François Teyssier
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1 François Teyssier
2 Etoiles Symbiotiques Classification spectrale Bref historique Modèle d une symbiotique classique Formation du spectre Outburst Miras Symbiotiques Recombinaison Recombinaison Excitation collisionnelle Formation du continuum Outburst symbiotique classique Novae symbiotiques Novae récurrentes symbiotiques Contribution des amateurs
3 Classification spectrale Séquence principale O B A F G K M 3 K 1 K 75 K 6 K 52 K 37 K 16 M 2.1 M 1.4 M 1.4 M.8 M.45 M 6.6 R 1.8 R 1.4 R 1.15 R.96 R.7 R 3 L 25 M 5 M 1.5 M.6 M.8 M
4 Classification spectrale O B A F G M
5 Classification spectrale Supernovae Nébuleuse planétaire AGB Géante Rouge Naine Blanche 3 M 8 M 1 M
6 Classification spectrale : étoiles inclassables Merrill, 1919 R Aqr, l ornithorynque : «un spectre très particulier» Emission Ha Hb N 1 N 2 Pseudo-continuum ~M6III Bandes absorption TiO N 1 N 2 : raies «interdites» O 2+ [O III] 57, 4959 Å
7 Classification spectrale : étoiles à spectre composite Merrill, 1932 CI Cyg RW Hya AX Per
8 Etoiles symbiotiques Merrill, 1958 Z And Prototype dans GCVS
9 Etoiles symbiotiques : Définition Caractéristique : Spectre composite Catalogue Belczinski & al., 2 1.Présence de bandes d'absorption caractéristiques d'une géante de type tardif (late-type giant), parmi lesquelles TiO, H2O, CO, CN, VO ainsi que des lignes d'absorption telles que CaI, CaII, FeI, NaI 2. Présence de fortes raies d'émission HI, HeI et - raies d'émission d'ions tels [OIII] (potentiel d'ionisation > 35 ev) - [ ] 2a Raies émission forte énergie He II, [O III] 2 Raies émission HI, He I 1 Continuum géante rouge Bandes absorption TiO
10 Etoiles symbiotiques : Etoiles binaires en interaction 1 K 3 K 1 L Symbiotiques Systèmes binaires composés d étoiles de forte luminosité dont les températures sont très différentes
11 Modèle étoile symbiotique classique Rayonnement UV L = 1 L L = 1 46 photons/s Ionisation H + He + He 2+ Nébuleuse Te = 15 K Matière solaire Ne= 1 8 cm -3 M = 1-6 M d = 1-5 U.A. 3 km.s -1 Géante Rouge Vent Stellaire M = M /an 3 km.s -1 M = 1-7 M /an R = 1 R M= 1 M Accrétion 35 K L = 1 L Naine Blanche 1 K R =.1 R M =.6 M d = 1 U.A. L= 1 L P 4-1 jours V orb ~ 5 km.s -1
12 Géante Rouge 1% des étoiles du catalogue BSC Enveloppe extérieure Hydrogène En extension, froide Enveloppe Hydrogène En combustion Cœur Hélium en contraction Pression de radiation BH AGB Géante rouge 1 1 R 1 L T K
13 Géante Rouge Séquence spectrale Géantes MIII M8 M7 M6 M5 M4 M3 M2 M1 M Spectres synthétiques. Fluckes
14 Géante Rouge R Lyr M5III
15 Géante Rouge Van Belle & al. (1999) Mesures interférométriques du rayon de géantes et supergéantes rouge Température (K) Rayon (R ) K K1 K2 K3 K4 K5 M M1 M2 M3 M4 M5 M6 M7 M Régressions : Température Rayon T = -19. ST K R = ^(.96. ST) ST = type spectral : K =.. M8 = 14
16 Géante Rouge Luminosité L = 4 p R 2 s T 4 s : constante de Stefan-Boltzmann L = (R/R ) 2 s (T/577) K K1 K2 K3 K4 K5 M M1 M2 M3 M4 M5 M6 M7 M8
