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L'étoile de Barnard en 2017 : Une étoile "filante"...

Jean Caquel, Philippe Deverchère, Yves Argentin — 2017-08-17T22:00:00Z

11 ans après la première rédaction de cet article, où nous vous présentions une image du champ de l'étoile de Barnard datée du 13 juin 2006, et 3 ans après la dernière mise à jour en 2014, nous avons refait une image du même champ le 17 août 2017, montrant le déplacement de cette étoile au cours de cette période

L'étoile de Barnard a un statut très particulier. Il s'agit de l'étoile qui possède le déplacement angulaire le plus rapide sur le fond de ciel. Elle a été découverte en 1916 par Edward BARNARD. On peut observer son déplacement facilement sur des durées de quelques mois puisque son mouvement propre est de l'ordre de 10 secondes d'arc par an.

L'astronome Edward BARNARD (1857 - 1923) publia en 1916, dans la revue Astronomical Journal, un article ou il relatait la découverte d'une étoile de magnitude photographique 11 se déplaçant de 10.3 secondes d'arc par an.

Le tableau suivant décrit les principales étoiles se déplaçant rapidement sur le fond de ciel.

Aujourd'hui, l'étoile de Barnard est toujours connue comme celle ayant un mouvement angulaire annuel le plus important.

L'image suivante a été réalisée à l'observatoire Lowell en 1937. L'étoile de Barnard est située dans la partie basse de l'image (repérée par le flèche jaune). Le Nord est en haut.

On peut voir sa relative proximité avec l'étoile brillante du bas de l'image. Cette étoile est répertoriée dans le catalogue UCAC2 sous le n° 33.255.293, de magnitude 9,6. Cette étoile est située aux coordonnées 17h 57m 43s et +04° 26m 23s dans la constellation d'Ophuichus.

L'image suivante, toujours réalisée à l'observatoire Lowell, a été prise en 1960.

On peut constater le déplacement important sur le fond de ciel (de 4 minutes d'arc environ).

L'image suivante a été prise dans la nuit du 13 juin 2006 depuis l'observatoire de Biscarmiau. On reconnaît bien le groupe d'étoiles en forme de triangle en bas et à droite de l'image, et on se rend compte du trajet effectué par l'étoile depuis 1937 et 1960 !

Le déplacement angulaire rapide de l'étoile de Barnard est justifié par son mouvement propre mais surtout par sa relative proximité de notre système Solaire. En effet, elle n'est distante que de 6 années lumière. Son déplacement dans le ciel fait qu'elle se trouvera d'ici trois milles ans dans la constellation d'Hercule. Depuis 1937, date de la première image, elle a parcouru une distance de près de 12 minutes d'arc sur le ciel, ce qui représente environ un tiers du diamètre de la Lune.

L'animation suivante, réalisée avec le logiciel C2A pour Windows, montre le déplacement de l'étoile entre 1959 et 2030.

Cliquez sur la miniature pour voir l'animation :

Le champ a une valeur de 30 minutes d'arc, soit le diamètre de la pleine Lune.

L'étoile de Barnard est de type spectral M4, ce qui la situe dans la catégorie des naines rouges. Elle est donc plus âgée que notre Soleil et sa température de surface est également plus faible. Ces différentes caractéristiques en font une candidate potentielle à l'hébergement d'un système planétaire.

En effet, selon Van de Camp, L'étoile de Barnard semble, au cours de son déplacement, ne pas suivre un chemin rectiligne mais osciller autour d'un point qui serait le barycentre d'un système complexe ou multiple. Ce point, le barycentre du système, décrirait une trajectoire rectiligne sur le ciel. Les différentes composantes du système sont liées par leur attraction gravitationnelle réciproque.

Différentes méthodes prenant en compte la distance de l'étoile, le rayon en UA (Unité Astronomique) de l'orbite décrite par cette étoile autour du barycentre ainsi que sa période (24 ans), ont permis le calcul de la masse de cette étoile. Cette masse est estimée à environ 0,15 masse Solaire. De là même, une estimation de la masse du compagnon a pu être réalisée (0,0016 masse Solaire), ainsi que la distance de gravitation autour de l'étoile (valeur estimée à 4,5 Unités Astronomiques).

Toutefois, l'oscillation de l'étoile de Barnard autour d'un barycentre n'est pas prouvée et la Communauté Astronomique estime que les mesures de Van de Camp sont erronées.

Complément de l'article rédigé le 10 juin 2014 :

Sur la demande de Jean Caquel, un nouveau champ a été réalisé le 8 juin 2014 par Philippe Deverchère. Le dernier datant de 2006, cela fait un écart de huit ans entre ces deux derniers pointages :

On peut noter que l'étoile de Barnard continue son cheminement en direction du Nord selon
une trajectoire qui semble rectiligne.

