Difference: MAJSimbad (173 vs. 174)
Revision 1742024-03-05 - CatherineBrunet
Sommaire* Les commandes de base :Survol des commandes de base Utilisation de la commande "Help" Utilisation de la commande "Merge" Utilisation de la commande "Copy" Utilisation de la commande "Locks" Lancement d'un script dans la mise à jour * Entrée des données fondamentales (DF) : Creation ou ajout d'identificateur Modification de l'identificateur principal (pour les astronomes) Ajout d'une référence avec poids et flags Ajout de coordonnées (précisions sur les longueurs d'onde) Ajout de types d'objets secondaires ou changement du type d'objet principal Les magnitudes Les redshifts, vitesses radiales et cz La VLSR Le type spectral d'une étoile Le type morphologique d'une galaxie Le mouvement propre d'une étoile La parallaxe d'une étoile La dimension géométrique d'un objet étendu Ajout de liens hiérarchiques Lien hiérarchique avec un VIRTUAL PARENT Les différents types de notes * Entrée des mesures (data) : Informations générales La distance héliocentrique Le diamètre stellaire La métallicité Fe/H (ainsi que Teff et log.g) Le type spectral La vitesse (z, HRV, cz ou vlsr) : velocities La parallaxe Le mouvement propre La vitesse rotationnelle vsini La période et l'amplitude pour les étoiles variables Ancienne mesure de la vitesse radiale stellaire (oRV) en km/s -- voir velocities Ancienne mesure des vitesses radiales d'objets étendus (RVel) -- voir velocities Ancienne mesure du redshift -- voir velocities Entrée des 11 couleurs, mag UBVRIJKLMNH Johnson Entrée de l'index de couleur b-y Autres mesures Commandes de Mise à jour* Commandes de base:'H' ou 'Help' : affiche l'aide sur une commande ou une option 'O' ou 'Obj' : interrogation d'un objet (ou expression regulière donnant plusieurs objets) 'COO ra dec [radius [d|m|s]] [ICRS|FK4|FK5|GAL|SGAL|ECL] [equi [epoch]]]' : interrogation par coordonnées avec éventuellement un rayon 'B' ou 'Bib' ou 'Ref' : interrogation d'une référence via son bibcode 'simbo' : liste les objets attachés à une référence 'simbib -a ' : suivi du début d'un nom d'auteur en majuscule permet d'afficher tous les auteurs correspondants dans Simbad 'L' : lister'ref > A|C|S|L Title | Last page | Author | Erratum | Com{ Dic | Ref flags | Files | Travail } | Notes | Doi' 'obj > A|C|S|L Otype | Coord | Pm | plX | Vr | Z | Sp | Tmorph | Galdim | N{C|L|S} | Id | Mag | Bib | Data | Child | Parent' 'merge[p] id_source , id_cible' : copie les données de la source vers la cible, puis supprime la source 'q' ou 'Quit|bye' : quitter -> demande confirmation 'q!' ou 'Quit|bye!' : force à quitter sans valider 'V' ou 'Valid|ok' : Valide et sort 'selectid' : selectid HD, par exemple affiche les noms HD correspondants pour une liste d'objet.pas seulement restreint aux noms de catalogues "stricts", par exemple vous pouvez utiliser "BD+36" pour enlever : selectid 1 * Help : Pour visualiser l'aide taper 'H' puis la commande, par exemple :
h coo
### Usage : A|C|S Coord ra dec (wav_type) quality [err_ellipse] bib
Vous pouvez aussi commencer à taper la commande et l'arreter là ou vous ne savez pas, par exemple :
update > A Coordonnées COO Magnitude/Flux MAG Mouv propre PM Type spectral SP Dimension Geom G Type Morpho T Type d'Object O Vitesse radiale VR Redshift Z Parallaxe X Notes NC / NL / NI Identificateur ID Reference REF Mesure DAT Child CHILD Parent PARENT update > a z ++++++++++ :Vitesse radiale(VR/Z) (H pour voir la syntaxe) ? h ### Usage : z:nature Zvalue (wavelgtype) Qual [err] bibcode* Fusion : 'merge[p] id_source , id_cible' Pour fusionner deux objets (après toutes les vérifications faites : x-id donnée dans une référence, mêmes mesures, avis d'un astronome, etc.) : mp NGC 4027 , LEDA 37773 ou mergep NGC 4027 , LEDA 37773 Fusionne les 2 objets en gardant les données ayant la meilleure qualité dans chaque objet, et en gardant les données de l'objet cible à qualité égale. m NGC 4027 , LEDA 37773 Fusionne les 2 objets NGC 4027 et LEDA 37773 en gardant les données de LEDA 37773 (= id_cible). Attention donc ... ça garde que les pramètres de l'id_cible , y compris le type d'objet.
* copie et copyall : 'copy id_source , id_cible'
La commande simple "copy", ne copie que les références biblio.
La nouvelle commande "copyall" copiera toutes les données possibles selon la qualité. Pour dupliquer un objet. Copie toutes les données (données fondamentales + références avec flags + notes + mesures) sauf les identificateurs + otypes + hiérarchie. L'objet cible doit exister avec au moins un identificateur mais ne doit pas avoir d'autres données. Peut être une étape utile avant la scission d'un objet, quand il a beaucoup de références et/ou data. Il "suffit" ensuite de supprimer les données et références en trop pour chaque objet, au besoin par un script. Les identificateurs restent à supprimer et rajouter à la main. Attention, même si la commande copie les notes, il est conseillé de les supprimer et d'en créer de nouvelles si besoin. En effet même si elle est copiée, la note reste une seule note dans la base, donc si on la modifie dans un objet, elle sera modifiée dans l'autre objet aussi. !!! Si une référence est déjà en utilisation, vous avez un message, mais le programme ne sort pas complètement de l'objet. * Objets/Références bloqué(e)s : locks ou unlock Permet de voir la liste des objets ou références ouvertes en mise à jour. ATTENTION, la commande met parfois du temps à s'exécuter (jusqu'à 20 min) ; donc lancez là plutà´t dans une nouvelle fenêtre de mise à jour. Exemple : O[BJ] | B[IB] | h[elp] : update > locks 2008ApJ...680..939C utilisateur gc depuis 2009-10-05 09:54:18.608 : pid = 5640 [KDM2001] 3045 utilisateur cl depuis 2009-10-05 10:00:37.048 : pid = 7213 Ici, la référence 2008ApJ...680..939C est utilisée par Gratiane (utilisateur "gc") depuis le 05/10/2009 et le numéro de référence de l'opération (son "pid" (Process IDentitication)) est : 5640 Idem pour l'objet [KDM2001] 3045 utilisé par Cécile ("cl") le 05/10/2009. Le programme vous posera la question suivante : Donnez le "pid" a tuer : Vous pourrez entrer le numéro correspondant à la requête qui vous bloque (pour cet exemple, "5640" pour la ref "2008ApJ...680..939C" et "7213" pour "[KDM2001] 3045") Si vous n'êtes pas le propriétaire, le programme vous le signalera de la faà§on suivante : Cette requete ne vous appartient pas -> gc !!! Confirmez de fermer 2008ApJ...680..939C ? [y/N] y killed
* Scripts : Pour lancer un script de mise à jour (dans maj2), il faut utiliser '<' et le nom du fichier Pour rediriger la sortie '>+' et le nom du fichier de log qui sera écrasé s'il existe déjà
N B. L'exécution de la commande < nom_de_fichier, place la mise à jour dans un mode "script", et certaines questions ne seront alors pas posées. Ceci peut également être fait au lancement de la mise à jour : maj2 -s nom_de_fichier. Si il y a quand même des questions (normalement seulement la question à la suppression d'un objet) il faut donner un fichier avec les réponses aux questions (donc 1 "O" par ligne de questions) via la commande suivante : maj2 -s nom_de_fichier < reponses.txt. Si des questions sont vraiment jugées inutiles en mode script (comme la suggestion d'un nouvel identificateur principal, "attention le type d'objet n'est pas compatible, etes vous sûr ?"), il est possible que je (Anaïs O.) modifie la mise à jour pour que ces questions ne soient plus posées. Retour au sommaire Données fondamentales à entrer pour un objetLes commandes peuvent être tapées en majuscules ou minuscules sauf pour les filtres des magnitudes o๠il faut respecter la casse. * Créer ou ajouter des identificateurs :o pour ouvrir ou créer l'objeta i pour ajouter un identificateur à l'objet
* Modification de l'identificateur principal: Différents libellés autorisés pour la commande : 'IDP' 'idp' 'id1' 'ID1' 'IDPRINC' 'idprinc' On peut corriger (c) ou lister (l) l'identificateur principal selon l'exemple suivant : c idprinc LHS 154 : fixe LHS 154 comme identificateur principal de l'objet (id affiché en en-tête lors des requêtes). l idprinc : affiche LHS 154 (lc) en résultat. Les initiales entre parenthèses correspondent au nom de celui qui a fixé l'identificateur (par exemple : lc pour Laurent Cambrésy...) c idauto : la commande "idauto" permet de revenir au mode de sélection automatique pour l'identificateur principal.
