Note pour les débutants

CONSEILS AUX VARIABILISTES DEBUTANTS

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Les amateurs peuvent-ils encore faire oeuvre utile à la science astronomique ? Jusqu'au début du XXe siécle la question ne se posait pas et le nombre des amateurs ayant construit ou possédant des instruments aussi puissants que ceux des professionnels étaient nombreux ; citons simplement William Herschel qui, avant d'être un astronome célébre, était musicien ou Pons, ce concierge de l'Observatoire de Marseille qui, voyant ses patrons scruter le ciel, voulut y regarder aussi et y découvrit 34 cométes nouvelles ! Au milieu du XIXe siécle le plus grand télescope du monde appartenait à un noble anglais, Lord Rosse, et ne fut surclassé qu'en 1918 par la mise en service du télescope de 2m50 du Mont-Wilson.

Le perfectionnement des techniques modernes est devenu tel aujourd'hui qu'il semble difficile à des amateurs de pouvoir fournir une contribution utile aux progrés de l'astronomie. Il reste cependant quelques domaines où ils peuvent rendre de réels services, celui principalement des étoiles variables. Dans un rapport adressé en 1880 par le Comité Consultatif des Observatoires Astronomiques de Province au Ministére de l'Instruction Publique, M. Loewy, son rapporteur, écrivait :

"Par l'analyse des caractéres et de la durée de la période des variations si merveilleuses d'éclat que nous constatons, on arrive à des conclusions trés probables sur la constitution physique de ces corps célestes, sur la durée de rotation, sur leur distance par rapport à nous, sur la phase d'existence stellaire dans laquelle ils se trouvent et sur beaucoup d'autres questions de même ordre"
Depuis que ce rapport a été rédigé, l'intérêt qu'offre l'étude des étoiles variables n'a fait que croître. Le nombre des étoiles variables cataloguées est en constante augmentation. Le nombre de ces étoiles particuliéres étant si élevé et leurs caractéristiques si diverses, il est impossible aux astronomes professionnels de les suivre et de les étudier toutes. Dés 1916 le plus célébre "variabiliste" professionnel français, Michel Luizet (1866-1918), écrivait :
"Etant donné que chaque année de nouvelles étoiles viennent augmenter la liste déjà longue de celles reconnues variables, l'insuffisance des observateurs et, par conséquent, du nombre des observations est manifeste. Et cependant il n'est pas de travail astronomique plus facilement abordable que l'étude de ces étoiles! On peut, en effet, à l'oeil nu suivre nombre d'étoiles variables ; ... avec une petite lunette ou une bonne jumelle, le champ d'étude s'agrandit. ... Un aussi simple bagage instrumental, complété par un atlas céleste, est certainement entre les mains de beaucoup d'astronomes amateurs. Avec cela et de la bonne volonté, de la méthode et de l'assiduité, un observateur peut faire de l'excellente et utile besogne dans cette branche de l'astronomie."

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Utilisation des observations des amateurs
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C'est en utilisant de simples méthodes visuelles de photométrie que des amateurs américains, allemands, britanniques, russes, japonais et également français ont fait progresser nos connaissances sur les étoiles variables. Car même les étoiles variables les mieux connues, comme Mira Ceti ou SS Cygni dont toutes les éruptions ont été observées depuis la découverte de sa variabilité en 1896, doivent être surveillées en permanence parce que leur courbe de lumiére présente souvent des anomalies, des accidents imprévisibles qui sont toujours en rapport avec des modifications dans la composition de leur spectre. Ainsi une équipe de radio-astronomes de Nançay a utilisé les observations visuelles faites par les variabilistes de l'AFOEV pour mettre en évidence la corrélation, avec un certain décalage, entre les variations optiques et radio de plusieurs étoiles du type mira. De nombreuses novae ont été découvertes par les amateurs, quelquefois avant qu'elles n'atteignent leur maximum d'éclat ; les astronomes professionnels, informés sans délai, ont ainsi pu les observer spectrographiquement et les spectres obtenus ont permis de préciser la nature de ces objets. Actuellement les télescopes satellisés sont soumis à des contraintes en temps d'utilisation et le concours des amateurs est devenu primordial, permettant de "situer" l'étoile sur sa courbe de lumiére au moment où le professionnel aura à sa disposition le télescope satellisé.

