le cycle de lumière des miras. Sinon je ne sais pas comment vous expliquez ce cycle. C'est pourquoi je mets en question le terme de symbiotique, comme s'il était toujours nécessaire d'avoir deux étoiles pour expliquer la coexistence de traits chauds et de traits froids dans le spectre. On peut tout faire d'un coup.

 

En attendant (je ne sais pas quoi!!) j'admire ces observations magnifiques

[François Teyssier]

C'est pourquoi je mets en question le terme de symbiotique, comme s'il était toujours nécessaire d'avoir deux étoiles pour expliquer la coexistence de traits chauds et de traits froids dans le spectre. On peut tout faire d'un coup.

 

 

Cette discussion a été intense dans les années 70 ; elle a été définitivement tranchée par l'acquisition de spectres UV de cette classe d'étoiles (fort hétérogène et complexes) appelées "symbiotiques". La coexistence de bandes d'absorption moléculaires et d'intenses raies d'émission de forte excitation (IP > 35 eV) ne peut s'expliquer que par un systéme binaire renfermant une géante de type tardif (parfois une Mira) et un objet compact chaud.

 

Une fois encore, je ne parle que des symbiotiques (y compris les "miras symbiotiques", telles Mira elle-même, R Aqr ou encore UV Aur. Donc, je ne généralise pas à l'ensemble des Miras.

En ce qui concerne les miras en général, je ne dis rien. Lorsque je ne connais pas un sujet, je me tais. La thèse dont Étienne a donné le lien donne une bonne présentation générale dans le 1er chapitre.

 

François Teyssier

[Mélusine]

Cette discussion a été intense dans les années 70 ; elle a été définitivement tranchée par l'acquisition de spectres UV de cette classe d'étoiles (fort hétérogène et complexes) appelées "symbiotiques". La coexistence de bandes d'absorption moléculaires et d'intenses raies d'émission de forte excitation (IP > 35 eV) ne peut s'expliquer que par un systéme binaire renfermant une géante de type tardif (parfois une Mira) et un objet compact chaud.

François Teyssier

 

Je me permets d'être en désaccord avec la doctrine officielle, que tu invoques. Il n'existe pas de calcul reproduisant les raies d'émission de Mira. Pour résumer la thèse que je défends, un seul objet suffit pour produire un spectre symbiotique, à condition de se placer dans l'hypothèse d'écarts à l'équilibre thermodynamique. Un seul objet, comme je le disais, permet d'expliquer pourquoi la présence des raies d'émission coïncide avec le maximum de lumière (sinon je ne vois pas de raison pour que les deux phénomènes soient simultanés).

L'idée est de former les raies d'émission plus près du centre de l'étoile (là où les couches sont soumises à un rayonnement de plusieurs dizaines de milliers de degrés) et l'absorption dans les couches les plus superficielles. Je pose la question aux observateurs: est-ce que les observations suggèrent que l'absorption se situe au-dessus de l'émission??? Par exemple, les raies d'émission ne sont-elles pas rognées, mangées par une absorption ultérieure, extérieure?

 

Je viens de charger un article décrivant ce modèle à l'adresse http://www.lacosmo.com/divers/MNRAS1997.pdf

Modifié 1 avril 2011 par Mélusine
lien rajouté

[gabal]

Merci pour la discussion, éloignée de mon domaine de recherche, mais trés intéressantes.

Je connais ton article Chritian. C'est vrai que les hypothèses émisent en LTE correspondant à des objets visiblement pas en équilibre thermodynamique ne posent pas autant de problèmes à beaucoup d'auteurs.

Est ce qu'on a des données interféro, qui pourrait aidées à trancher les modèles d'envelloppes ?

Ceci dit on pourrait tester et observer les profils de raies, au moins deux pic et une absorption.

Ca me rappelle un autre cas assez inclassable. Eps Aur présente ce type de profil en Ha. Si on se place dans le cadre d'une post AGB et non LTE, ce profil s'expliquerai sans appel à un disque de matière circumstellaire que la fin d'éclipse et les phases interférométriques on du mal à révéler.

Bien sûr je suis conscient que l'article est une approche théorique et les profils prédis ne tiennent pas compte de tout les effets classiques les affectants.

Modifié 1 avril 2011 par gabal

[gabal]

Ce soir le ciel est bon, je tenterai bien une Mira au maximun de luminosité en haute résolution. Je ne peux plus faire AC Aur à cette heure ci. Une autre Mira ?