* Ajouter une référence avec le poids de l'objet : identifier , tags , raw id , nb Différents libellés autorisés pour lister la commande : 'w' 'W' 'weight' 'WEIGHT' 'Weight' a r 2003PASJ...55..653I, d, [INT2003] A-84, 1 Pour ajouter une référence à un objet cité dans une table, par exemple. a r 1993AJ....105.1271G, d, Z 453-031a;UGC 12265a, 1 Autre exemple : ici le ";" permet d'ajouter les 2 manières dont un objet a été cité dans une référence. Liste des lettres (tags) définissant la position dans l'article :
TITLE = "t" (objets du titre);
ABSTRACT = "a" (objets du résumé);
KEYWORD = "k" (objets cités dans les mots-clefs);
SUBTITLE = "s" (sous-titres et sous-parties);
CAPTION = "c" (uniquement pour les légendes (titres, explications) des figures);
DATA = "d" (objets cités dans une table);
FIGURE = "f" (pour les objets nommés sur les figures);
TEXT = "x" (objets du texte);
\OBJECT = "o" (objets tagués par les auteurs en lien hypertexte);
IMPLICIT = "z" (objets non cités explicitement. Par exemple, "objets A-F" => B à E sont implicites);
CALIBRATOR = "*"
N.B. : Pour entrer le poids d'un objet depuis une référence bibliographique, il faut ajouter la syntaxe au moment de l'entrée de l'objet. Exemple : (on est dans une ref.) o ROXR1 42, xf, [INT2003] A-84, 3 ajoute à l'objet ROXR1 42, la ref. dans laquelle on est en indiquant que l'objet a été cité 3 fois, dans le texte et en figure avec le nom [INT2003] A-84.N.B. : La commande l w ou l weight permet de lister toutes les références d'un objet avec leurs poids respectifs : Exemple : [INT2003] A-84 : update > l w 2005A&A...437..611R : @2482912 , o , VSSG 22 , 2005ApJ...630..381B : BKLT J162722-241759 2003PASJ...55..653I : 2MASS J16272291-2417573 , d , [INT2003] A-84 , Cela permet de voir quel identificateur a été utilisé (lorsque l'indication est présente) pour chaque référence. Ici, VSSG 22 dans la ref. de 2005A&A et [INT2003] A-84 dans la ref. de 2003. Attention : cela ne signifie pas que l'objet n'a pas été cité, en plus, d'une autre manière dans cette réf. Toute donnée doit être accompagnée d'une référence bibliographique. * Coordonnées : ra dec (wav_type) Qual [err_ellipse] bibcode Différents libellés autorisés pour la commande : 'coo' 'Coo' 'COO' 'c' 'C' 'coord' 'Coord' 'COORD' Pour entrer les coordonnées d'un objet (en J2000), en degré ou en système sexagésimal : a c pour ajouter des coordonnées à un objet qui n'en avait pasc c pour modifier les coordonnéesc c error pour modifier l'ellipse d'erreur des coordonnéesc c quality pour modifier la lettre de qualité des coordonnéesc c bibcode pour modifier le bibcode des coordonnéesa c G suivi des coordonnées galactiques, pour entrer des coordonnées galactiques.Exemple : A COO G 0.100 -0.452 (Opt) D bibcode Les coordonnées peuvent être suivies du : - domaine de longeur d'onde entre parenthèses ( wav_type) :
(Gam) : pour Gamma-rays
(X) : pour X-ray
(UV) : ultraviolet
(Opt) ou (O) : pour optique (UBVI, ugriz, Halpha). Le filtre I fait encore partie de l'optique - sauf
si on parle de DENIS en général...
(NIR) : Near-IR Bandes J, H et K (<~3um). Ex. DENIS, 2MASS...
(MIR) : IR moyen autour de 30um. Ex. Spitzer/IRAC (3.6-8um) et Spitzer/MIPS (24-160um) ; WISE (3.4-22um) ;
IRAS (12-25um)
(FIR) : Far-IR (>30μm et <=200-300μm) ; IRAS (60-100um)
(IR) : IR sans precision dans le cas o๠on n'a pas trop d'info...
(smm) : Source sub-millimetriques (~300-<1000um) ex. Source BLAST (250-500um)
(mm) : Source millimetriques (~1000um)
(Rad) : pour Radio
Voir aussi la page sur les longueurs d'onde : ici Voir aussi la page sur les instruments/longueurs d'onde : ici - d'un flag de qualité (D est mis par défaut lorsque le champ n'est pas renseigné, mais préférer mettre une qualité qui ait un sens en vue des Xid) ( Qual)
E => erreur >= 10"
D => erreur < 10" (ou par défaut)
C => erreur < 1" et au moins 2 décimales en RA, 1 décimale en DEC
(exemple pour OGLE II et OGLE I (Opt) C [530 530 90],2009PZP...9...5B ;
pour Spitzer IRAC (MIR) C [300 300 90], 2010ApJ...719....9S)
Tycho 1 et 2; Gaia DRN UCAC4 sans mouvement propre
2MASS, 2MASX, SDSS, UKIDSS, PanSTARRS
USNO-B1.0 avec mouvement propre
OGLE : (Opt) [230 230 90]
Spitzer-IRAC : (MIR) [300 300 90]
B => erreur < 0,1"
UCAC4 avec mouvements propres
err < 0.1'', avec mvt.propres ou mvt.propres negligeables (étoiles dans les galaxies extérieures, tout l'extra-galactique)
A => erreur < 0.01"
Interférométrie VLBI, concerne les QSOs donc les mouvement propres n'ont aucune importance
HIP et Gaia DRN avec mouvements propres
La qualité doit être renseignée.