Entre 1937, date de la première position relevée, et 2014, date pour la position actuelle, on relève un écart de 13 minutes et 30 secondes d'arc, soit 13 x 60 + 30 = 810 Arcsec.

810 secondes pour une période de 77 ans, donnent 10,51 arcsec par année, valeur en accord
avec les mesures effectuées par Barnard.

Sur cette image, on voit les différentes positions correspondantes aux 5 dates de relevé :

Voici un montage en trois images qui montre les champs respectifs de 3 sources de données :

– A gauche, un champ DSS ( Digitalized Sky Survey ) que l'on trouve sur internet et consultable depuis C2A. Ce champ a été réalisé par l'observatoire Lowell, au cours de l'année 1949, en août semble-t-il !
– Au centre, un champ réalisé ce mois-ci par Philippe Deverchère depuis son observatoire.
– A droite, le même champ donné par le logiciel de cartographie céleste C2A.

Complément de l'article rédigé le 17 août 2017 :

Voici une nouvelle image faite avec le T305 dans la nuit du 17 août 2017 depuis l'observatoire de Biscarmiau à Visker :

Les nouvelles coordonnées de Barnard montrent un constant déplacement en direction du Nord . Les valeurs actuelles sont :
17h 57 47 et +04° 44 40.

En regard de la position de l'étoile au dernier relevé qui date de 2014, on note une différence de 0 minute 30 secondes, déplacement en direction du Nord principalement, la variation en ascension droite étant négligeable.
Mais aussi, on trouve un écart de 13 min 40 entre la position de 1937 et celle de 2017 soit 80 ans.
13,40 mn sont égales à 820 sec qui divisées par 80 donnent un déplacement de 10,25 sec par an.

Le déplacement annuel semble bien constant en fonction de ces mesures, et d'une valeur approchant les 10 secondes d'arc, ce qui confirme toujours les données annoncées par Van de Camp.

J Caquel

Pour plus d'informations, voir : http://fr.wikipedia.org/wiki/étoile_de_Barnard

Bibliographie : Astronomie - Editions Atlas

Imagerie de la comète C/2006 M4 Swan

Jean Caquel — 2009-07-10T16:39:01Z

Passagère de l'automne, cette comète traverse rapidement le ciel, après son parcours dans la constellation du Lion, elle a traversé le Bouvier pour se diriger vers Hercules, elle atteindra l'Aigle vers la fin Novembre 2006.

Deux séries de trente images chacune ont été enregistrées.
Après traitement, la Coma, ce nuage de gaz et de poussières entourant le noyau, a été superposé, au pixel près, afin d'obtenir une image précise des jets activés par le vent Solaire.
On peut voir une large trainée de poussières, dirigée vers le bas de l'image et une étroite bande formée par des gaz et orienté légèrement vers la gauche.
Cette comète a fourni un sursaut d'activité vers le 20 Octobre dernier ; au moment de cette image, cette activité semble diminuer.
La superposition des trente images de la Coma fait que chaque étoile du champ se trouve décalée suite à la rotation nocturne du Ciel, les images couvrent un temps d'acquisition de plus de 7 minutes.
Tout ces déplacements sont relatifs, les étoiles vont vers la droite de l'image, la comète va, en réalité vers la gauche.

Travaux sur les Astéroïdes

Gérard Vaudescal, Jean Caquel — 2005-05-23T09:55:03Z

Introduction

Dans notre système Solaire, plus de 30000 "objets" se déplacent sur des orbites diverses ; il s'agit, en général, de corps résiduels de la formation du système Solaire et pour certains, connus depuis longtemps (1801). On dispose de données très précises sur les orbites de 10000 d'entre eux, la stabilité de ces orbites, les masses, densités, compositions chimique, etc... Un petit historique est disponible sur

http://perso.wanadoo.fr/pgj/asteroid.htm

ainsi que sur

http://perso.wanadoo.fr/pgj/100ast.htm.

Aujourd'hui les observatoires astronomiques ont des équipements de plus en plus performants et les limites atteintes dans la recherche des petits corps progressent et permettent de découvrir et surveiller des corps de quelques centaines de mètres de diamètre. Ce nombre toujours plus important d'objets détectés nécessite des relevés réguliers et précis afin de définir au mieux leurs paramètres orbitaux.

Un astéroïde est un corps généralement constitué de matériaux solides ; certains sont tout simplement des roches contenant des métaux.