17 Géante Rouge Perte de masse Reimers (1975) Vitesse du vent stellaire Lamers & Cassinelli (1999) M = ηr (L R )/(M ) hr : 1/3 à 3 selon le type d étoile L * R * M * exprimés en M M en M / an L * R * / M * ~ 1 M ~ 1-8 M / an v (r) ~ v ((1 -R )/r)^β v (km.s -1 ) 3. b = b = 1 b = Hot Cold M ~ 1 22 kg / an M ~ 1/1 masse terrestre/ an Distance r en R* Vr = vitesse à la distance r exprimée en rayons de l étoile V = vitesse maximale (asymptotique) R* = rayon de l étoile b = facteur
18 Géante Rouge Distribution du type spectral Géante rouge des symbiotique de type plus tardif = condition du phénomène symbiotique Perte de masse plus élevée M M1 M2 M3 M4 M5 M6 M7 M8 Simples Symbiotiques [Mürset & Schmid, 1999] Keyes 24 AG Dra < K4 AG Peg M1.7 III EG And M2.4 III BF Cyg M4.2 III T CrB M4.4 Ib-II Z And M4.4 III AX Per M4.8 III CI Cyg M4.8 III V443 Her M4.9 III Classification Spectrale Etoile froide Keyes 24 Mürset 1999 Kenyon 1987
19 Naine Blanche Naine blanche Stade ultime de l évolution des étoiles de masse < 1 M Nébuleuse planétaire Absence de réactions thermonucléaires Matière condensée En refroidissement (1 K ) Géante rouge Plusieurs types en fonction de la masse initiale de l étoile Type Principaux constituants Masse initiale Masse finale C O Carbone Oxygène < 9 M < 1.1 M Naine blanche O Ne Oxygène Néon 9 M < M < 11 M He Hélium Valeurs approximatives Voir Doherty & al., 21 Masse moyenne =,6 M Si M > 1,4 M : effondrement de type supernova Ia (limite de Chandrasekar) F. Teyssier RCE Novembre 214
20 Naine Blanche Naines blanches R =,126 2 Me M M M Ch M Rayon 1. M M Densité Gravité Quelques grandeurs caractéristiques en fonction de la masse de la naine blanche exprimée en masses solaires F. Teyssier RCE Novembre 216
21 Naine Blanche Réactions thermonucléaires stables dans l enveloppe de matière non dégénérée (Novae : réactions explosives dans une enveloppe dégénérée avec éjection d une partie de l enveloppe) Accrétion (M /an).6 M Accrétion M = 1-7 M /an T >>1 6 K 8.E-7 7.E-7 max 6.E-7 5.E-7 4.E-7 3.E-7 2.E-7 1.E-7 Expansion Enveloppe min Combustion Steady hydrogen burning Nova.E Masse naine blanche (M ) Taux d accrétion minimum: Iben, 22 M = 1, M /an. Mwd 3.57 Taux d accrétion maximum Paczysnski, 197 Max = M /an. (Mwd-,522M ) Note : modèles simples Luminosité, Twd
22 Composant chaud : Naine blanche + Enveloppe Forte dispersion T [K] R [R ] L [L ] Date EG And Oct. 82 AX Per Oct. 84 AG Dra Jun. 83 CI Cyg Aug. 83 Z And Sep. 84 YY Her Aug. 8 Mürset 1991 Variabilité importante Z And T [K] L [L ] Date F. Teyssier RCE Novembre 216
23 Taux d accrétion à la surface de la naine blanche Lobes de Roche M 1 /M 2 = 2
24 Taux d accrétion à la surface de la naine blanche L1 Etoile rouge remplit son lobe de Roche Accrétion ~ Perte de masse de la géante En règle générale : ce n est pas le cas des symbiotiques Photométrie : variations ellipsoïdales Naine Blanche M =.6 M Géante rouge M = 1 M Etoile rouge ne remplit pas son lobe de Roche Accrétion ~ 1-1 % de la Perte de masse de la géante [Bondi & Hoyle] L1 Insuffisant pour maintenir la combustion de la matière accrétée dans l enveloppe de la naine blanche
25 Taux d accrétion à la surface de la naine blanche L1 Le vent émis par la Géante Rouge est canalisé par le lobe de Roche Naine Blanche M =.6 M L1 Géante rouge M =.6 M Wind Roche-lobe overflow WRLOF Wind Compression Model WCM