- d'une ellipse d'erreur en mas entre crochets : erreur sur le grand axe en mas, erreur sur le petit axe en mas et angle, séparés par des espaces. Pour plus de détails sur l'ellipse d'erreur voir doc ellipse_d_erreur (ci joint en bas, vu avec Cécile 08/06/2012). Lorsque l'angle est inconnu, on donne 0 ou 90 au programme qui fera les conversions nécessaires. Rappel : 1 arcsec = 1 mas * 1000. 1 arcmin = 1 arcsec * 60. Exemple 1 : les auteurs donnent une seule erreur de 0.5 arcsec (cercle d'erreur) : a c 00 00 00.00 +00 00 00.0 (Opt) C [500 500 0] bibcode Exemple 2 : les auteurs ne donnent pas d'erreur mais des coordonnées très approximatives : a c 00 00.0 +00 00 (Opt) E bibcode Exemple 3 : les auteurs ne donnent pas d'erreur en arcsec mais en secondes de temps : il faut alors la convertir en arcsec, en la multipliant par cos(delta) et par 15. Attention les fonctions trigonométriques de awk utilisent des angles en radians et non en degrés! Cela donne :
err_arcsec = |err_s * 15 * cos(delta)|
où delta (en radians) = (DECd + DECm/60 + DECs/3600) * 2 * 3.1415926535 / 360
- Les coordonnées sont obligatoirement suivies du bibcode. Procédure pour rechercher rapidement l'erreur dans l'article : Rechercher les 4 mots-clefs suivants dans l'article : coordinate, astrometry, position, accuracy. Ne pas y passer plus d'1 minute ! Transformation des erreurs en mas : - lorsqu'elles sont en arcsec en déclinaison, on multiplie simplement par 1000 (cf. Rappel ci-dessus) - lorsqu'elles sont en secondes en ascension droite, il faut multiplier par 15000 * cos {delta} ! (1 seconde = 15 arcsec => 15000 mas ; {delta} est la déclinaison en degrés décimaux.) Pour convertir une déclinaison sexagésimale en degrés, suivre l'exemple suivant (en gros, il faut commencer par les secondes, diviser par 60 et recommencer avec les minutes, puis les degrés !) : Soit la déclinaison -06 44 05.6, pour obtenir la conversion : 05.6/60 = resultat1; (resultat1+44)/60 = resultat2; resultat2+06 = {delta} en degrés ! Reprendre le signe "-" dans "cos -{delta}". Ici on obtient 6.73 et des brouettes pour le {delta} et 0.9931 pour le cos {delta}. N.B. : Il est possible de modifier l'équinoxe avec la commande majd. Par exemple majd 1950.0 ATTENTION : le changement d'équinoxe reste valable jusqu'à une nouvelle commande majd 2000.0 ou jusqu'à ce qu'on coupe la session. Quand on a fini un article donnant des coordonnées 1950, faire attention pour l'article suivant Retour au sommaire * Type d'objet : type_d_objet bibcode Différents libellés autorisés pour la commande : 'otype' 'Otype' 'OTYPE' 'o' 'O' a o Ajoute un type d'objet secondairec o Change le type d'objet principalVoir la liste des type d'objets dans Simbad pour le codage. Voir aussi la rubrique : - Astro pour les différents éclaircissements sur les types d'objets. - Réorganisation des types d'objets dans Simbad pour voir la future liste avec les types d'objets SIMBAD (Anais va s'en occuper à partir du mois de septembre) N.B. : Comme pour toutes les commandes, on peut forcer l'entrée d'un type d'objet en ajoutant un "!" à la fin de la commande. * Magnitudes : flux-value Qual [flux-error] J V0-4? bibcode Différents libellés autorisés pour la commande : 'wavelength' 'Wavelength' 'WAVELENGTH' 'wav' 'Wav' 'WAV' 'm' 'mag' 'M' 'MAG' | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Changed: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| < < | Le programme prend des magnitudes avec 6 décimales maximum. (Attention, au delà, le programme a l'air de les prendre mais il remplace par n'importe quoi.) Les magnitudes peuvent être ajoutées pour les filtres suivant : U, B, V, R, I, J, H, K, u, g, r, i, z, G (filtre Gaia), F150W et F200W (filtres JWST) (voir la doc de François sur la photométrie dans Simbad) Voir aussi cette page pour visualiser magnitudes/longueur d'onde : ici a m U Ajoute la magnitude U du système Vega. Attention : a m u Ajoute la magnitude u (Vega). *Attention à la casse des magnitudes *Les magnitudes peuvent être suivies : - d'un flag de qualité (Le flag D est ajouté par défaut) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| > > | Le programme prend des magnitudes avec 6 décimales maximum. (Attention, au delà, le programme a l'air de les prendre mais il remplace par n'importe quoi.) Les magnitudes peuvent être ajoutées pour les filtres suivants : U, B, V, R, I, J, H, K, u, g, r, i, z, G (filtre Gaia), F150W, F200W, F444W (filtres JWST) (voir la doc de François sur la photométrie dans Simbad) Voir aussi cette page pour visualiser magnitudes/longueur d'onde : ici a m U Ajoute la magnitude U du système Vega. Attention : a m u Ajoute la magnitude u (Vega). *Attention à la casse des magnitudes *Les magnitudes peuvent être suivies : - d'un flag de qualité (Le flag D est ajouté par défaut) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
* Qualité E : toutes les vieilles magnitudes photographiques (donc USNO)
* Qualité D : Observations CCD et incertitude de mesure supérieure ou égale à 0.1 mag ET strictement inférieure à 0.5
* Qualité C : Observations CCD et incertitude de mesure strictement inférieure à 0.1 mag
* Qualité B : Observations CCD et incertitude de mesure strictement inférieure à 0.01 mag [edit 26/03/2020, cf. mail de CL]
* si erreur = 0.000, ne pas l'écrire et mettre la lettre de qualité la moins bonne de la table traitée
(Note : avant le 26/03/2020, "Qualité B : Observations CCD et incertitude de mesure inférieure ou égale à 0.01 mag")Précision : Pour le survey Gaia, la qualité de la magnitude G est C quelle que soit l'erreur (MiB vu avec Cécile, réunion g du 17 mai 2022)
- d'une erreur entre crochet ( [flux-error]) ; attention : nous ne prenons pas les magnitudes avec les erreurs > 0.5 (réunion commentaires de travail 21/09.2021)- le flag "J" indique une magnitude pour un objet double ou multiple !!!!!! on ne l'utilise plus dans SIMBAD; demande de suppression déjà faite auprès de Anais (MiB 15.11.2017) - OBSOLETE (confirmé par Cécile en réunion du 14 juin 2022) d'un indice de variabilité (l'amplitude = Magmax - Magmin) :
* V1 <0.01 magnitude
* V2 <0.1 magnitude
* V3 <1 magnitude
* V4 >1 magnitude
* V? Variabilité suspectée
- Les magnitudes sont obligatoirement suivies d'un bibcode.
système "Johnson" ou "Cousin" SDSS
U~350nm u~352nm
B~442nm g~482nm
V~554nm r~625nm
R~694nm-647nm(Cousins) i~763nm
I~878nm-789nm(Cousins) z~900nm (mais le filtre n'est pas symétrique)
J~1.25um-1.24(2MASS)
H~1.63um-1.65(2MASS)
K~2.49um-2.16(2MASS)
v:nature|z:nature|cz value (wavelgtype) Qual [err] bibcode Commande : a v, mais ce premier v est facultatif, puisque la valeur suivante est suffisante pour indiquer qu'il s'agit d'une vitesse.La lettre v désigne donc soit l'ensemble du champ vitesse radiale + redshift + cz, soit la vitesse radiale au sens strict. Dans la commande a v valeur, v est interprété comme vitesse radiale au sens strict.On peut aussi écrire cette même commande a v v valeur.Dans la commande a v z valeur, v désigne le champ vitesse au sens large, mais la valeur entrée est bien prise comme un redshift. Vitesse radiale : Différents libellés autorisés pour la commande : 'vr' 'v' 'V' 'VR' 'Vr' 'Rv' 'rv' 'RV' Redshift : Différents libellés autorisés pour la commande : 'Z' 'z' 'RVZ' 'rvz' Célérité : Différents libellés autorisés pour la commande : 'zc' 'cz' Les vitesses radiales et les redshifts peuvent être suivis d'une nature : 'e' pour emission, 'a' pour absorption, 's' pour spectroscopique et 'p' pour photométrique. Pour les redshifts on peut écrire, par exemple : a zp ou a z:p Ajoute un redshift photométrique (le zs est plus précis et de meilleure qualité que le zp; en général on ajoute les zp avec une qualité E dans Simbad)a zs ou a z:s Ajoute un redshift spectroscopique a za ou a z:a Ajoute un redshift spectroscopique en absorptiona ze ou a z:e Ajoute un redshift spectroscopique en emissiona z Si on n'a pas de précision sur la nature du redshift
Si on a le choix, dans Simbad on prend de préférence le redshift spectroscopique en emission, beaucoup plus précis que celui en absorption.Pour les vitesses radiales héliocentriques on peut écrire, par exemple : a vs ou a v:s Ajoute une vitesse radiale spectroscopiqueAttention, pour Raccord, comme on écrit a V v au final pour ajouter la vitesse radiale, il faut écrire %V v:s. Sans les ":", cela marche moins bien a va ou a v:a Ajoute une vitesse radiale spectroscopique en absorptiona ve ou a v:e Ajoute une vitesse radiale spectroscopique en emissiona v Ajoute une vitesse radiale sans précision sur la nature de la vitesse
Précision : pour les étoiles binaires, on rentre la vitesse au centre de masse, souvent appelée γ dans la littérature.Pour le cz, on ne précise pas de nature : a cz ou a zc Ajoute le czLes vitesses peuvent être suivies : - du domaine de longeur d'onde entre parenthèses (Opt) pour optique (le filtre I fait encore partie de l'optique), NIR pour JHK, X pour X-ray, Rad pour Radio, ou UV) ( wavelgtype)- d'un flag de qualité (D est mis par défaut lorsque le champ n'est pas renseigné) ( Qual)Pour les étoiles, les erreurs sur les vitesses radiales déterminent les qualités de la manière suivante :
* si erreur <= 0.9 km/s : qualité A
* sinon si erreur <= 2 km/s : qualité B
* sinon si erreur <= 5 km/s : qualité C
* sinon si erreur <= 10 km/s : qualité D
* sinon : qualité E
Par convention, tous les objets proches, qu'ils soient dans notre galaxie ou en dehors, avec z < 0.01, ont leur qualité de vitesse réglée sur cette échelle.