[etmo]

Bonne Idée pour AC Aur,

 

Ma courbe indique que nous sommes pas loing du maximum si nous y sommes pas!

 

vers 10.7 magnitude elle s'est brutalement interrompue dans sa remonté très rapide. Ce qui me rassure car conforme au prévisions qui prévoyaient un petit maximum. Nous sommes donc dans un cycle ou l'absorption de poussière serait forte.

[etmo]

[etmo]

Nouvelle mesure cette nuit 10.75

[gabal]

Je vais plutôt prendre des cibles au maxima brillant, inf à 10, afin d'être plus à l'aise coté signal sur une pose d'1H30 max.

François m'a passé ce lien qui fera mon bonheur http://www.aavso.org/aavso-bulletin-74-2011 . J'ai déjà repéré 5-6 cibles interressantes en complément de mon programme habituel. J'espère y voir le profil de raie décrit dans l'article de Christian Magnan. On pourrat corréler profils et photométrie.

[etmo]

Je vais plutôt prendre des cibles au maxima brillant, inf à 10, afin d'être plus à l'aise coté signal sur une pose d'1H30 max.

 

Par contre le problème c'est que beaucoup de cibles sont entre 9 et 10 voir moins au maximum. Au départ le but était de compléter les mesures visuelles plutôt en 6 et 13 magnitudes.

[gabal]

Pas mon domaine ni mon équipement LhiresIII 2400gr et eshell. Il me faudrait un 2m...

Pour moi c'est surtout des cible inf à 10 et essentiellement de la caractérisation de profil, le continuum sera bruité pour du 8+.

Pour la spectrophotométrie c'est plutôt de la basse résolution, Lisa ou LhiresIII 150 tt.

Le rêve, couvrir tout le domaine phtométrique en spectro basse résolution en une seule passe avoir l'ensemble des mesure BVR. Je crois que Christian Buil travaille sur un modèle permettant d'extraire la photométrie Jonhson cousin à partir d'un spectre Lisa. Une révolution si ça marche. François est peut être au courant.

[etmo]

Une révolution si ça marche. François est peut être au courant.

 

Pas terrible comme méthode:

 

Si tu n'a pas une autre étoile en même temps dans la fente et encore une non variable. En plus tu étales le signal donc tu augmentes le bruit de mesure ou le temps de mesure.

 

Avec une lunette et un APN EOS, tu fais beaucoup mieux à moindre frais!

Dans le même temps tu mesures au moins 20 champs de variables.

[gabal]

Bien d'accord, mais l'avantage est qu'on accède à la photométrie et la spectrométrie sur la même cible, en même temps. Y a tout un champs d'applis là.

Ca ne concurrencera jamais et ça sera beaucoup plus cher qu'un instrument de photométrie de base, c'est sûr. Les temps d'intégration sont bien plus long , quoique avec les Lisa on commence à avoir un bon rendement.

Enfin si Christian s'y met , crois moi, les choses vont bouger et on pourrait bien faire de la spectrophotométrie sur tout le spectre Vis et NIR d'ici peu.

[François Teyssier]

Pas mon domaine ni mon équipement LhiresIII 2400gr et eshell. Il me faudrait un 2m...

Pour moi c'est surtout des cible inf à 10 et essentiellement de la caractérisation de profil, le continuum sera bruité pour du 8+.

Pour la spectrophotométrie c'est plutôt de la basse résolution, Lisa ou LhiresIII 150 tt.

Le rêve, couvrir tout le domaine phtométrique en spectro basse résolution en une seule passe avoir l'ensemble des mesure BVR. Je crois que Christian Buil travaille sur un modèle permettant d'extraire la photométrie Jonhson cousin à partir d'un spectre Lisa. Une révolution si ça marche. François est peut être au courant.

 

A. Sur la luminosité en basse résolution ; Lisa apporte un plus par rapport au Lhires muni d'un 150 l/mm du fait qu'il travaille à des rapports F/D plus courts. Mais entre F/D 10 et 6.3, il n'y a qu'une mag de différence. L'image de l'étoile est également plus fine (FWHM plus faible), d'où un certain gain supplémentaire . Ce n'est pas ça qui permet d'envisager des mesures précises à des mags élevées.

