KUV 18217+6419 et VV_Cep

[etienne bertrand]

Quasar KUV 18217+6419 m=14.2 :

[OIII] est mesurée à 6495A au repos à 5007.A
z = (6495 - 5007) / 5007
z = 0.29718

Merci Robin!

d'ou une vitesse relativiste de :
Vr = c x [((z+1)^2 - 1) / ((z+1)^2 + 1)]
Vr = 299792.458 x [((0.29718 +1)^2 - 1) / ((0.29178+1)^2 + 1)]
Vr = 299792.458 x (0.68267 / 2.68267 )
Vr = 76289.41 km/s

Distance :
D = Vr / Ho
D = 76289.41 / 70
D = 1089.84 Mpc



Synthèse : http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html




Et l'étoile VV Cep :

[Robin Leadbeater]

Hello Etienne,

Tracking the reference given in Simbad for the redshift it seems to come originally from this paper.

http://ukads.nottingham.ac.uk/abs/1992A%26AS...96..389D

IRAS 1821+643 in table 2 and the spectrum shown in fig 2

IRAS1821+643.png (10.27 KiB) Viewed 9359 times

Cheers
Robin

[Robin Leadbeater]

Hi Etienne,

The Balmer lines from the Seyfert galaxy core are the broad lines at ~5650 (H gamma), 6300 (H beta), not the narrow (nebular? ) line at 6495 (redshifted O[III] perhaps?)

Cheers
Robin

[etienne bertrand]

Bonjour Robin,

Tu as tout à fait raison j'ai interverti la raie [OIII] et Hbeta !! peut être le manque de sommeil...
Avec [OIII] à 5007A je trouve 0.2972

[etienne bertrand]

En voulant tenter une nouvelle seyfert, je me suis trompé et j'ai refait cette galaxie déjà acquise en 2016 ! Zut !
En superposant les spectres (celui de 2016 et de 2017) il apparaît une diminution du flux des raies [OIII]. Ça me rappelle un conseil que m'avait donné François Tessier en me disant de comparer les spectres pour voir si ça évoluait... Grace à cette erreur, je peux le faire, et effectivement ça évolue .
Quel est la cause de cette variation ?

(galaxie à 3.4 milliards d'années-lumière (regard en arrière). C'est quand même sympa de travailler sur des objets aussi loin !

[etienne bertrand]

[JP Nougayrede]

Salut Etienne,

Très intéressant ton suivi de cette Seyfert. On voit bien qu'il y a deux régions émettrices de raies, avec la raie de Balmer Hb large (=haute densité et vélocité) et la raie [OIII] fine (=région plus calme et moins dense). Les régions des raies larges des Seyferts, proche du trou noir central sont connus pour varier en quelques jours ou semaines. Par contre, la région [OIII] est beaucoup plus grande, et ne devrait donc pas montrer de variabilité sur une échelle de temps de l'ordre de dizaines d'années. Voir par exemple : https://www.eso.org/sci/publications/me ... -28-31.pdf . Peut être que ton spectre de 2016 qui montre une raie [OIII] plus fine/haute avait une mise au point plus sharp que les deux autres ? Dans le papier ci dessus les auteurs corrigent leur spectres en normalisant sur les raies [OIII], je ne sais pas si c'est possible avec nos outils. Il y a peut être une petite variation dans la raie Hb large dans tes spectres 2017-18, ca serait le signe de la variabilité de la région proche du trou noir central : o )

Jp