26 Formation du spectre H I.P. = 13.6 ev Recombinaison Etat fondamental E n = ev / n 2 E [ev] e bound - lié n = n = 4 n = 3 n = 2 Niveau fondamental n = 1 H +
27 H Etat fondamental Ionisation H H + + e - E [ev] e E n = ev / n 2 n = n = 4 n = 3 n = 2 bound - lié n = E [ev] E > 13.6 ev l < 912 Å e - free - libre n = n = 4 n = 3 n = 2 n = 1 v H + H +
28 H Etat fondamental E n = ev / n 2 Ionisation H H + + e - Recombinaison H + + e - H E [ev] e n = n = 4 n = 3 n = 2 bound - lié n = 1 E [ev] E > 13.6 ev l < 912 Å free - libre n = n = 4 n = 3 n = 2 E [ev] n = n = 4 n = 3 n = e - n = n = e - E l Formation du continuum H + H + H +
29 H Etat fondamental Ionisation H H + + e - Recombinaison H + + e - H Cascade E n = ev / n 2 E [ev] e n = n = 4 n = 3 n = 2 bound - lié n = 1 E [ev] E > 13.6 ev l < 912 Å free - libre n = n = 4 n = 3 n = 2 E [ev] n = E [ev] n = 4 n = 3 E = 1.9 ev l = Å n = e - n = n = n = 1 e - E l n = 4 n = 3 n = e - n = H + H + H + H +
30 H Durée très courte de présence sur chaque niveau excité (1-8 s) - Cascade de transitions produisant chacune un photon - Atome dans son état fondamental (n=1) Les photons émis dans le domaine «visible» du spectre sont ceux qui arrivent sur le niveau 2 = Série de Balmer (6563 à 3 Å) Energie ionisation = 13.6 ev Hg E = 2.9 ev l = 434 Å E [ev] E n = ev / n 2 n = n = 4 n = 3 n = 2 n = Hb Ha E = 2.6 ev l = 486 Å E = 1.9 ev l = 6563 Å H +
31 H Durée très courte de présence sur chaque niveau excité (1-8 s) - Cascade de transitions produisant chacune un photon - Atome dans son état fondamental (n=1) Les photons émis dans le domaine «visible» du spectre sont ceux qui arrivent sur le niveau 2 = Série de Balmer (6563 à 3 Å) Energie ionisation = 13.6 ev Hg E = 2.9 ev l = 434 Å E [ev] E n = ev / n 2 n = n = 4 n = 3 n = 2 n = Hb Ha La n = 1 E = 2.6 ev l = 486 Å E = 1.9 ev l = 6563 Å l = 1215 Å t ~ t > H +
32 Intensity Planck : distribution d énergie émise par un corps noir Wavelength [Å]
33 Intensity Planck : distribution d énergie émise par un corps noir Å T* = 125 K Wavelength [Å] Photons ayant un énergie suffisante pour ioniser H
34 Photoionisation Proportion atomes ionisés par unité de volume Nombre Atomes/volume * Flux de photons ionisants * Section transversale l a n a n 7.E-18 6.E-18 5.E-18 cm 2 4.E-18 3.E-18 l = 912 Å a n = cm 2 r n = 2.83 Å (r H =.53 Å) H r n 2.E-18 1.E-18.E r n Å 2. Section transversale (Cross section) a λ = a λ. λ λ Å Longueur d onde l [Å]
35 Moodèles ionisation Sphère de Strömgren X =.1 H H + X =.5 Radio survey of symbiotic stars Seaquist, Taylor, Button 1984 H + + H + X = 4πaL α m H v M 2 X = 1. a = séparation L = luminosité des photons ionisants V = vitesse vent stellaire M = Perte de masse de la géante a = 3 AU L = 1 46 photons/seconde V = 1 km.s -1 M = 1-7 M /an X = 1.5 H + + H + X = 1 H + + H +
36 Thermalisation des électrons Distribution des électrons après ionisation (exprimé en ev) Distribution des photons du rayonnement ionisant (exprimé en ev) 13.6 ev T = 125 K ev 912 Å 248 Å 124 Å = une proportion importante des électrons libres possèdent une énergie suffisante pour ioniser H E(max) ~ 3 ev V moyenne ~ 3 km.s -1 Longueur d onde
