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Aperçu sur l'observation des étoiles variables avec CCD

Rappel très sommaire : si l’éclat des étoiles semble immuable, on s’est rendu compte que certaines d’entre elles présentaient des éclats variables.
Notamment, il y a les supernovae dont l’éclat monte brutalement avant de diminuer progressivement. Ce fut le cas sous les yeux de Tycho Brahe en 1572 puis de Joyannes Kepler en 1604.
Depuis, avec les progrès des instruments astronomiques, on a découvert non seulement des supernovae, mais des étoiles aux éclats variables. On en compte aujourd’hui plusieurs dizaines de milliers. Nous n’aborderons pas ici, le classement et la physique des étoiles que l’on qualifie de « variables ».

Grâce aux progrès instrumentaux, les techniques pour évaluer les magnitudes ont progressé.

Actuellement, deux méthodes sont largement employées :
-    la méthode visuelle, souvent appelée « méthode d’Argelander » du nom de l’astronome qui détermina le processus, est encore très utilisée et ne nécessite que le télescope ou la lunette astronomique, voire les jumelles pour les étoiles plus brillantes,
-    la méthode par CCD, grâce à la technique des capteurs numériques et à l’informatique, prend une bonne place dans l’observation des étoiles variables,
Bien sûr, d’autres techniques sont apparues puis ont régressé (exemples des photomultiplicateurs ou de la mesure sur plaques photographiques).

Dans ce qui suit, la prétention n’est que de donner un aperçu sur la mesure des magnitudes avec une caméra CCD.

Matériel nécessaire : un télescope en station, une caméra CCD et son équipement informatique.
La photométrie différentielle : Ne nous effrayons pas avec cette appellation ! elle consiste simplement à comparer l’éclat d’une étoile (ou autre objet) avec une ou plusieurs étoiles, ceci même sans connaître la magnitude exacte des étoiles de comparaison. De la sorte, l’amplitude et la période peuvent être connues sans pour autant connaître la magnitude apparente.
Exemple de l’étoile variable CY Aqr, période d’environ 1h 28 min.
On a pris plusieurs dizaines d’images à la suite pendant une heure et demie, sans filtre.


Lien CDR-CDL

En connaissant les magnitudes des étoiles de comparaison :
On peut faire, bien sûr, les étoiles de périodes courtes mais la méthode s’applique aussi aux étoiles de périodes longues pour lesquelles on est rarement en mesure de tracer une courbe complète. En effet, une longue période nécessite une grande quantité de mesures et il plus facile de combiner les relevés de plusieurs observateurs. Alors, pour que les mesures soient cohérentes, il faut opérer avec un ou plusieurs filtres photométriques pour rendre les valeurs comparables.

Exemple d’une mesure de magnitude d’une étoile variable à période longue.
RU Lyr, période 371,84 jours.
AD : 19h12min 21s - DE : +41°18'13"

Dans le cas des longues périodes, il n’est pas nécessaire de faire des relevés sur une ou plusieurs heures dans une nuit mais seulement quelques images qui serviront à la mesure. Dans le cas présent, 5 images ont été prises avec un filtre photométrique V puis calibrées et empilées.

L’application MaximDL a servi pour cela mais va encore plus loin en offrant les outils pour la mesure de magnitudes.

Ci-dessous une fenêtre montrant MaximDL en cours de mesure.

Cliché du champ,

Les données d’étoiles de comparaison ont été extraites à partir de carte et tableau de l’AAVSO.
Ci-dessous, la carte du champ de RU Lyr



Ci-dessous, extrait des données relatives aux étoiles du champ.


