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."
o o o
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.
o o o
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" :
- la carte A, à l'échelle de un centimétre par degré, couvre un
champ de 12°sur 12°et contient toutes les étoiles jusqu'à la
magnitude 7,5. Elle sert à situer la variable dans sa
constellation à l'oeil nu et, pour certaines variables, à
estimer leur éclat près du maximum. Elles sont dessinées d'aprés
l'Atlas Photométrique des Constellations d'Antoine Brun.
- la carte B, dessinée en général à partir de la Bonner
Durchmusterung, donne l'environnement jusqu'à la magnitude 10,5
environ avec un champ de 2°sur 2°
- la carte C contient dans un champ de 40' sur 40' les étoiles
jusqu'à la 13éme magnitude
- la carte D, avec un champ de 20' sur 20', quelquefois de 10'
sur 10', voire moins encore, contient les étoiles les plus
faibles mesurées nécessaires à l'observation de la variable.
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.
o o o
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.
o o o
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 :
- date, heure en TU, date et heure transformées en jours et
fractions de jours juliens (tables publiées par l'AFOEV)
- nom et désignation de la variable
- détail de la comparaison
- magnitude estimée, déduite de la comparaison
- qualité de la comparaison
- qualité du ciel (I : pur et transparent, 2 : ciel de qualité
moyenne, 3 : ciel médiocre)
- instrument et grossissement utilisés
- remarques éventuelles
Par exemple :
2-3/5/1995 | | 21h00 | | 0942+11 R Leo | | 1lv2m | | 7.0 | | II | | 2 | | J80 | | ciel moyen |
| | 23h00 | | 1419+26 RX Boo | | d5v2f | | 7.9 | | II | | 2 | | T200x80 | | ciel moyen |
| | 23h25 | | 1140-03 TW Vir | | <k | | <13.9 | | I | | 1 | | T200x160 | | ciel clair |
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Relevés des observations
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Les relevés sont à envoyer mensuellement à l'A.F.O.E.V., autant que possible
dans les premiers jours du mois suivant. L'envoi se fait
par courrier électronique.
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Précision des observations - Erreurs possibles
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Les méthodes d'observation étant subjectives, les erreurs
inhérentes à ces méthodes sont impossibles à éviter. Elles
peuvent être accidentelles (erreur d'identification, par
exemple) ou systématiques (provenant des caractéristiques de
l'instrument utilisé ou de l'observateur). Les principales
causes d'erreur sont :
- celles dues au "phénoméne de Ceraski" (du nom d'un couple
d'astronomes russes du début du siécle). Cette erreur s'appelle
également "erreur de position" et se définit ainsi : pour un
observateur observant deux étoiles d'éclat identique situées
toutes les deux verticalement, l'étoile "du haut" parait
systématiquement plus brillante que celle "du bas". De même si
deux étoiles de même éclat sont situées toutes deux sur une
ligne paralléle à celle des yeux, l'une de ces étoiles peut
paraître plus brillante que l'autre. Cette équation est
strictement personnelle à chaque observateur ; elle est
constante en moyenne et elle a toujours la même valeur et le
même sens, c'est-à-dire que par exemple tel observateur verra
toujours l'étoile de "droite" plus brillante de 0,3 magnitude
que l'étoile de "gauche" tandis que pour tel autre elle sera
moins brillante de 0,2 magnitude. Pour éliminer cette cause
d'erreur, il convient de ne pas juger par une vision
panoramique, c'est-à-dire centrer la variable pour la comparer à
des étoiles situées autour d'elle, mais placer successivement
chaque étoile au centre du champ, pencher la tête d'un côté puis
de l'autre.
- celles dues à l'"effet de Purkinje" (physiologiste tchéque) ou
"de Galissot" : même si l'observateur semble ne pas percevoir
toujours des différences de couleur entre les étoiles à
comparer, la rétine de l'oeil sera toujours plus sensible à
certaines radiations. Ainsi les étoiles rouges - et c'est le cas
des variables à longue période, nombreuses dans notre programme
- paraissent devenir de plus en plus lumineuses à mesure qu'on
les fixe plus longtemps. Pour éviter cette cause d'erreur, il
convient d'examiner les étoiles par brefs coups d'oeil. On peut
également intercaler un filtre vert clair qui efface
sensiblement la différence de coloration. Une excellente
solution consiste à "étaler" légérement les images des étoiles
en vision extra- ou intrafocale, ce qui a de plus l'avantage de
faciliter les estimations tout en diminuant la couleur rouge.
- la fatigue résultant d'une position peu commode à l'oculaire -
télescopes de type Cassegrain surtout - influence beaucoup le
travail et provoquera des erreurs. Il conviendra de s'installer
de maniére confortable et de ménager des instants de repos et de
détente au cours des séances d'observations
- la consultation d'éphémérides avant d'observer, le souvenir
d'observations antérieures provoquent l'"erreur de suggestion" à
laquelle tous les observateurs restent sensibles, mais plus
particuliérement les débutants. L'association fournit tous les
ans aux observateurs un tableau de prévision des dates de
maximums et des minimums des étoiles de type mira. Ce tableau a
pour unique but de permettre à l'observateur de préparer ses
observations : inutile de vouloir observer une variable à un
minimum de magnitude 14,0 avec une lunette de 80mm ou un
télescope de 100mm. Remédes à l'erreur de suggestion : ne pas
consulter les éphémérides ou les observations antérieures,
augmenter le nombre d'étoiles à observer et n'observer chacune
d'elle qu'à des intervalles de plusieurs jours (les variables
cataclysmiques, par contre, doivent être observées à chaque
séance) pour oublier les précédentes estimations.
Quant à la précision des estimations, en tenant compte de
toutes les incertitudes dues aux erreurs et aux possibilités d'y
remédier, elle est de l'ordre de 0,5 à 0,3 magnitude pour le
débutant inexpérimenté ; elle tend rapidement à descendre à 0,2
magnitude pour se stabiliser autour de 0,1 magnitude pour le
variabiliste confirmé.
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Observation photographique des variables
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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.
o o o
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) .
o o o
L ' A . F . O . E . V .
= = = = = = = = = =
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.
o o o o o o
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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