37 Thermalisation des électrons Plasma créé par l ionisation Très forte interaction entre les électrons E 2 = ½ v 2 2 E 1 = ½ v 1 2 b b v 2 < v 1 s = p b 2 s = 1-13 cm -2 Section efficace ~ 1 x section efficace de l ionisation Thermalisation très rapide
38 Thermalisation des électrons p(e,t) p(e,t) Distribution de l énergie des électrons après thermalisation Distribution maxwellienne Te = 2 K Energy [ev] Te = 2 K Energy [ev] Après ionisation Après thermalisation Énergie insuffisante pour ioniser H Distribution d énergie restituée au rayonnement lors de la recombinaison
39 Recombinaison : contribution au continuum Recombinaison d électrons possédant une faible énergie après thermalisation Coefficient d émission continue Longueur d onde (Å)
40 Formation du continuum CI Cygni
41 Formation du continuum CI Cygni Comparaison avec spectre M5III (Fluckes)
42 Ionisation: contribution au continuum CI Cygni Spectre M5III (Fluckes) + Recombinaison H (15 K)
43 Ionisation: contribution au continuum CI Cygni Spectre M5III (Fluckes) + Recombinaison H (15 K) + Hot Star (125 K)
44 Ionisation: contribution au continuum CI Cygni Soustraction du spectre composite (M5III+Continuum 15 K + Hot Star 125K) Mesure des raies (intensités)
45 Reconstitution du spectre composite A. Skopal in ARAS Eruptive Stars Information Letter n Spectre Géante Nébuleuse Composant Chaud Continuum composite Spectre U. Sollecchia
46 Ionisation: contribution au continuum Effet doppler v = 1 km.s -1 H e : n3 n2 v = -1 km.s -1 Ha Å Ha Å Ha Å Longueur d onde au repos Décalage vers le bleu La vitesse relative d une particule émettant un photon Modifie la longueur d onde du photon Décalage vers le rouge v (km.s -1 ) l (Å)
47 Profil des raies Em1 Em2 Abs1
48 Profil des raies v = 5 km.s v = 8 km.s Em1 Em1 Em2 Em2 Abs1 Abs1 blend (Excel) v = 35 km.s -1
49 Profil des raies : variations orbitales Modèle EG And H H + L = 16 L Porb= d d = 1-5 U.A. e ~ Vent Stellaire Nébuleuse M = M /an Te = 15 K Matière solaire 5 km.s -1 N = 1 8 cm -3 M = 1-6 M Géante Rouge M2.4 III Accrétion 37 K M = 1-8 M /an R = 75 R Naine Blanche 75 K R =.18 R M =.4 (.1) M Vr = -11 km.s -1 E B-V =.5 d = 4.2 RG d = 1.5 U.A. M= 1.5 (.6) M L = 95 L
50 EG And
51 EG And Série temporelle Ha Emission Absorption Phase =
52 EG And Série temporelle Ha Phase =.24 Emission Absorption Profondeur optique Optical deepth
53 EG And Série temporelle Ha Phase =.45 Absorption Emission
54 EG And Série temporelle Ha Phase =.78 Emission Absorption
55 EG And Série temporelle Ha Phase =.24 Phase =.45 Phase =.78 Epaisseur optique Emission Absorption Phase = Note Profile f(.78) f(.24)
56 EG And Série temporelle Ha He I au Note Anticorrélation
57 EG And Série temporelle Ha H-alpha line profiles Ivison et al. (1994, A&AS, 13, 21). Spectres F. Teyssier Analyse : A. Skopal
58 Helium He 1 ère ionisation 2 ème ionisation Etat fondamental Spins opposés He He + + e He + I.P. = 24.6 ev I.P. = 54.4 ev He ++ + e n = 1 n = 1 n = 1 He He + He ++ He I He II
59 Helium He II He Recombinaison inf s s 7s Å 5s s Å 5411 Å 3s Å 5411 Å Å Å 4 2s 4.81