Pour les objets plus éloignés (z >= 0.01), les erreurs sur les redshifts sont définis de la manière suivante :
NB2 : Certains instruments/relevés peuvent donner directement la qualité (si on n'a pas l'erreur) :
[err]).Les vitesses sont obligatoirement suivies du bibcode. * Local standard of rest velocity : central-velocity min-velocity max-velocity [err] (wavelgtype) bibcode Commande mise à jour en octobre 2016; corrections en septembre 2017. Commande : a vlsr Ce champ volontairement ne contient PAS de qualité. En contrepartie, le renseignement de l'erreur est OBLIGATOIRE. "min-velocity"="central-velocity" - sigma; "max-velocity"="central-velocity" + sigma, sigma=Velocity dispersion "min-velocity"="central-velocity" - dVc/2; "max-velocity"="central-velocity" + dVc/2, dVc=Velocity width in FWHM ; err= en km/s ; l'err =soit la resolution (2013ApJ...772...45E), soit "rms uncertainty on DV" ( 2015MNRAS.452.4029U ) , etc. Voir un astronome si pas clair. * Type spectral d'une étoile : spectral-type quality bibcode Différentes commandes possibles : Différents libellés autorisés pour la commande : 'sp' 'SP' 'Sp' 's' 'S' a s Ajoute le type spectral de l'étoileLe type spectral d'une étoile peut être suivi d'un flag de qualité (A à E. Aucun flag n'est ajouté par défaut si le champ n'est pas renseigné). Qualité E => lettres seules (sauf C et S) et types spectraux de type "em" ou "OB" ainsi que les types spectraux commenà§ant par N ou R (N3 par exemple). Qualité D => lettre + chiffre arabe (M5 par exemple) ainsi que les types spectraux des naines blanches de type D[ABCOZQH] (DA par exemple), des Wolf-Rayet de type W[NC], des étoiles carbonées (C) et S et autres types spéciaux (L, T et Y des BD* par exemple). Voir doc sur les types spéctraux L,T,Y; DA,DO; WC,WO Qualité C => lettre + chiffre arabe + chiffre romain (B8V par exemple) ou les types spectraux d'étoiles C, S, naines blanches, WR ou BD* qui sont suivis d'un chiffre arabe seulement. Attention : ":" ou "()" indiquent généralement une incertitude sur la valeur donnée et peuvent modifier la qualité en conséquence. Le type spectral est obligatoirement suivi du bibcode. On ne rentre normalement que les types spectraux du papier d'origine (car ils sont souvent transformés dans les compilations) Consulter la documentation de Cécile pour l'entrée du type spectral : ici NB : En plus des types L et T, il y a aussi Y (Voir cet article) N.B. : On doit également entrer les types spectraux des supernovae avec une qualité D. Par exemple, pour la SN* "SNLS 03D3bb", on a S = SN.Ia D 2008yCat....1.2024B N.B. : les étoiles sdB (subdwarf B) sont des sous-naines de type spectral B. Comme il n'y a pas de type d'objet spécifique pour ces étoiles, on entre sdB en type spectral (qualité D si pas de précision supplémentaire sur ce type spectral) et on met en type d'objet principal HB* (sauf s'il y a déjà un type d'objet plus précis sur l'objet auquel cas, on peut ajouter HB* en type d'objet secondaire). Remarque : il existe des types spectraux du style : Am(K/H/M=A5/F1/F1) (souvent de Abt H.A. ; B. Skiff reprend ces types spectraux sous la forme kA5hF1mF1), Am est une étoile qui présente des raies métalliques (on a aussi "Ap" qui est une étoile présentant des particularités au sein de son spectre). Entre parenthèse, il y a le détail des différents types spectraux observés selon différentes raies : K pour la raie du calcium donne un type spectral de type A5 pour cette étoile, H (raie de l'hydrogène) donne F1 et M (raies métalliques des élements lourds) donne F1. Dans Simbad, on ne rentre pas cette notation, mais on conserve le type spectral déterminé via la raie de calcium. Ainsi, dans ce cas, on entre A5m dans Simbad. Par contre, cette notation peut être entrée telle quelle en data. Remarque bis : Consulter la page Wikipédia sur les types spectraux qui donne la définition des lettres (il manque seulement le type spectral DA, etc. pour les naines blanches) et autres détails abscons tels que e, sh, pec, etc. Remarque ter : Pour avoir une idée de l'abondance relative des types spectraux, on peut consulter le tableau de cette page : Vue synoptique des classes spectrales (73% des étoiles sont peu massives et froides de type M5 !) * Type morphologique d'une galaxie : morphological-type quality bibcode Différents libellés autorisés pour la commande : 'T' 't' 'mt' 'MT' 'tmorph' 'tm' 'TM' (liste des possibilités d'écritures de la commande)a t Ajoute le type morphologique d'une galaxieLe type morphologique d'une galaxie peut être suivi d'un flag de qualité (D est ajouté par défaut lorsque le champ n'est pas renseigné). Le type morphologique est obligatoirement suivi du bibcode. Les types morphologiques entrés dans Simbad sont ceux de Hubble (E0-9, S0, Sa-d, SBO, Sa-d, I, etc. - cf. page ci-dessus) ainsi que les valeurs numériques. Les types morphologiques de types SAa-c, SA0, ou SABa-c ne sont pas entrés dans Simbad. Il faut alors transformer le SA en S. N.B. : Cette page wikipedia sur les types morphologiques est intéressante. Retour au sommaire * Mouvements propres : ra dec Qual [err_ellipse] bibcode Différents libellés autorisés pour la commande : 'p' 'P' 'pm' 'PM' 'Pm' a p pour ajouter un mouvement propre: mouvement propre en RA (correspond au µα.cosδ) et mouvement propre en DE en mas/anUn mouvement propre peut être suivi : -d'un flag de qualité : on ne met plus la qualité; elle est entrée dans SIMBAD uniquement par les astronomes pour les grands catalogues; voir la doc d'Arnaud pour plus d'information : Qualité des mouvements propres et des parallaxes dans Simbad + pdf. -d'une ellipse d'erreur entre crochets : erreur sur l'ascension droite en mas/an, erreur sur la déclinaison en mas/an et angle, séparés par des espaces. Lorsque l'angle est inconnu, on donne 90 au programme qui fera les conversions nécessaires. ( [err_ellipse])Le mouvement propre est obligatoirement suivi du bibcode. N.B. : Pour Raccord, même s'il n'y a pas d'erreur, il faut laisser les crochets avec la valeur vide. N.B. : Voir aussi l'entrée de *mouvements propres en data. * Parallaxe : value Qual [err] bibcode Différents libellés autorisés pour la commande : 'X' 'x' 'plx' 'PLX' 'XPL' 'xpl' 'plX' On rentre dans SIMBAD la parallaxe absolue. a plx Ajoute une valeur de parallaxe en masLa parallaxe doit être suivie : - d'un flag de qualité (selon le commentaire de travail ou gsc4sim) - d'une erreur entre crochets (en mas) La parallaxe est obligatoirement suivie du bibcode. Il ne faut pas rentrer des parallaxes négatives, ça n'a pas de sens physique. En fait ça voudrait dire que l'objet se trouve à l'intérieur de la Terre. On ne rentre pas non plus les plx=0 (vu avec Cécile , 17.03.2021) . * Dimension géométrique d'un objet étendu : unit maj-axis min-axis angle wavelengthType Qual bibcode ! Différents libellés autorisés pour la commande : 'G' 'g' 'galdim' 'GALDIM' 'Galdim' unit l'unité (peut être deg, arcmin, arcsec ou mas); sera arcmin par défaut si pas renseigné. Attention ! Si valeur en degré, ça doit être un nombre entier. a G Pour ajouter la dimension d'un objet étendu (galaxie,par exemple) : grand axe, petit axe en arcmin et angle du grand axe par rapport au Nord, séparés par des espaces. Lorsque l'angle est inconnu, on donne ~ au programme. Si l'objet est rond (on a la même valeur pour grand axe et petit axe, alors on peut indiquer "0" pour l'angle). Exemple : a G 1.5 1.3 90 D 1999ApJS..121..287H avec 1.5 et 1.3 en arcmin ou :
a G arcsec 109 109 90 Rad D 2010A&A...515A..42R
Galdim Modif effectuée : 1.82 1.82 90 Rad D 2010A&A...515A..42R La dimension peut être suivie : - du domaine de longueur d'onde (Opt ou "O" pour optique (le filtre I fait encore partie de l'optique tandis qu'à partir de J, on entre dans l'infrarouge), IR ou "I" pour Infrarouge, "X" pour Xray, Rad pour Radio, UV pour ultraviolet ou encore "G" ou Gam pour gamma) - d'un flag de qualité (D est ajouté par défaut si le champ n'est pas renseigné) La dimension est obligatoirement suivie du bibcode. Remarque : Conversion des tailles en pc vers arcsec ou arcmin (Cecile 07/01/2014):
Si :
d(kpc) = distance de l'objet en kpc
D(pc) = diamètre de l'objet en pc
Alors le diamètre en '' est donné par :
D('') = [D(pc)/d(kpc)] x 206.2648
et le diamètre en arcmin est donné par :
D(') = [D(pc)/d(kpc)] x 3.437747
Précaution d'emploi :
Faire le calcul avec toutes les décimales pour conserver la précision numérique, mais le résultat final, mis dans les DF,
doit être arrondi avec le même nombre de digits que dans la table des auteurs.