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Les associations d'amateurs
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L'amateur débutant, tenté par l'étude des variables, équipé souvent d'un instrument relativement faible et ne disposant pas de loisirs lui permettant de faire des séries d'observations denses, pourra se demander si quelques observations faites au hasard d'un week-end de congé ou d'une éclaircie peuvent avoir quelque valeur. André Danjon a écrit un jour :
"En astronomie chaque observation a une valeur en elle-même. Une observation bien faite trouve un jour ou l'autre son emploi et une observation manquée laisse une lacune irrémédiable."
L'intérêt scientifique de l'observation des étoiles variables n'est donc pas négligeable et il serait dommage que les observations faites par les amateurs dorment au fond d'un tiroir. La publication de ses observations par l'amateur et leur mise à la disposition des spécialistes est évidemment trés difficile. Le regroupement des amateurs en une association permet de résoudre ce probléme : l'association publie les observations de ses sociétaires et les met à la disposition des professionnels. L'observation isolée, en apparence inutile, publiées avec d'autres observations, devient le maillon d'une chaîne forgée par l'ensemble des membres d'une association. Les observations récoltées par l'AFOEV sont aujourd'hui traitées par informatique et stockées sur le serveur du "Centre de Données Astronomiques" de l'Observatoire de Strasbourg où elles sont à la libre disposition des astronomes professionnels du monde entier (et ils ne se privent pas d'utiliser cette possibilité).

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Choix des étoiles à observer
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Le travail en équipe implique une certaine discipline . Bien que le programme de l'association ne soit pas immuablement figé et que de nouvelles étoiles variables viennent s'ajouter à la liste initiale des étoiles observées, il convient cependant de fixer certaines limites. La majeure partie du programme d'observation de l'A.F.O.E.V. comprend des étoiles variables à longue période (mira et semi-réguliéres). La plupart de ces étoiles ont des amplitudes de variation d'éclat assez grande pour que les erreurs individuelles aient moins d'importance relative. Le débutant a intérêt à choisir son programme parmi ces étoiles, bien suivies par d'autres observateurs; il aura ainsi des points de comparaison lui permettant de juger de la précision de ses estimations. Une autre catégorie d'étoiles variables bien observées par l'A.F.O.E.V. est celle des variables cataclysmiques ; ces étoiles, d'éclat en général assez faible, sont réservées aux observateurs ayant déjà un certain entraînement.

Durant la période d'initiation, le débutant reviendra le plus souvent possible sur les mêmes étoiles afin de se familiariser avec le champ. Puis, progressivement, il espacera ses observations - les variables à longue période ne demandent à être observée qu'une fois tous les 8 à 10 jours - ce qui lui permettra d'accroître rapidement son programme.

Le programme de l'A.F.O.E.V. ne comporte pratiquement ni algolides ni céphéides. L'observation de ces catégories d'étoiles requiert en effet une disponibilité peu en rapport avec les possibilités d'un amateur soumis à des contingences diverses, principalement professionnelles. En effet une observation isolée d'une variable de ces types n'a pratiquement aucune valeur et seules des séries complétes d'observations, réparties sur une nuit entiére ou tout au moins sur une grande partie d'une nuit, permettront de saisir l' éclipse d'une algolide ou le maximum d'une RR Lyrae.

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L'instrument
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L'oeil nu permet déjà l'étude de plusieurs variables brillantes à leur maximum mais, outre le champ d'action assez limité, elle présente pour le débutant de nombreux risques d'erreurs, en raison surtout de l'éloignement des étoiles de comparaison. Les jumelles sont le meilleur outil pour familiariser l'amateur avec l'étude des variables, le grand champ de l'instrument facilitant le repérage des configuration stellaires entourant les variables permettant ainsi la localisation exacte de l'étoile recherchée. Mais là également il convient de faire attention si les étoiles de comparaison sont éloignées. Entre la lunette et le télescope, la préférence doit aller, si possible, au second instrument. Les lunettes présentent l'inconvénient d'avoir un long foyer, donc un champ faible et un encombrement plus grand que le télescope dont un avantage supplémentaire est, à diamétre égal, un prix moins élevé et la possibilité de le construire soi-même.

Si, pour un instrument de grand diamétre, une monture équatoriale munie de cercles de calage précis ou pilotée, aujourd'hui, par ordinateur, permet de pointer facilement une variable faible, la monture azimutale sera plus pratique et d'un maniement plus rapide même pour un instrument relativement important ; il faut cependant que l'instrument soit équipé d'un bon chercheur permettant la recherche du champ de la variable par cheminement sur la carte d'observation.