60 Helium He II Evaluation de la température Du composant chaud T* CI Cygni _ Température Hot Component T 4 = K 1/ K = 2.22 F(He II 4686)/[4.16 F Hb F He I 4471 ] T 4 = T / 1 K ~. 53 F(He II 4686)/ F Hb Spectres R = 1 F. Teyssier D. Boyd J. Guarro 15 1 Température Hot Component [ K ] Phase orbitale P = jours [Fekel & al., 2]
61 Helium He I Recombinaison He + + e He E l E l n = 2 n = 2 n = 2 ou He n = 1 n = 1 n = 1 Singulet (singlet) Triplet (singlet)
62 Helium Diagramme de Grotrian HeI singlets et triplets Principales raies He I dans le domaine visible 1/4 3/4 2s
63 Hélium He I 4471 Å 4713Å 5875Å 765 Å 4437 Å 4921Å 516 Å 678 Å Singlets Transition l (Å) 4s 2p d 2p p 2s 515 3d 2p 6678 Triplets Transition l (Å) 4d 2p s 2p d 2p s 2p 765
64 Hélium He I I(6678) I(5876) I(765) I(5876) Z And BF Cyg CI Cyg AG Dra V443 Her AG Peg AX Per Proga & al., 1994 CI Cygni He I 5876 / HeI He I 5876 / He I Symbiotiques classiques : r >.5 Mesure de la densité électronique Phase orbitale Siviero & Munari, 23 Proga & al., 1994 Schmid, 1989 Osterbrock, 1989
65 Raies excitées par collision «Raies interdites» = raies excitées par collision [O III] O 2+ Probabilité de transition A 21 =.2 s -1 Durée = 5 s ev Niveaux métastables Collision Transfert d énergie Excitation Désexcitation Emission photon 6 6 ev ev 6 ev ~ 2.68 ev e - e ~ 2.48 ev E1 2 1 V e - E2 V [OIII] E = 2.48 ev l = 57 Å e - e - E1 = ½ m v 1 2 E1 E2= ½ m (v 12 -v 22 ) E1 E2 = 2.48 ev E2 = ½ m v 2 2 Présence très longue de l électron sur le niveau métastable Dans les conditions habituelles de densités connues sur Terre, un électron occupant ce niveau est très rapidement arraché de ce niveau par interaction avec les autres constituants Transition impossible «Raie interdite»
66 Raies excitées par collision «Raies interdites» = raies excitées par collision [O III] O 2+ 6 Raie aurorale 5 4 l 4363 Å A 21 = 1.78 s -1 T =.6 sec Te = 3, ln( ROIII )/8, l 57 Å A 21 =.196 s -1 T = 51 sec R OIII = I 57 + I5959 I 4363 Raies nébulaires 1 l 4959 Å A 21 =.674 s -1 T = 148 sec A 21 = probabilité de transition
67 Raies excitées par collision [OIII 4363] [OIII 4959] [OIII 57] V471 Per : symbiotique jaune (Géante K) Raies [O III] intenses
68 Raies excitées par collision Relation empirique Température composant chaud Th = Xi * 1 Th = température en K Xi = potentiel ionisation le plus élevé (en ev) Mürset & Nussbaumer, 1994 Raie Th H I 15 He I 25 He II [O III] 55 [Fe VII] 125 O VI 14
69 Raies excitées par collision Densité critique Pour Te = 1 K Raie Densité (cm -3 ) [O I] [O I] [O III] [O III] [O III]
70 Raman OVI OVI l132 OVI l136 l6825 l782 l6825 Raman scattering doublet OVI par Hydrogène neutre Schmid p l782 2s Raies caractéristiques des symbiotiques 1s 1.Présence de bandes d'absorption caractéristiques d'une géante de type tardif (late-type giant), parmi lesquelles TiO, H2O, CO, CN, VO ainsi que des lignes d'absorption telles que CaI, CaII, FeI, NaI 2. Présence de fortes raies d'émission HI, HeI et - raies d'émission d'ions tels [OIII] (potentiel d'ionisation > 35 ev) - [ ] 3. La présence d'une bande lambda = 6825, même si les bandes de l'étoile froide n'apparaissent pas.