Exemple :
Un nuage moléculaire dans la galaxie des Antennes qui est à 22 Mpc (= 22000 kpc) a un diamètre de 410 pc.
Le calcul donne D('') = 3.844026 qui doit être arrondi à 3.84 '' dans les DF (3 chiffres significatifs).
Si la distance d(kpc) n'est pas renseignée, nous pouvons la calculer avec cet outil https://astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html . Voici les conseils de Pierre O:
I. Tres important: Il faut renseigner la cosmo car la cosmo par defaut n’est pas celle de concordance. On veut prendre la cosmo Planck: Omega_vac= ΩΛ = 0.693, Omega_M = Ωm = 0.307, H_0 = 67.77 km s−1 Mpc−1 ,qui vient de Planck Collaboration et al., 2014, Astronomy & Astrophysics, Volume 571, id.A16, <66> pp., 571, A16
II. on rentre le redshift dans « z »
III. et on clique sur flat ou General (pas open)
IV. Il sort plein de chiffres interessants et la ligne qui t’interesse particuliererment c’est: This gives a scale of ...
N.B.: Pour les objets à redshift z > 0.7, la taille angulaire n'est plus simplement l'inverse de la distance. Il faut prendre en compte l'expansion de l'univers. Voir Pierre O. le cas échéant. Voir aussi https://en.wikipedia.org/wiki/Angular_diameter_distance
N.B.: Pour les étoiles, les diamètres sont mis en mesures et non en données fondamentales.
N.B.: Pour les diamètres déconvolués il faut mettre une qualité E (réunion = g =, 8/06/2012)
N.B.: Calculer la taille en fonction de la distance(kpc) : taille(arcmin) = 3.43775 * 2 * rA(pc) / dist(kpc), rA(pc)=radius Explication: La taille d'un objet donnée en pc à une certaine distance donnée en kpc correspond à un angle de angle(') = taille(pc) * (206265/60) / (dist(kpc)*1000) , donc angle(') = 3.43775 * taille(pc) / dist(kpc) et taille = 2*rayon. !! Par définition, 1 pc est 1 ua (distance Terre-Soleil) vue sous 1 '' : 1 ua = (1/206265) pc (vu avec Cécile pour la réf 2009ApJ...699.1092H). 1 ua = 1.495979 D11 m (soit 150 millions de km) 1 pc = 3.085678 D16 m = 206265 ua Obsolète: L'inclinaison pouvait être ajoutée entre parenthèses (ce n'est plus possible maintenant (vu avec Anaïs, EC 11/12/17)) : nombre de 1 à 7 correspondant à l'inclinaison estimée du plan de l'objet par rapport à la ligne de visée par tranche de 15°. 1 = vue de face, 7 = vue par la tranche. a G arcsec 109 109 90 (~) Rad D 2010A&A...515A..42R.Pour ajouter la longueur d'onde par Cosim lorsque l'inclinaison était présente, il fallait la mettre entre parenthèse, après la parenthèse (évent. vide) de l'inclinaison : par exemple %D.J 1.4 1.1 90 (~) (Opt) D 1999ApJS..121..287H Retour au sommaire * Hiérarchie : identifier!, proba[0-100] flag[S|B] bibcode Enfant : Différents libellés autorisés pour la commande : 'son' 'Son' 'SON' 'child' 'Child' 'CHILD' Parent : Différents libellés autorisés pour la commande : 'parent' 'PARENT' 'Parent' 'father' 'Father' 'FATHER' Lien depuis l'extérieur : Différents libellés autorisés pour la commande : 'hlink' 'Hlink' 'HLINK' 'A|S HLINK id_parent, id_child, integer_proba flag_SouB bibcode' a parent Pour ajouter un parent à un objeta child Pour ajouter un enfant à un objetExemple : o NAME ANTENNAE NAME ANTENNAE : update > a child NGC 4038!, 100 S 2006AJ....131.1163SRéponse Simbad : Enfant ajout? : ngc 4038! , 100 S 2006AJ....131.1163S
Le "!" permet d'éviter les ambiguïtés sur certains identificateurs (qui existent avec différentes composantes A ou B par exemple)."100" indique une probabilité en % ( proba[0-100])"S" indique que la probabilité est déterminée par l'équipe Simbad. Si la probabilité est donnée par les auteurs, on indique "B" à la place (pour biblio). Voir aussi dans le compte-rendu des réunions égal g, ce qui a été dit pour la hiérarchie : http://cds.u-strasbg.fr/twiki/bin/view/Reunions/Principes et http://cds.u-strasbg.fr/twiki/bin/view/Reunions/Reunion01decembre2009 N.B. : Le cas des parents virtuels (VIRTUAL PARENT) : Il est possible d'ajouter un objet "virtual parent" dans Simbad afin de faire la hiérarchie entre 2 objets "frères" (siblings) dont le parent n'a pas été cité dans la littérature. Dans ce cas, on crée l'objet avec l'acronyme "VIRTUAL PARENT " + nom de l'objet principal. Il n'y a aucune autre donnée sur cet objet, à part la hiérarchie. Dans le cas où le parent virtuel est un gLS (système de lentille gravitationnelle), on ne met jamais de probabilité dans la hiérarchie. Dans les exemples ci-après, VIRTUAL PARENT BINARY QUASAR J0832+3230 est parent de 2 quasars (2008ApJ...678..635M) et VIRTUAL PARENT ACO 370 est un gLS. Exemples d'ajout de parents virtuels (dans des objets différents) : a parent VIRTUAL PARENT BINARY QUASAR J0832+3230!, 0 B 2008ApJ...678..635M a parent VIRTUAL PARENT ACO 370!, 2014ApJ...797...48J* Notes : Note publique : a nc Pour ajouter une note courte, en anglais, qui sera visible au début de la page de Simbad Weba nl Pour ajouter une note longue, en anglais, qui sera visible sur Simbad WebNote interne/Commentaire de travail : a ni Pour ajouter un commentaire visible uniquement par l'équipe du CDS.s ni Pour supprimer un commentaire interne.c ni Pour changer un commentaire interne.N.B. : Pour ajouter des liens dans les notes, on peut se référer au Manuel du bibliographe qui liste des balises intéressantes dont voici les plus utilisées : \object{identificateur} Permet de faire un lien vers l'objet Simbad correspondant\vizier{Cat.}{target}{Texte} Permet de faire un lien sur l'objet VizieR du catalogue correspondant : Par exemple : \vizier{I/239/hip_main}{HIP=23456}{Star HIP 23456} \ngcicnotes{N/I num.}{texte} Permet de faire le lien vers une note du catalogue VII/239 (Corwin, 2004) correspondant au NGC (N) ou au IC (I) spécifié.Par ailleurs, pour conserver le formattage initial d'une note, il faut l'inclure entre 2 balises : - soit \begin{verbatim} et \end{verbatim} le texte est alors tel quel, sans interprétation (en particulier les liens sur les bibcodes ne sont pas construits automatiquement) - soit \begin{PRE} et \end{PRE} alors les lignes sont conservées (avec écriture en fonte fixe), mais les macros (par ex. \object) et les interprétations de bibcodes sont faites automatiquement. Enfin, on peut utiliser directement le code d'une note pour la copier dans un objet. Le code pour accéder à une note est long (entre '---'):
--- @N5038 ---
(L) 30-Apr-2004 - du ref:~ obj:HD 28545
The agreementin the photometry is stunning. There is no V=9mag star visible