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Cartes d'observation
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Des cartes d'observation sont disponibles sur ce site. Les calques originaux ont été dessinés, pour la plupart, par Antoine Brun, fondateur de l'association. Jaunis et devenus cassants, ils ont été redessinés et de nombreuses nouvelles cartes ont été confectionnées. Tirées par photocopie dans le format 13 x 18 cm, ces cartes servent à localiser la variable et contiennent la séquence des étoiles de comparaison avec leur désignation littérale et leur magnitude visuelle au dixiéme de magnitude. Ces étoiles de comparaison sont désignées par des lettres par éclat décroissant (a, b, c ,d ... ); la magnitude visuelle est indiquée par un nombre entier, 114 signifiant la magnitude visuelle 11,4 la virgule ou le point pouvant créer une confusion avec une image stellaire. L'introduction d'indices, c1 par exemple, signifie que cette étoile a été ajoutée dans la séquence entre c et d.

Ces cartes donnent tous les renseignements nécessaires tant sur la désignation de l'étoile variable, que sur sa position pour les équinoxes 1900, 1950 et 2000, la précession annuelle en alfa et en delta, le type de variabilité, l'éclat moyen au maximum et au minimum, la période, le spectre.

Pour une variable déterminée, le nombre de cartes disponibles dépend de l'éclat de la variable à son minimum. Il y a en principe quatre cartes par étoile : A, B, C et D, qui "s'emboîtent" :





Pour quelques variables brillantes il existe des cartes A1 dont l'échelle est de 2, 3 ou 4 centimétres par degré. Elles sont utilisables avec des jumelles et sont dessinées avec le nord en haut - sur les cartes B, C et D la vision est télescopique, c'est-à-dire le sud en haut. Lorsque le champ est particuliérement riche, il existe une carte E, quelquefois "emboîtée" dans la carte D. Lorsque l'étoile variable est située à proximité immédiate d'une étoile brillante, une carte unique peut contenir la séquence compléte : ainsi pour HL CMa, située prés de Sirius, une carte unique permet l'identification de la variable et contient la totalité de la séquence d'étoiles de comparaison.

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Recherche et identification de la variable
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La recherche de la variable et son identification est la partie la plus délicate et la plus rébarbative pour le variabiliste débutant, encore qu'en tant qu' astronome amateur, il aura certainement déjà l'habitude de rechercher des objets célestes. Il aura intérêt à commencer avec des variables "bien situées", c'est-à-dire à proximité d'étoiles assez brillantes et faciles à repérer. Si cette recherche est la seule difficulté sérieuse que peut éprouver un débutant, qu'il se rassure : avec l'habitude, vite prise, et l'entraînement, vite acquis, même des étoiles "difficiles" seront retrouvées trés rapidement et lorsqu'au bout d'un an la ronde céleste raménera dans le ciel de son observatoire une constellation donnée, il sera étonné et ravi de retrouver presque du premier coup telle ou telle étoile observée quelques mois auparavant.

Si l'instrument utilisé est monté en équatorial, l'étoile variable ou son champ sera trouvée facilement, soit à l'aide de cercles, soit par pilotage automatique. Si l'on utilise une monture azimutale, il faudra d'abord à l'aide de la carte A localiser la région de la variable. Avec le chercheur on partira d'une étoile brillante connue pour aller d'étoile en étoile vers l'étoile la plus brillante de la carte B. En utilisant l'oculaire donnant le plus faible grossissement, donc le plus grand champ, on cheminera vers la région précise de la variable en suivant des alignements caractéristiques et des configurations particuliéres, alignements et configurations d'ailleurs propres à chaque observateur. On opére ainsi de proche en proche, si nécessaire en utilisant la carte contenant les étoiles les plus faibles et des oculaires de plus en plus forts. Quand le champ de la variable est bien identifié, on vérifie si la variable est visible et il n'y aura plus qu'à procéder aux comparaisons d'éclat.

Dans ce travail de recherche, il ne faut pas pousser la fatigue à l'extrême ; si elle s'avére trop difficile, il est préférable de renoncer provisoirement et de reprendre la recherche à tête reposée lors de la séance suivante.

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Estimation d'éclat de la variable
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En aucune cas, sauf à utiliser des photométres, l'observateur visuel ne mesure l'éclat de l'étoile variable. La méthode d'observation consiste à estimer cet éclat en le comparant à celui, constant, d'étoiles étalonnées dont les magnitudes ont été mesurées, elles, soit jadis à l'aide de photométres, soit par photométrie photoélectrique ou CCD.