Donc avec le Lisa et un télescope moyen (25 cm), c'est facile jusqu'à mag 10 ; difficile à 11-12; très difficile au delà. J'ai fait un spectre de NGC 4051 (mag V = 13.8). C'est vraiment très chaud.

En plus, pour faire du quantitatif en photométrie, il ne suffit pas d'avoir un signal, il faut encore que le SNR soit suffisamment élevé.

 

Donc, jusqu'à 10-12, c'est faisable.

 

B. Sur la spectrophotométrie.

En fait, il y a deux sujets connexes, mais sensiblement différents.

 

Le premier : utiliser la luminosité obtenue dans une bande par photométrie pour calibrer le spectre en flux absolu.

1.1. C'est important dans le cas des étoiles variables. Par exemple la largeur équivalente d'une raie peut augmenter alors que son intensité absolue diminue (ou inversement). Voir notamment CI Cyg à ce sujet

1.2. Si la réponse instrumentale est bonne (continuum conforme), on peut alors calculer les magnitudes des différentes parties du spectre. Calculer la mag rouge à partir d'un spectre, alors qu'il a fallu entrer la valeur V obtenue par photométrie est d'un intérêt limité : autant tout faire en photométrie.

1.3. En revanche, dans le cas des étoiles présentant de fortes raies en émission,il y a un intérêt à déterminer la contribution des raies à la variation de luminosité globale. Plusieurs articles traitent de ce sujet.

 

Le deuxième : spectrophotométrie absolue : on n'utilise plus la luminosité obtenue par photométrie, mais on compare un spectre avec un spectre de référence calibré, tout comme en photométrie.

Pas facile :

2.1. Il faut acquérir un spectre de chaque étoile ; on se retrouve donc dans l'équivalent de la photométrie absolue.

2.2. On compare les *flux absolus*, cela suppose : 1) pas de variation de seeing 2) autoguidage parfait 3) pas de variation importante de l'atmosphère (humidité, ...) et cela pendant peut-être une heure ... le temps d'acquérir les deux spectres ...

et même très difficile.

 

A mon sens, c'est la première démarche qu'il faut retenir (photométrie et spectro en parallèle).

 

a+

 

François

[François Teyssier]

R Leo

Type spectral M8IIIe

On notera la troublante raie H Delta en émission.

 

Un cible intéressante en spectro vu la luminosité raisonnable (6.5 à 10.5)

 

François Teyssier

http://www.astronomie-amateur.fr

[François Teyssier]

Suite au lancement de ce post par Etienne, je me suis lancé dans l’acquisition de spectres de Miras pour voir ce que cela donne. Avec une vingtaine de spectres, je suis bien loin des 140 000 observations d'Etienne

Cela me paraît être extrêmement intéressant. C'est un domaine qui n'est pas bien couvert en spectro amateur.

 

Les grandes lignes :

 

1. Les Miras sont classées en 3 groupes (M, S, C) toute comme les géantes rouges "normales".

 

Type M (V CVn)

Bandes Oxyde de Titane (TiO)

 

Type S (R Gem)

Bandes Oxyde de Zirconium (ZrO), ...

 

Type C ()

Composés du carbone (C2, CN, ...)

 

Ces trois types correspondent au rapport Carbone/Oxygène de l'étoile.

Type M : rapport C/O < 1

Type C : rapport C/O > 1

 

Dans les étoiles de type C, l’oxygène est réduit prioritairement par le carbone : il n'est plus disponible pour former des oxygène métalliques

 

Les étoiles de type S constituent une transition. Leur rapport C/O est presque exactement égal à 1.

 

La séquence M-S-C est considérée comme évolutive.

 

 

2. Le plus souvent vers le maximum de luminosité des raies en émission (essentiellement Hydrogène, mais aussi SiI, FeI, FeII, MnI, [FeII]

 

Exemple : R Boo le 23-05-2011 Phase = 0.022

 

 

Les raies de la série de Balmer de l'hydrogène sont bien visibles, avec une particularité : l’intensité des raies *augmente* avec le numéro d'ordre de la raie (ce qui est contraire à l'apparence habituelle des raies de Balmer, par exemple dans les nébuleuses gazeuses). On dit que le décrément de Balmer est négatif ou inversé.

La raie H epsilon est souvent absente (interaction avec les raies en absorption H et K du Calcium). Pour les raies suivantes, le décrément de Balmer est "normal" : l'intensité des raies diminue avec le n° d'ordre.