C'est à dire : '@N5038'. Il est composé de '@N' et un numéro unique Par exemple avec a nl @N5038 sur n'importe quel objet ajoute la note longue ci-dessus à l'objet. On peut, de même, supprimer une note via son code @NNNNN. N.B. bis : On peut rechercher des notes via la page web : SIMBAD notes Vous retrouvez toutes les notes par utilisateur (avec le nombre de note), ou vous pouvez faire une recherche de mots (par expression régulière ou pas selon que vous cochez la case regex). Par défaut la recherche s'effectue sur toutes les notes, mais vous pouvez la limiter à un utilisateur en précisant ses initiales dans le champ en dessous. Dans l'affichage d'une note, en mode liste, est affiché la date + le type (Short/Long/Internal) + identificateur (de l'objet dans lequel l'objet a été créé). En affichage "Full", est affiché comme suit :
--- code unique ---
(type) date - auteur ref ident
texte en gras
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Mesures/DataVoir aussi la page d'aide de Simbad avec la description des champs et autres infos sur les formats, unités : http://simbad.u-strasbg.fr/guide/chG.htxEt la page publique des mesures disponibles (avec fieldname, datatype, UCD...) : http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-display?data=meas Attention : Pour toutes les entrées de mesures, l'espace entre le nom de la commande et le premier "|" est obligatoire ! Généralement, ne sont entrées en data que les mesures faites par les auteurs pour une référence donnée. Parfois (par exemple, pour de grandes compilations), on peut décider d'entrer des mesures en data qui ne viennent pas directement des auteurs. Dans ce cas, afin de pouvoir remonter aux éventuelles erreurs, il faut associer à ces valeurs, la référence de l'article qui les cite (i.e. celle de la compilation) sauf s'il est possible de vérifier toutes les valeurs associées aux références données (auquel cas, on pourra associer à la mesure la vraie référence d'origine). Remarque à propos des erreurs : si deux types d'erreurs sont données (souvent l'erreur aléatoire suivie de l'erreur systématique), alors dans SIMBAD, on rentre la racine de la somme quadratique des deux erreurs. Par exemple : 4.69±0.04(random)±0.13(systematic) => erreur = √0.04²+0.13² = 0.136. * Distance héliocentrique : a dat distance | distance Q unit | err- err+ | method | Reference | |99999.999c AAAA|s99.999 s99.999 |AAAAAAAA|AAAAAAAAAAAAAAAAAAA| Exemple : a dat distance | 17.75 kpc |-3 +3|RRLyr|2010ApJ...708..717S| distance, Q, unit Permet d'ajouter une distance (avec 4 décimales maximum), suivi éventuellement d'un flag d'incertitude : ":", et de l'unité : pc, kpc ou Mpc. Attention Q est prévu pour etre un ":" mais rien d'autre. Exemple, si on écrit "D" à la place de ":" pour le champ "Q", le D est mal analysé et la valeur de la distance n'est pas entrée en simbad a dat 1 distance | 17.75 D kpc | |RRLyr|2010ApJ...708..717S| Ajout de :distance | kpc | |RRLyr |2010ApJ...708..717S| err- Erreur négative, à écrire expressément avec le signe "-" err+ Erreur positive, à écrire expressément avec le signe "+" method La méthode de calcul de la distance peut être précisée selon le codage suivant (aucune vérification de bonne écriture ; sur 8 caractères) :* parallaxe : paral * céphéides : Cep * RR Lyrae : RRLyr * Tip-RGB : T-RGB * photométrie + type spectral (spectrophotométrie) : ST-L * Surface brightness fluctuation (photométrie) : SBF * Tully-Fisher : T-F * redshift : redshift * kinematic (=à partir d'une vitesse): kin * Supernovae light curve: SN * Raies du spectre : CaIIHK * Spectral energy distribution fitting : SED-fit * Main-sequence fitting : MS-fit Voir aussi la réunion de procédure du 27 novembre 2007 concernant cette mesure. Attention, dans le CR, on a "limite inférieur" ou "limite supérieure" pour les err- ou err+ mais on entre bien les erreurs et non les valeurs limites (valeur +/- erreur) dans Simbad. (Vu avec Cécile). N.B. : Calcul de la distance à partir d'une distance modulus (m-M ou DM). L'unité pour DM et pour l'erreur sur DM (e_DM) est mag : m-M = -5+5log(d) avec d = distance en pc (d = 10^((DM+5)/5) parsecs) Si on a l'erreur sur DM, e_d = 0.46*d*e_DM Exemple (Arnaud) Pour DMLL=31.29 la distance est donnee par 10^((DMLL+5.)/5.)=1.81134e+07 pc soit 18.11Mpc (DMLL= Distance modulus from the luminosity-linewidth method ) L'erreur est de 0.36 mag la formule est e_d~0.46*d*e_DMLL=10.^(36.29/5.)*0.46*0.36=3e6 (2.99958e6 en fait) Donc ce qu'il faut entrer est d=18+/-3 Mpc * Diamètre stellaire /planète : a dat diameter | diameter Q unit| error | filter | method | Reference |
diameter le diamètre d'une étoile ou d'une planèteQ la qualité obsolète unit mas ou km. filter le filtre ou la longueur d'onde (sur 8 caractères, aucun contrôle automatique)method la méthode de mesure (sur 8 caractères, aucun contrôle automatique), voir la table 1 de 2001A&A...367..521P. On y trouve :* Interferometer : Interfer * Diffraction : Diffract * Lunar occultations : LunOccul * Star scintillation - Color changes : ScintCol * Star scintillation - speckle interferometry : ScintSpk * Eclipsing and spectroscopic binaries : Binaries * Pulsating stars : PulStars * Intrinsic brightness and color : BrighCol * Fundamental stellar parameters : FundStP * Asteroseismology : Seism Voir le compte-rendu de la réunion de procédure du 11 décembre 2007 sur la mise en place de cette mesure. N.B. Pour les conversions, utiliser les valeurs UAI de référence, soit : Rayon Solaire = 695700 km Rayon Terrestre Equatorial = 6378.1 km (cf. https://arxiv.org/pdf/1510.07674.pdf) Retour au sommaire * Métallicité Fe/H : a dat fe_h | Teff log.g | [Fe/H]* | CompStar | CatNo | Reference | a dat fe_H |99999 .9999 | .9999 c |AAAAAAAAA | AAAAA |AAAAAAAAAAAAAAAAAAA| Teff log.g Permet d'ajouter la Température effective en K (sans chiffre après la virgule) et le log g (logarithme de la gravité de surface de l'étoile) en cm/s² (avec 4 décimales maximum). Attention, si la valeur de Teff n'est pas donnée il faut ajouter un ~ car si on met un espace la mesure est mal entréeA titre indicatif, une Teff doit être comprise entre 800 K et 100 000 K environ. update > a dat Fe_H | 4.5 |-1.40 M|SUN |F4716|1991ApJS...77..515L| Ajout de :Fe_H | 4 .5 |-1.40 M|SUN |F4716|1991ApJS...77..515L| update > a dat Fe_H | ~ 4.5 |-1.40 M|SUN |F4716|1991ApJS...77..515L| Ajout de :Fe_H | ~ 4.5 |-1.40 M|SUN |F4716|1991ApJS...77..515L| [Fe/H] = valeur de la mesure (avec 3 décimales maximum). La Teff peut être entrée même si on n'a pas la valeur Fe/H (réunion mardi 16/05/2012) * Flag sur la valeur [Fe/H] qui peut prendre les valeurs suivantes :*S > result from a spectrum of low signal to noise ratio Permet d'indiquer l'étoile de comparaison (sur 9 caractères non contrà´lés). Généralement = "SUN" mais peut aussi être Véga, par exemple.