Aprés avoir trouvé l'étoile variable et identifié les étoiles de comparaison, on cherche celle de ces étoiles qui apparaît tout juste plus brillante que la variable, puis celle qui semble un peu plus faible. Soit "c" l'étoile plus brillante que la variable - désignée par "v" - et "d" l'étoile plus faible. La méthode d'estimation consiste à déterminer combien de "degrés" séparent "c" de "v" d'une part, "v" de "d" d'autre part, l'étoile la plus brillante étant toujours placée en tête. Les "degrés" ont été inventés par Herschel et améliorés vers le milieu du siécle dernier par Argelander, l'auteur du fameux catalogue de Bonn (BD). Il les définit ainsi :

"Si, au premier coup d'oeil, les étoiles paraissent également brillantes mais que je reconnaisse par un examen attentif et par passages réitérés de "c" à "v" et de "v" à "c" que, sauf de rares exceptions, "c" brille plus que "v", je dis que "c" est de 1 "degré" plus brillant que "v" et j'écris :
c 1 v
Si, malgré une égalité à premiére vue, l'étoile "c" apparaît à l'examen constamment et sans hésitation légérement plus brillante que "v", j'évalue la différence à 2 "degrés" et j'écris :
c 2 v
Une différence qui tombe au premier coup d'oeil vaut 3 "degrés" et s'écrit :
c 3 v
Une différence encore plus manifeste entre les deux étoiles représente 4 "degrés" et sera notée :
c 4 v
Enfin si une véritable disproportion existe entre les deux étoiles, cette différence vaut 5 "degrés" :
c 5 v "
Cette méthode devient de plus en plus imprécise au-delà de 5 "degrés". C'est pourquoi, dans toute la mesure du possible, les associations utilisent des séquences établies de façon à éviter de trop grandes différences d'éclat entre deux étoiles qui se suivent dans la séquence. Dans des cas exceptionnels, il ne sera pas possible de trouver deux étoiles de comparaison ou bien la variable dépassera toutes ses voisines par son éclat. On peut tout de même tenter la comparaison par extrapolation, mais l'estimation aura moins de valeur, moins de "poids".

Aprés avoir comparé la variable "v" à l'étoile plus brillante "c", on effectue selon la même méthode la comparaison entre "v" et "d", étoile plus faible, de maniére à obtenir finalement une expression du genre :

c 3 v 2 d
La magnitude estimée de l'étoile variable s'obtient alors par la formule :

mv = mc + [(md-mc)/(x+y)] * x

mv = md - [(md-mc)/(x+y)] * y

x et y étant, respectivement, le nombre de "degrés" séparant "c" de "v" et "v" de "d". Il s'agit, en somme, d'une simple régle de trois. Donnons aux étoiles "c" et "d" les valeurs 79 et 85 (magnitudes 7,9 et 8,5) : un total 3 (x) + 2 (y) = 5 "degrés" est égal à une différence de 8,5 - 7,9 = 0,6 magnitude. Le "degré" vaut par conséquent, dans notre exemple, 0,6/5 = 0,12 magnitude et le calcul de l'éclat de la variable "v" sera :

v = c + 3 "degrés" = 7,9 + (3 * 0,12) = 7,9 + 0,36 = 8,26

v = d - 2 "degrés" = 8,5 - (2*0,12) = 8,5 - 0,24 = 8,26

Le résultat, fruit d'une opération arithmétique, doit être arrondi au dixiéme de magnitude le plus proche, soit 8,3 dans l'exemple choisi. En écrivant 8,26 on risque de persuader le débutant que l'observation visuelle par estimation permet d'obtenir une précision du centiéme de magnitude, précision atteinte au prix de nombreuses complications et difficultés par la photométrie photoélectrique ou CCD.

Pour obtenir une plus grande certitude et pour vérifier les premiéres estimations, il est bon, lorsque la séquence le permet, de comparer "v" à plus de deux étoiles, par exemple :

c 3 v 2 d et c 3 v 4 e

Avec les valeurs c = 79, d = 85 et e = 88 , on aura

- de "c" à "d" : 5 "degrés" pour 0,6 magnitude, soit 1 "degré" = 0,12 magnitude
- de "c" à "e" : 7 "degrés" pour 0,9 magnitude, soit 1 "degré" = 0,13 magnitude
d'où la valeur de "v" = 8,26 - 8,26 - 8,29 - 8,28 respectivement, valeur arrondie à 8,3.