 

Pendant longtemps, cette anomalie a été interprétée comme le résultat des absorptions provoquées par le TiO (qui auraient plus affecté les Raies Ha et Hb que Hg et Hd). Cette interprétation a été remise en cause.

On considère que les raies se forment dans la zone de l'onde de choc formée par la pulsation de la Mira et qui se propage dans l'atmosphère à différentes profondeurs , dans un milieu hétérogène au niveau de ses conditions physiques (température, pression, densité). Le modèle est dit NLTE pour non-local thermodynamic equilibrium.

Voilà tout au moins ce que j'en ai compris en première lecture.

 

Les raies évoluent rapidement :

 

R Leo Phase = -0.142

 

R Leo Phase = -0.007

 

Quelques publications présentent des résultats concernant l'évolution des raies d'émission, par exemple, un schéma général issu de Richter et Wood 2001

 

 

Chose étonnante, il n'y a que très peu de résultats publiés. Par exemple le graphique ci dessus correspond à l'étude de 6 Miras seulement avec entre 2 et 6 résultats par étoile.

--- > je pense donc qu'il y a de la place pour les amateurs

 

Complément sur le décrément de Balmer : dans les étoiles de type S et C, on retrouve une décrément "normal" avec Ha>Hb>Hg>Hd en intensité :

 

Chi Cygni - Etoile de type S - le 03-06-2011 - Phase = 0.274

 

RS Cygni - Etoile de type C - le 04-06-2011 - Phase = -0.11

 

3. En haute résolution, on a accès à deux mesures intéressantes :

- vitesse radiale (variable en fonction de la phase)

- profil de raie complexe

A développer

 

4. Les raies en émission ont des comportements variables d'un cycle à l'autre : voir relation avec la courbe de luminosité en intensité aux maxi et mini et en en aspect.

A développer également

 

5. Enfin, last but not least, certaines Miras peuvent présenter des brusques variations de luminosité,dépassant 0.2 mag, à des échelles de temps courtes, de quelques minutes à quelques heures.

Voir par exemple : http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...330..169D

 

Ou encore mais-ccd-spectroscopy.com/SAS%202004%20Proccedings%20Paper.pdf

 

 

Voilà donc, en premier jet.

 

Merci d'abord à Etienne de m'avoir orienté sur ce sujet passionnant

 

Je pense donc qu'il y a un sujet d'étude particulièrement intéressant en spectro amateur, aussi bien en basse qu'en haute résolution, vu le faible nombre de résultats publiés et la variabilité du comportement de certaines miras d'un cycle à l'autre, sans oublier l'aspect variations court-terme

 

Il est d'autant plus intéressant qu'il suppose une collaboration étroite avec nos collègues pratiquant la photométrie,

- d'une part pour l'analyse des résultats (corrélation résultats spectro et courbes de lumière)

- d'autre part par ce qu'il suppose une alerte rapide par les collègues pratiquant la photométrie au cas ou un comportement anormal (profil de la courbe ou variation brutale de luminosité est détecté).

 

Cela suppose de se mettre d'accord sur une liste d'étoiles à suivre parallèlement en photométrie et un spectro.

 

On trouvera un tableur excel donnant la phase des Miras les plus brillantes :

http://www.astronomie-amateur.fr/Documents%20Spectro/EphemeridesMiras.xlsm

Les Miras dont la phase est comprise entre Phase Inf et Phase Sup sont indiquées en vert. Phase Inf et Phase Sup peuvent être modifiées.

 

Sur la feuille 'Ephemeride', on peut calculer la phase pour chaque objet à une date donnée.

 

J'ai pris les éphémérides à partir d'un document AAVSO.

 

Cette liste peut servir de base pour établir une liste de cibles.

 

Il ne reste plus qu'à trouver des amateurs spectro, haute et basse résolution, intéressés à obtenir des résultats plutôt qu'à discuter de la construction de leur dernier spectro ou des avantages comparés des logiciels de traitement

 

Si en plus un professionnel spécialiste des AGB pouvait nous aiguiller de façon à ce que l'on ne redécouvre pas le fil à couper le beurre, ce serait parfait ... !

 

J'ai commencé une page sur les Miras. Il y a encore pas mal de compléments à apporter.