Correction faites dans SIMBAD, vu avec Cécile : "toutes les mesures fe_h ayant un fe_h non null mais compstar null doivent être corrigées en mettant Sun pour Compstar." (16/08/2023)
CatNo A été utilisé pour indiquer l'identificateur correspondant dans le catalogue de Cayrel et al. (Cat. III/200).
* Type spectral d'une étoile : a dat MK |ds/mss|Spectral type|reference| ds/mss Description du système de dispersion utilisé. Spectral type Permet de rentrer le type spectral dans le système MK. (Sur 38 caractères). Si ds/mss est vide, laisser un simple blanc. Si on note a dat MK | / |type spectral|bibcode| , le résultat est MK | / / |type spectral|bibcode|
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* Vitesse radiale stellaire : a dat oRV | RVel. Q (Nmes)|Rem. |Or Dis| Reference |
Cette mesure n'est plus utilisée. Voir velocities.
On n'entre dans cette mesure, que des mesures originales et non reprises d'une autre référence.RVel. Permet d'entrer la valeur de la vitesse radiale en km/s.Q (Nmes) Indication possible d'un flag de qualité :
* A => bonne (erreur <= 0.9km/s)
* B => (erreur <= 2km/s)
* C => (erreur <= 5km/s)
* D => faible (erreur <= 10km/s)
et du nombre d'observations individuelles entre parenthèses.Remarques, origine et dispersion sont généralement laissés vides. * La vitesse (Radial velocities (v), Redshifts (z), cz ou Vlsr (lsr)): a dat velocities |typ| Value R m.e. | Acc (Nmes)|nat,Q,dom,res | Date |Rem. | Origin | Reference | On n'entre dans cette mesure que des mesures originales et non reprises d'une autre référence. typ : Obligatoire ! Indique s'il s'agit de z, cz, v, ou lsr (nouvelle possibilité depuis mai 2016) Value : en km/s pour v ou cz. Sans unité pour le z (Unité implicite). Maximum 6 chiffres après la virgule pour z (rétabli à 6 depuis mars 2015, après une période à 5 depuis décembre 2014).!!!Attention ne pas écrire de valeur positive avec un signe + devant : si il n'y a pas d'erreur, la valeur est prise pour l'erreur (10 juillet 2023) R : peut indiquer l'incertitude sur les valeurs via ":" ou "?" m.e. : l'erreur moyenne.Cas particulier des VLSR : m.e. est la moitié de l'amplitude entre min et max. Pour l'erreur sur z: écrire 0.0001 et non .0001, et maximum 6 chiffres après la virgule. Acc : qualité de A à E donnée en fonction de l'erreur. Pour les étoiles, on a :
* si erreur <= 0.9 km/s : qualité A
* sinon si erreur <= 2 km/s : qualité B
* sinon si erreur <= 5 km/s : qualité C
* sinon si erreur <= 10 km/s : qualité D
* sinon : qualité E
La qualité en fonction de l'erreur reste à définir pour les Galaxies et Clusters. (Nmes) : indique entre parenthèses le nombre de mesures qui ont servi au calcul de la vitesse moyenne nat : précise la nature de l'observation : s pour spectroscopique (ou si on a la précision supplémentaire : a pour absorption et e pour emission) ; p pour photométrique. Q : la qualité de A à E estimée lorsque l'erreur n'est pas donnée dom : Rad, mm, IR, Opt, UV, XRay ou Gam res : Résolution (convertie de l'ancienne mesure de dispersion) en Angstrom/mm à HI^3^.Cas particulier des VLSR : on met à la place de res l'erreur (la valeur mise entre crochets en données fondamentales).Date : date de la mesure en MJD (3 décimales maximum) MJD = Modified Julian Day = JD - 2 400 000.5 Il est possible de convertir une date YYYY mmm DD en JD via la commande jdate : jdate -JD "YYYY mmm DD" ou jdate -JD YYYY/mmm/DD ou jdate -JD DD/MM/YYYY ou jdate -JD "YYYY MM DD"... Voir jdate -help pour d'autres options. Rem. : Remarques concernant la vitesse :
- E vitesse des lignes d'émission => obsolète ?
- D double ligne d'une binaire spectro
- 3 triple ligne d'une binaire spectro
- V vitesse variable
- V? variabilité de la vitesse suspectée
- O calcul à partir de l'orbite
- S vitesse standard de l'IAU
- + existence de compagnon plus faible
- G vitesse systémique d'un système spectro (double ou multiple)
- g vitesse systémique (normalement variable) d'un sous-système spectro à l'intérieur d'un système spectroscopique principal
- b vitesse systémique du composant (spectroscopique) le plus brillant d'une SB à double ligne
- i vitesse systémique du second composant (spectroscopique) d'une SB à double ligne
- ## vitesse moyenne calculée à partir d'observations précédemment publiées
Origin : automatique pour préciser si la mesure vient d'un transfert des DF (t), de l'ancienne mesure ze (e) ou d'un transfert de RVel (r) Reference : seule donnée obligatoire avec la valeur
* Parallaxe : a dat PLX | plx : m.e R| reference | plx : m.e Permet d'ajouter la valeur de parallaxe en mas (6 décimales maximum) et son erreur (en mas aussi - 6 décimales aussi. ATTENTION: cette mesure a changé récemment ! (passage en mas en sept 2017)). Le : est optionnel.
Exemples : a dat plx |15.011 0.119|2017ApJ...835..152C| (avec plx = 15.011+/- 0.119 mas)
Le "R" est un code à 2 caractères uniquement décrit dans la page "Measurment description" (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-display?data=meas#plx) comme "observatory code".
Il ne faut pas rentrer des parallaxes négatives, ça n'a pas de sens physique. En fait ça voudrait dire que l'objet se trouve à l'intérieur de la Terre. On ne rentre pas non plus les plx=0 (vu avec Cécile , 17.03.2021) .
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* Mouvement propre d'une étoile : a dat PM | pmRA [e_pmRA] | pmDE [e_pmDE] | Sys. | reference | pmRA [e_pmRA] Permet d'ajouter la valeur du mouvement propre pour l'ascension droite (correspond au µα.cosδ) et son erreur (entre crochets) en mas/an avec 3 décimales maximum (anciennement en arcsec/an, modification en mas/an le 26/11/2015).Sys. Définit le système astrométrique : FK4, FK5 ou le plus courant désormais = ICRSN.B. : pour transformer un mouvement propre total (distance pm + angle pmPA) en pmRA et pmDE, il faut appliquer les formules : pmRA = pm * sin(pmPA) et pmDE = pm * cos(pmPA) Attention, awk prend les angles en radians. La transformation d'un angle de degrés en radians se fait via la formule : pmPA(radians) = pmPA(deg) * {pi} / 180 Pour transformer l'erreur sur le mouvement propre total en e_pmRA et e_pmDE, on a les formules : e_pmRA = |sin(pmPA)|*e_pm + |pm*cos(pmPA)|*e_pmPA et e_pmDE = |cos(pmPA)|*e_pm + |pm*sin(pmPA)|*e_pmPA Cas particulier: si on n'a pas l'erreur e_pmPA, on considère que celle-ci est égale à zéro, d'où: e_pmRA = |sin(pmPA)|*e_pm (car |pm*cos(pmPA)|*e_pmPA=0) et e_pmDE = |cos(pmPA)|*e_pm (vu avec Arnaud pour la réf 2010ApJS..190..100K) * Vitesse rotationnelle d'une étoile : a dat ROT | Vsini [err] (mes) | Q | reference | Vsini [err] Permet de rentrer la valeur de la vitesse rotationnelle et son erreur en km/s (3 décimales maximum).(mes) Permet d'indiquer le nombre de mesuresQ Est le flag de qualité : A => Le meilleur jusqu'à E => incertain --- la qualité n'est plus rentrée (vu Cécile : "on serait bien en peine de le faire"... 25/11/2021)
* Périodes et types d'étoiles variables : a dat V* |vartyp| Vmax p Vmin | period (d) | epoch (JD) |D/rt%|Reference| vartyp Permet de préciser le type d'étoile variable (on retrouve la définition des variables dans le fichier vartype.txt du cat. B/gcvs). Voir aussi la doc de Cécile sur lacorrespondence entre les types GCVS et les types d'objets SIMBAD. Par exemple :
* E = Eclipsing binary systems
* EW = W Ursae Majoris-type eclipsing variables
* EA = Algol (Beta Persei)-type eclipsing systems
* EB = Beta Lyrae-type eclipsing systems
* RR = RR Lyrae variable
* RRAB = RR Lyrae variable with asymmetric light curves, periods from 0.3 to 1.2d, amplitudes from 0.5 to 2mag in V.