71 Symbiotique classique : CI Cygni [Fe VII] 5721 He I 5876 [Fe VII] 687 He I 6678 He I 6678 Ha Hb Hd Hg He II
72 Symbiotique classique : CI Cygni
73 Variations orbitales : CI Cygni CI Cyg f =.12 f =.57 E = P = jours Fekel & al., 2 Spectres eshel F. Teyssier
74 Variations orbitales : CI Cygni Variations orbitales Activité Suivi sur +++ orbites
75 Variations orbitales : V1329 Cyg par David Boyd
76 Géante jaune (K) : AG Dra
77 Géante carbonée : NQ Gem
78 Type S («star») 8 % des symbiotiques Géante rouge normale Période orbitale de 2 à 8 j 2 types de symbiotiques Type D («dust») 2 % des symbiotiques Géante rouge de type Mira Période orbitale de jours Nuage de poussières caractéristique dans l infrarouge
79 Mira Symbiotique R Aqr
80 3 types d outbursts Type Z And ou outburst de symbiotique classique Z And, CI Cyg 1 ans 1 ans Outbursts d amplitude moyenne (2-3 mags) parfois en série, espacés de périodes calmes Novae Symbiotiques AG Peg, V116 Cyg, HM Sge Phénomène de type nova (très lente) s étendant sur des décennies Novae Récurrentes de type symbiotique RS Oph, T CrB Phénomène de type nova se reproduisant à des échelles de temps de l ordre de la décennie 6 mois Rem : certaines symbiotiques n ont jamais présenté d outbursts d autres sont considérées comme étant en outburst permanent EG And V443 Her UV Aur V694 Mon
81 Outburst AX Per AX Per Courbe de luminosité V+Vis AAVSO (17 observations) Eclipses
82 Outburst AX Per AX Per (V) V V 12.5 Eclipse AX Per Etat calme D Boyd R = 1 (LISA) He II He I He I He I [O III] [Fe VII] [Fe VII]
83 Outburst AX Per AX Per (V) Bandes absorption TiO Intensité des émissions Raies de forte ionisation - Diminution de la température composant chaud ou rayonnement UV masqué - Augmentation du volume ionisé de la nébuleuse
84 Outburst AX Per Un modèle Formation d un disque d accrétion = M /an Nébuleuse Te = 15 K N = cm -3 d = 1-5 U.A. 32 km.s -1 Vent Stellaire M = M /an H H + H + He 2+ 2 km.s -1 Géante Rouge M4.5 III 34 K Naine Blanche 11 K R =.18 R M =.4 (.1) M L = 314 L d = 3.6 RG d = U.A. Vr = -11 km.s -1 E B-V =.24 R = 115 R M= 1. M L = 95 L P = 68 jours
85 Outbursts symbiotiques AG Peg AG Peg (V) Many groups, including amateur astronomers 3, have made spectroscopic observations of AG Peg over its outburst. These observations show strong emission lines, including the Balmer series plus He I (6678) and He II (4686), [O III] (4363) and the O vi emission band at 6825 Å, which is due to Raman scattering. A full analysis of the optical spectra made over the course of the outburst is beyond the scope of this work, but we were able to estimate the effective temperature of the ionizing source using the He II (4686) and Hβ lines and the formula of Iijima (1981) (quoted in Sokoloski et al. 26) which derives the effective temperature using the equivalent width (EW) of these lines (we ignore the He I (4471) line since it is much weaker than He II and Hβ). We used spectra taken by amateur astronomers 4 which covered the He II (4686) and Hβ lines to derive their EW (we estimated that the error on the EW measurements was 1 percent by making a number of measurements of the same line).