 

http://www.astronomie-amateur.fr/feuilles/Spectroscopie/Miras.html

 

Bien cordialement, en espérant que l'on puisse lancer le projet bientôt

Modifié 27 août 2011 par François Teyssier

[etmo]

Bonjour François,

 

Merci pour ces rappelles sur la composition très diversifiée des atmosphères de Mira. De mon coté je continue ma surveillance dans la bande verte des Miras.

 

La variation sur la valeur des maximas entre chaque cycle n'a toujours pas d'explication probante.

 

Une autre observation m'a troublé également. Au premier coup d'oeil sur la courbe, je croyais voir un mira mais nous ne sommes pas dans les mêmes dimensions et les mêmes périodes.

 

http://www.aavso.org/now-less-mysterious-blazhko-effect-rr-lyrae-variables

 

 

Pourtant, la ressemblance avec mes premières courbes de mira est troublante.

Modifié 28 août 2011 par etmo

[etmo]

Je viens de charger le fichier Excel. je vais ajouter ces étoiles avec un suivie en RVB. Il faut par contre que je modifie un peu mon programme d'observation. Je vais certainement abandonner le suivi des CV en longue période pour augmenter le suivie de ces AGB.

 

Tu as fait aussi ta liste des Symbiotiques à faire en // de la spectro?

 

NOTA : Les 140000 observations c'est pour l'ensemble des mesures. Les longues périodes représentent environ 30%

Modifié 27 août 2011 par etmo

[etmo]

Il ne reste plus qu'à trouver des amateurs spectro, haute et basse résolution, intéressés à obtenir des résultats plutôt qu'à discuter de la construction de leur dernier spectro ou des avantages comparés des logiciels de traitement

 

 

L’éternelle confusion des amateurs « ASTRONOMIE AUTREMENT »

L’astronomie se résume :

· Au bricolage qui est important au début mais me peut pas être le but final sinon ce n’est plus de l’astronomie même si c’est une noble occupation,

· Des belles images, avec souvent les mêmes sujets,

· Et l'éternel balade touristique du ciel profond avec des dosons de plus en plus gros.

Je n'ai rien contre cela quand on débute mais les confirmés oublient au passage que l'astronomie est une science de l'observation qui peu apporter son lot de surprises et des satisfactions intenses quand on se donne la peine d’observer et de découvrir des choses.

De même pour le temps d’observation gaspillé avec les équipements pour la belle image. Cette discipline demande de se déplacer pour aller sous des cieux plus cléments avec à la clef 10 images par ans et encore. L’observation scientifique peu se faire depuis une fenêtre en ville ou encore mieux sur un balcon, surtout avec la liste de Mira que tu as donnée. Il est possible de faire en RVB toutes les étoiles de la saison en une nuit, sans se fatiguer avec un bon automatisme, une lunette, une monture GOTO et un APN type EOS Canon. L’équipement de beaucoup d’astrographe. En résumé : faire de belles images quand vous pouvez et faire autre chose quand vous ne pouvez plus imager.

Modifié 28 août 2011 par etmo

[econseil]

- d'autre part par ce qu'il suppose une alerte rapide par les collègues pratiquant la photométrie au cas ou un comportement anormal (profil de la courbe ou variation brutale de luminosité est détecté).

 

Pour les variations sur une courte période (minutes, heures), je crains qu'on ne soit pas super réactif côté photométrie. Pour ma part, je ne connais le résultat de mes mesures que le lendemain matin.

A moins qu'Etienne calcule en direct (ou léger différé) les magnitudes des objets qu'il observe en time-lapse ...

 

Mais il est toujours possible de se mettre d'accord pour observer la même chose le même soir et de constater a posteriori si quelque chose de spécial a été vu.

 

Bien que j'aie des conditions d'observation compliquées à la maison, la plupart des miras que tu listes me sont accessibles, car hautes dans le ciel pendant de nombreux mois. Je devrais pouvoir les ajouter à ma liste.

[etmo]

Pour les variations sur une courte période (minutes, heures), je crains qu'on ne soit pas super réactif côté photométrie.

 

Avec de bon outils Prism ou Audela c'est possible. Par contre, il faut se spécialisé en faisant que ca, car ça demande d'être présent pour donner l'alerte.

 

L'idéal serait un petit instrument dédié indépendant du spectro mais dans le même observatoire que le spectro.