Lorsqu'il est impossible d'estimer la moindre différence entre les deux étoiles, lorsqu'aprés plusieurs passages de l'une à l'autre, il apparaît que c'est tantôt l'une, tantôt l'autre qui parait plus brillante, on dira qu'il y a égalité d'éclat et on écrira :

v c ou c v
Si la variable est trop faible pour être perçue et reste invisible dans l'instrument utilisé, on note alors la plus faible étoile de comparaison perçue avec certitude. Dans ce cas on écrira : "v" non vue - inférieure à "r" ou < 135 (si la plus faible étoile perçue est l'étoile "r", cotée de magnitude 13,5).

Une deuxiéme méthode d'estimation est la méthode fractionnaire dite de Pogson, dérivée de celle d'Argelander : on divise la différence de magnitude existant entre les deux étoiles de comparaison qui encadrent la variable en 10 "degrés". Dans notre exemple nous obtiendrons une estimation du type :

c 6 v 4 d

qui nous donnera une valeur de 0,6 / 10, soit 0,06 magnitude pour un "degré" et une estimation de

v = c + 6 "degrés" = 7,9 + 0,36 = 8,26, arrondi à 8,3
v = d - 4 "degrés" = 8,5 - 0,24 = 8,26, arrondi à 8,3
Enfin la méthode de Pickering prévoit de diviser arbitrairement la différence d'éclat entre les deux étoiles de comparaison en autant de "degrés" qu'il y a de dixiémes de magnitude, le "degré" valant par conséquent 0,1 magnitude. En prenant l'exemple précédent, on a entre les deux étoiles "c" et "d" une différence de 0,6 magnitude, soit 6 "degrés". Si, par exemple, l'éclat de "v" apparaît à mi-chemin entre les deux étoiles de comparaison, mais légérement plus prés de l'étoile la plus faible, on écrira :
c 4 v 2 d
et on obtiendra
v = c + 4 "degrés" = 7,9 + 0,4 = 8,3 v = d - 2 "degrés" = 8,5 - 0,2 = 8,3

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Enregistrement de l'observation
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Pour noter les observations on utilise un carnet, voire une simple feuille de papier ; toutes les observations seront inscrites dans l'ordre où elles ont été effectuées. En haut de la page ou de la série d'observations on note la date et, pour chaque étoile observée, le nom de la variable, l'heure et la minute de l'estimation (précision importante pour les étoiles cataclysmiques) et le détail de la comparaison. L'emploi d'une petite lampe atténuée, ampoule sous-voltée ou cache en papier rouge, servira à consulter les cartes et à noter les résultats qui auront donc cette forme, par exemple :

nuit du 2 au 3 mai 1995

R Leo

   21h00   1v2m
RX Boo   21h30   d5v2f
TW Vir   21h45   <k
R CrB   00h37   c1v2d
etc ...

Les heures sont données en temps universel (TU). Une estimation, consignée sur la feuille d'observations, ne doit jamais être modifiée par la suite.

Les indications du cahier ou de la feuille d'observations seront retranscrites dans un "registre d'observations" qui contiendra les indications suivantes :

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L'observation photographique des étoiles variables est facilitée de nos jours par les APN. Une mesure de la magnitude en utilisant la couche verte du capteur se rapproche en effet de la magnitude avec filtre V des capteurs CCD.

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Observation photoélectrique et CCD des variables
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L'observation photoélectrique des variables exige une instrumentation assez élaborée qui requiert, pour être construite sans trop de frais, de solides connaissances en électronique. Elle ne peut être pratiquée utilement qu'avec un télescope d'assez grande ouverture. En contrepartie elle permet d'atteindre une précision de l'ordre du centiéme de magnitude et d'observer les variables dans différentes bandes spectrales. Elle est principalement destinée à l'étude des variables à faible amplitude. Les caméras CCD, accessibles à l'amateur, permettent l'observation de variables de faible éclat ou des études particulières (variations rapides, transit d'exoplanètes, etc) .

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L ' A . F . O . E . V .
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L'A.F.O.E.V. , inscrite au Registre des Associations, est régie par des statuts adoptés en 1927 et modifiés à deux reprises en 1973 et en 1986. Elle a son siége social à l'Observatoire de Strasbourg.

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Courbe de lumière de S UMa tracée à partir
de 1917 observations de l'AFOEV (moyennes de 3 en 3 jours)
On pourra également consulter sur le site de notre association sœur américaine A.A.V.S.O. :
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