* RRC = RR Lyrae variables with nearly symmetric, sometimes sinusoidal, light curves, periods from 0.2 to 0.5d,
amplitudes not greater than 0.8mag in V.
* DCEP = Classical cepheids, or Delta Cep-type variables.
* CEP = Cepheid
* BLBOO = "anomalous cepheids"
* DSCT = Variables of the Delta Scuti type
* PUL = Pulsating variable star
* LPV = Long Periode Variable star
* ACV = Alpha2 Canum Venaticorum variables (rotating)
* BY = BY Draconis-type variables (rotating)
* ELL = Rotating ellipsoidal variables (b Per, Alpha Vir)
Type de variabilité n'apparaissant pas dans la liste du GCVS:
* ROT = Rotating variable star
* period = Periodic variable star
Les classifications des types de variabilité ont évolué despuis GCVS : exemple pour les étoiles RR Lyr RRd (double-mode : fundamental-mode et first-overtone ) de la réf 2011AcA....61....1S, vartype=RRd mais pas RR(B) (type de variabilité de GCVS pour les étoiles RR Lyr avec deux périodes : fundamental-mode et first-overtone) (MiB vu avec Cécile)
Voir la suite dans la liste de description des mesures. Section 31.Vmax p Vmin Permet d'indiquer les valeurs maximum et minimum obtenues pour une magnitude donnée (6 décimales autorisées) dans un filtre particulier à préciser ( p) sur un ensemble de mesures. Cela permet de rentrer indirectement l'amplitude d'une magnitude : Vmax = Vmoy - (Vamp /2) par exemple (Vmin = Vmoy + (Vamp /2)).p peut désormais prendre n'importe quelle valeur (U, B, V, R, I, J, H, K, u, g, r, i, z, p pour photographique, G ou autre). period (d) Permet d'entrer la mesure de la période, en jours, avec au maximum 6 décimales ; un caractère peut être ajouté après la valeur, par exemple ":" pour l'incertitude sur la valeur ou avant la valeur, par exemple " < " pour la limite inférieure de la valeur .Exemple : a dat V* |PUL | 16.89 I 16.91 | 0.249 : | | |2008AJ....135.1350S| Exemple : a dat V* | | 15.95 I 16.05 |< 227.000 | | |2008AJ....135.1350S| Quand la période est donnée en années pour la convertir en jours : Pjours = 365.2425xPannées Attention, à la date du 23/06/23, si Pjours > 9999, il faut uniquement la rentrer sous forme d'entier sinon les chiffres à gauche des milliers seront supprimés (Katia). epoque (JD) Permet de préciser l'époque, en Julian Days, avec 4 décimales au maximum.D/rt% Précise la durée de l'éclipse pour les étoiles de type Algol ou le raising time pour les autres étoiles. Il est généralement vide.Exemple : a dat V* |DCEP | 26.12 V 26.49 | 4.44 | | |2006ApJ...652.1133M| N.B. : les types d'objets pour les étoiles variables en données fondamentales ne sont pas les même qu'en mesure. Par exemple, on a :
* EB* : Eclipsing binary
* WU* : Eclipsing binary of W UMa type
* Al* : Eclipsing binary of Algol type
* bL* : Eclipsing binary of beta Lyr type
* RR* : Variable Star of RR Lyr type (all types)
* cC* : Classical Cepheid (delta Cep type)
* Ce* : Cepheids (all types except cC*)
* dS* : Variable Star of delta Sct type
* Pu* : Pulsating variable star
* LP* : Long-period variable star
* Ro* : Rotationally variable Star
* El* : Ellipsoidal variable Star
Voir aussi le lien Réorganisation des types d'objets dans Simbad pour voir la future liste avec les types d'objets SIMBAD (Anais va s'en occuper à partir du mois de septembre)
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* Vitesse radiale d'objets étendus (galaxies ou amas de galaxies) : a dat RVEL | Rvel (nmes) | rem | dis | reference |
Cette mesure n'est plus utilisée. Voir velocities.
Rvel vitesse radiale héliocentrique d'une galaxie (en km/s). Dans ce champ, seuls les nombres entier sont acceptés.Ainsi en langage AWK pour intégrer les données dans un script, on utilisera "printf" : Exemple : printf(%%O.RVel | %.0f ( )| | |2006AJ....131.1163S|\n »,$5) Remarques et dispersion en angstrà¶m/mm sont souvent laissés vides. * Redshift : a dat Z |redshift R| Reference | Cette mesure n'est plus utilisée. Voir velocities. On ne rentre que des mesures originales et non reprises d'une autre référence et uniquement des redshifts spectrométriques. Permet d'ajouter le redshift ou le cz (/300000) d'un objet avec 6 décimales maximum. R Permet de préciser avec ":" que le z est incertain ou "?" qu'il est très douteux.Pour l'instant, il n'est pas possible de rentrer les erreurs de redshifts en mesure, ni de spécifier sa nature spectrométrique. * 11 couleurs : a dat JP11 | U:360 (nmes )| B:450 (nmes )| V:555 (nmes )| R:670 (nmes )|I:87 0 (nmes )| J:1200 (nmes )| K:2200 (nmes )| L:3500 (nmes )| M:5000 (nm es )| N:9000 (nmes )| H:1620 (nmes )| reference | Pour entrer les magnitudes UBVRIJKLMNH Johnson. Chaque magnitude (3 décimales maximum) peut être suivie du nombre de mesures entre parenthèses ou d'un caractère spécial : S pour étoiles standards ou ? quand le nombre d'observation n'est pas connu. Exemple : a dat JP11 | 11.311 (5 )| 10.2 (? )|9.8 ( )|5.5 ( )| 10.352 ( )|9.526 ( )| 8.52 (? )| ( )| ( )| ( )| ( )|1954ApJS....1..175B|
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* uvby : a dat uvby | b-y | m1 | c1 |nbmes| bibcode | Permet d'entrer l'index de couleur b-y, l'index m1 (= (v-b) - (b-y)) et l'index c1 (= (u-v) - (v-b)), 3 décimales maximum pour chaque index, avec éventuellement, "nbmes" = nombre de mesures pour déterminer les index, qui peut être précédé d'un flag de limite (< ou >). * Autres mesures : Parmi ces mesures, certaines ont permis de rentrer des mesures particulières pour certains catalogues et ne sont plus utilisées (sauf dans le cas d'une cission o๠il faut recopier la donnée sur un objet). D'autres sont très rarement utilisées ; parmi celles-ci UBV et posa pourraient resservir ? CEL | U1 : m.e| U2 : m.e| U3 : m.e| U4 : m.e|peculiarities| reference | Cl.G |D R|Nga |Acl|BMclass| m1 | m3 | m10 |m10a | Reference | Einstein | RA (1950) Dec : Err| Count r.: Err | Hard.: err+ err-| Reference | GCRV | rvel. Q (nmes)|rem. |dis| reference | GEN | U-B | V-B | B1-B | B2-B | V1-B | G-B |Wt : m.e | Vmag |Wt : m.e | Remarks | reference | GJ | plx :p.e| Mabs Q| U | V | W | reference | hbet | H-bet|Rnmes| reference | HGAM | width (mes) | reference | IRAS | ra, dec (1950) | err.ellip| f12 f25 f60 f100 | \%flux.err. |conf| v|ns|na| reference | IRC | K-mag(mes) m.e:chi-2| I-mag(mes) m.e:chi-2| reference R| pos | alpha delta |me.al me.de|equi epoch | reference | posa | alpha delta | MajAxis, MinAxis PA |equi epoch | reference | SAO | alpha delta : m.e| pm-ra :m.e| pm-de :m.e| reference | TD1 |m2740 : s.e|m2365 : s.e|m1965 : s.e|m1565 : s.e| reference | UBV | V B-V U-B |Q/nbm| remarks | reference | ze | z R m.e. | Reference |-- EmmanuellePerret - 30 Sep 2009
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