86 Outbursts symbiotiques AG Peg 215
87 Outbursts symbiotiques AG Peg 215
88 Outbursts symbiotiques AG Peg 215 EW AG Peg (V) Raman OVI 683 [Fe VII] F. Teyssier M. Fujii J. Guarro O. Garde K. Graham T. Lester V. Bouttard T. Lemoult U. Sollecchia J. Montier D. Boyd JD
89 Outbursts symbiotiques AG Peg AG Peg (V) En cours de publication
90 Novae Symbiotiques NOVAE NOVAE Classiques (+++1) NOVAE Rapide à Lentes NOVAE Très lentes Symbiotiques U Sco type Symbiotiques S Symbiotiques D AG Peg RT Ser V1329 Cyg PU Vul RR Tel V211 Oph V116 Cyg HM Sge RX Pup (4) (5) NOVAE Récurrentes (1) T Pyx type T CrB type Symbiotques T CRB RS Oph V745 Sco V398 Sgr (4) Références Allen 198 Mürset & Nussbaumer 1994 Munari 1997 Mikolajewska 21
91 Novae Symbiotiques PU Vul magnitude magnitude AAVSO V + Vis. LightCurve Variations orbitales AAVSO V
92 Novae Symbiotiques PU Vul Evolution of the Symbiotic Nova PU Vul Kato & al., 212 Température [K] Rayon Hot Star [R ]
93 Novae Symbiotiques PU Vul
94 Novae Symbiotiques V116 Cyg
95 Novae Symbiotiques V116 Cyg [OIII] intenses
96 Novae Récurrentes Symbiotiques TCrB magnitude V T CrB Eruptions ? Outburst secondaire 9 Pré-Outburst
97 Novae Récurrentes Symbiotiques T CrB Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 462, Issue 3, p S. Charbonnel F. Teyssier C. Buil T. Lester C. Revol JP Masviel J. Montier D. Boyd J. Guarro K. Graham M. Rodriguez P. Somogyi O. Garde P. Berardi D. Li V. Bouttard Spectroscopic observations were obtained from the Astronomical Ring for Access to Spectroscopy database (ARAS). A log of observations is presented in Table A1. The data include mainly low resolution spectra covering a wide spectral range. Voir aussi : The 215 super-active state of recurrent nova T CrB and the long term evolution after the 1946 outburst Munari & al., 216
98 Novae Récurrentes Symbiotiques T CrB Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 462, Issue 3, p Voir aussi : The 215 super-active state of recurrent nova T CrB and the long term evolution after the 1946 outburst Munari & al., 216
99 Novae Récurrentes Symbiotiques T CrB Log scale He II [O III] He I He I
100 Novae Récurrentes Symbiotiques T CrB TCrB H alpha TCrB HeI 5876 TCrB HeI 5876 TCrB HeII 4686
101 Novae Récurrentes Symbiotiques T CrB 6 H alpha - EW H beta - EW He II 4686 EW He I 5876 EW Blue : mesures publiées (Iilieczki & al., 216) Vert : mesures ARAS 216
102 A poursuivre Merrill, 1958
103 Etoiles Symbiotiques Spectro1 SySt.html Lettre information Eruptive stars information letter Seul livre existant Réédition en 28 de l édition 1986, sans mise à jour
104 Merci pour votre attention
INTRODUCTION À LA SPECTROSCOPIE
INTRODUCTION À LA SPECTROSCOPIE Table des matières 1 Introduction : 2 2 Comment obtenir un spectre? : 2 2.1 Étaller la lumière :...................................... 2 2.2 Quelques montages possibles
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Chapitre 02 La lumière des étoiles. I- Lumière monochromatique et lumière polychromatique. )- Expérience de Newton (642 727). 2)- Expérience avec la lumière émise par un Laser. 3)- Radiation et longueur
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