AUIDRA.Dec.LabelUBVRcIcetc.
000-BCF-79519:13:09.60 [288.29001d]41:17:59.1 [41.29975d]99-10.697 (0.078)19.947 (0.056)16-9.192 (0.087)16 
000-BCF-76719:12:56.35 [288.23480d]41:22:24.6 [41.37350d]106-11.661 (0.001)1010.561 (0.001)109.988 (0.001)109.497 (0.001)10 
000-BCF-67819:11:41.36 [287.92233d]41:17:33.7 [41.29269d]114-11.841 (0.150)111.367 (0.080)16-10.674 (0.130)16 
000-BCF-76619:12:55.21 [288.23004d]41:22:45.5 [41.37931d]119-12.996 (0.002)1011.888 (0.001)1011.301 (0.001)1010.771 (0.001)10 
000-BCF-72919:12:22.25 [288.09271d]41:19:55.7 [41.33214d]123-13.593 (0.004)1012.302 (0.002)1011.623 (0.003)1010.976 (0.003)10 
000-BCF-74019:12:27.70 [288.11542d]41:23:29.1 [41.39141d]128-14.146 (0.004)1012.839 (0.002)1012.156 (0.004)1011.546 (0.005)10 
000-BCF-76319:12:52.79 [288.21997d]41:18:15.2 [41.30422d]131-13.676 (0.004)1013.053 (0.002)1012.676 (0.004)1012.291 (0.005)10 
000-BCF-71919:12:14.90 [288.06207d]41:14:59 [41.24972d]135-14.293 (0.005)1013.534 (0.003)1013.073 (0.006)1012.588 (0.020)10 
000-BCF-70519:12:04.71 [288.01962d]41:15:32.3 [41.25897d]138-15.029 (0.007)1013.811 (0.003)1013.153 (0.005)1012.570 (0.006)10 
000-BCF-71319:12:09.05 [288.03772d]41:17:59.8 [41.29995d]141-14.985 (0.007)1014.136 (0.004)1013.680 (0.007)1013.256 (0.009)10 
000-BCF-73819:12:26.80 [288.11166d]41:18:08.2 [41.30228d]144-15.240 (0.008)1014.368 (0.004)1013.914 (0.007)1013.513 (0.009)10 
000-BCF-71219:12:08.26 [288.03442d]41:19:05.1 [41.31808d]145-15.553 (0.010)1014.548 (0.005)1013.984 (0.009)1013.507 (0.011)10 
000-BCF-73519:12:25.05 [288.10437d]41:18:24.8 [41.30689d]147-15.743 (0.011)1014.743 (0.006)1014.219 (0.010)1013.654 (0.013)10 
000-BCF-72519:12:17.44 [288.07266d]41:21:56.9 [41.36581d]150-15.868 (0.012)1014.991 (0.006)1014.495 (0.010)1014.046 (0.013)10 
000-BCF-71719:12:10.93 [288.04553d]41:20:13.7 [41.33714d]154-16.086 (0.014)1015.364 (0.008)1014.932 (0.014)1014.522 (0.018)10 
000-BCF-72319:12:17.11 [288.07129d]41:18:54.2 [41.31506d]157-16.862 (0.023)1015.698 (0.010)1015.082 (0.016)1014.532 (0.021)10 
000-BCF-72119:12:16.94 [288.07059d]41:18:14.4 [41.30400d]159-16.741 (0.022)1015.914 (0.012)1015.470 (0.021)1014.991 (0.033)10 
000-BCF-72819:12:21.59 [288.08997d]41:17:57.4 [41.29928d]163-17.047 (0.032)1016.258 (0.016)1015.783 (0.028)1014.649 (0.040)10 


Dans notre exemple, seules les étoiles 123 et 128 ont été prises, elles ont respectivement des magnitudes V de 12.302 et 12.839. Ces dernières valeurs sont introduites dans MaximDL pour lui permettre de calculer la magnitude de l’étoile RU Lyr. Dans notre exemple le résultat est de mag V = 12.540.

Les données calculées ainsi ne restent pas dans nos disques durs mais vont rejoindre les bases de données des organismes tels que l’AAVSO ou l’AFOEV.

Ci-dessous, exemple de courbe de RU Lyr, prise de mai à juillet 2011. La mesure données en exemple ici y est intégrée. (AAVSO)

Ci-dessous, courbe sur 20 ans. (AAVSO)

Les points noirs correspondent aux mesures visuelles, les points verts correcpondent aux relevés CCD avec filtre photométrique V.
On remarque, à propos des types d’observations que la photométrie visuelle laisse peu à peu la place à la photométrie CCD.

Conclusion : la photométrie CCD constitue un excellent sujet d’observation. Les cibles ne manquent pas et les amateurs ont grandement leurs places.

Liens utiles :

Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables - AFOEV

American Association of Variable Star Observers - AAVSO

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