Pro-am publication and astrosphysics tools

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Postby Benjamin Mauclaire » Fri Nov 09, 2018 5:52 pm

Hello,

During RCE workshop in Paris last week, I presented two speachs which I share with you:

- La publication scientifique par les amateurs : une aventure de chercheurs:
http://wsdiscovery.free.fr/astronomie/publications/spectro/rrlyr_research_rce_2018.pdf
- L'exploitation astrophysique des spectres : des outils innovants:
http://wsdiscovery.free.fr/astronomie/publications/spectro/spectro_astrophysics_rce_2018.pdf

Other past speachs are available here:
http://wsdiscovery.free.fr/astronomie/p ... html#confs

Benjamin
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Re: Pro-am publication and astrosphysics tools

Postby etienne bertrand » Sat Nov 10, 2018 10:00 am

BRAVO et Merci Benji pour cette superbe présentation et ces résultats !!

Pour les étoiles à suivre, tu penses qu'il faut les étudier sur plusieurs années ? Comment ça se passe ?
Je penses à X Cyg que l'on a suivit cet été et il y aurait aussi BW Vul que l'on peut suivre pas trop loin ?
Sur BW Vul qui a une période très rapide de 4.5h il faut faire des poses de 600s ? Des cycles entiers ont ils été déjà fait ?

L'hiver y aurait il des étoiles à suivre ?
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Re: Pro-am publication and astrosphysics tools

Postby Benjamin Mauclaire » Sat Nov 10, 2018 5:53 pm

Merci Etienne.
Pour l'instant on se concentre sur RR Lyr, BW Vul est un autre sujet.
Pour la suite sur X Cyg il faut d'abord procéder à l'analyse quantitative des données avant d'aller plus loin.
Malheureusement les étoiles pulsantes suffisamment brillantes sont visibles l'été.
Pour cet hiver j'ai un autre projet en cours d'élaboration.

Benji
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Re: Pro-am publication and astrosphysics tools

Postby James Ley » Wed Nov 14, 2018 9:00 pm

Félicitations Benjamin,
J'ai aimé lire votre article. J'ai également apprécié cet article de Gillet et al. parce qu'il comparait les émissions dans les étoiles de RR Lyrae aux émissions dans d'autres étoiles pulsantes.

https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2 ... 938-13.pdf

Je pense que les variables Mira, les variables semi-réguliers et d'autres variables de longue période sont plus appropriées à ma spectroscopie à basse résolution. Je serais heureux si, sur la base de votre expérience des variables RR Lyrae, vous pouviez donner des conseils pour observer des étoiles pulsantes à plus longue période.

J’ai une question sur votre article. Je suis curieux de savoir pourquoi vous semblez utiliser une gravité constante pour les étoiles RR Lyrae (~ 250 cm s-2), alors que vous citez l’article de Fossati et al. et ils disent que log g varie avec la phase. Au moment de la troisième apparition, je penserais que la gravité de surface (photosphérique) serait proche de sa valeur minimale.
Cordialement,
Jim
Shelyak Alpy 600 (spectroscope, guiding module and calibration module) | GSO 6" f/6 | Orion Atlas Pro | ZWO ASI178MM-Cool (mono) | ZWO ASI290 Mini (mono)
"think like a photon" -- Steve Shore
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Re: Pro-am publication and astrosphysics tools

Postby Benjamin Mauclaire » Wed Dec 05, 2018 1:06 am

Bonjour Jim,

Merci. Nous avons en effet souhaité que notre article soit aussi pédagogique que possible pour ouvrir sa lecture au plus grand nombre, a fortiori parcequ'il a ete realise enetre autre pas des amateurs.

- Les varaibles Mira :
Les spectres de Gillet et al. AA 565 2014 utilises dans la fig 1 sont en haute resolution (HR) pour des etoiles peu limineuses : X Ari : MagV=9-10 et P=15h. Donc poses unitaires de 30 mins pour les time series par exemple. La HR est necessaire pour effectuer l'etude des pulsations ici avec des mesures de vitesse de la raie etudiee.
Or les varibles Mira longue periode, par exemple Mira voit sa magnitude atteindre 10. Donc, là cela se corse.
En passant en basse resolution (BR), le flux serait suffisant mais pas la resolution necessaire a l'etude. Donc cibles difficiles d'etude si l'on a pas un gros telescope.
Cependant, reste la periode (Mira ~333 j) qui laisse la possibilite de poser bien plus longtemps ici. Genre chaque point coutant 2 h cumulees et etales sur 2 ou 3 ans...
Faudra etre patient avant de voir d'eventuelles nouveautes dans les resultats.

- Valeur de g :
g* comme note dans notre article est la gravité pour le rayon R* moyen photospherique (g*=GMtot/R*^2). C'est en effet un g* moyen car lors des pulsations de RR Lyr, DeltaR*/R*=17% (modele RR41 de Fokin et al 1997). Donc g* varirait moins que ce taux.
Mais comme g* dépend de la masse et que la majorité de celle-ci se trouve dans le coeur de l'étoile, la contribution de la phostosphère est négligeable ainsi que sa variation lors des pulsations.
Cependant, il faut avoir a l'esprit que Fossati et al. 2014 decrivent l'atmosphere a l'aide de modeles de plusieurs couches statiques qui ne tiennent pas compte des important gradients de vitesse presents dans l'etoile pulsante.
De plus, Fossati et al. obtiennent les varleurs de log g en imposant l'equilibre d'ionisation de Fe.
Cela fait pas mal de contraintes pour decrire les phenomenes, mais on fait avec ce que l'on a.

Enfin, la 3e emission apparait dans la haute atmosphere lors de la fin du mouvement balistique de l'atmosphere : la rencontre de l'onde de choc avec la couche descendante du cycle precedent cree danz une zone les conditions de formation (pression, temperature) de la 3e emission vers phi=0.3, c'est-a-dire avant que l'atmosphere atteigne son diametre maximal (phi~0.5).
Ceci est conforte parla conclusion de Fossati 2014 :
Determining the effective gravity log g is not straightforward,
particularly for RR Lyr, as a consequence of line profile varia-
tions due to pulsation and because of non-LTE effects. From the
non-detection of variations in the ionisation equilibrium along the
pulsation cycle *** we estimate that log g variations are small, within
0.1***
.

Benji
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