Il est d'un intérêt évident de vérifier qu'aucun de ces objets ne vienne, un jour, se placer sur une orbite de collision avec la Terre suite, par exemple, à l'influence gravitationnelle d'une planète géante comme Jupiter. Voir à ce sujet l'échelle Torino de danger d'impact sur

http://perso.wanadoo.fr/pgj/TorinoScale.htm

ainsi que sur

http://128.102.32.13/impact/torino.cfm

Il est donc important que la Communauté Astronomique, par ses observations, répertorie tous ces objets et suive le plus régulièrement possible leurs trajectoires.

Pour un pays comme la France, plusieurs demandes d'observation sont diffusées chaque semaine (une dizaine parfois) et il est important que le plus grand nombre possible d'observateurs répartis sur tout le territoire puissent fournir des résultats.

Les professionnels, dans leurs observatoires, ne peuvent être à pied d'œuvre continuellement et une collaboration avec les amateurs leur est donc profitable.

Il existe des groupements comme PLANOCCULT qui se chargent de publier les demandes d'observation et qui collectent les résultats afin d'affiner les données orbitales et physiques de chaque objet étudié.

EAON est une autre source où sont répertoriées les occultations à venir. Voir

http://www.astrosurf.com/eaon/

Voici une copie d'écran qui montre un exemple de prévision :

Mode opératoire

La technique d'observation utilisée pour obtenir des informations sur les caractéristiques physiques et orbitales des astéroïdes est l'occultation d'étoiles par le "corps" étudié (astéroïde) en relevant divers paramètres tels que :

– l'heure de début et de fin de l'occultation,
– les écarts de magnitudes dans les cas d'occultations partielles.

Une demande d'observation se compose d'une carte regroupant les pays concernés sur laquelle est inscrit le tracé du parcours de l'ombre portée de l'astéroïde (il faut avoir à l'esprit qu'une occultation d'étoile par un astéroïde est aussi une éclipse d'étoile). Cette trace est représentée par une zone centrale de quelques kilomètres de large, liée à la taille et à la distance de l'astéroïde, où l'occultation devrait être totale et de deux zones latérales qui sont représentatives d'une occultation possible suite à des données astrométriques imparfaites ou incomplètes.

Voici un exemple de carte :

Chaque observateur, professionnel ou amateur, qui a son site d'observation situé dans la bande centrale ou dans les zones latérales devrait tenter une observation.

Informations diffusées

En haut de la carte, on trouve les noms de l'étoile occultée et de l'astéroïde, ainsi que la date et l'heure prévue de l'occultation. En dessous, à gauche, on trouve les données concernant l'étoile occultée. Au centre, la définition de l'occultation, durée, assombrissement de l'étoile. A droite, les données connues, actuelles, de l'astéroïde (diamètre, magnitude).

Enfin, divers extraits de cartographie stellaire sont fournis.

Les conditions atmosphériques

La première condition est, bien sûr, que le ciel soit dégagé. Toute observation ne pourra se faire que dans la mesure où les conditions atmosphériques seront bonnes (air stable, absence de lune, etc...) ; il arrive que, pour obtenir un résultat, une recherche se fasse au travers des trouées dans les nuages, pour peu que l'étoile soit visible le temps du pointage et au moment de l'occultation.

A certaines périodes de mauvais temps, l'observateur n'hésite pas à se déplacer, selon ses moyens, pour trouver un endroit où le ciel est plus clément. Ceci impose le transport du matériel d'observation, des moyens d'enregistrement du temps (horloge) et de détermination de la position du lieu d'observation à l'aide d'un GPS.

Les périodes de Lune sont parfois un obstacle lors d'une occultation, surtout si un écart est faible entre les positions respectives sur le ciel.

Les facteurs influents sont :
– la magnitude de l'étoile occultée,
– la période lunaire,
– la proximité de la lune avec l'étoile observée.

A ce sujet, à partir des observations déjà faites, un graphique pourra être réalisé à l'aide de ces différents facteurs pour permettre d'identifier la faisabilité de l'observation.

Le matériel astro

Très peu d'occultations se font sur des étoiles brillantes. Les cas les plus courants concernent des étoiles de magnitude 8 à 12. Des moyens de positionnement performants sont utiles et souvent indispensables. Une étoile de magnitude 11 est 250 fois moins brillante que la plus petite étoile visible à l'œil nu !

Une occultation sur une étoile de magnitude 8 peut se faire à l'aide d'une paire de jumelles de bonne qualité, mais le suivi visuel devient vite un problème dès lors que l'étoile diminue d'intensité. En effet, il faut souvent suivre cette étoile pendant un certain temps, quelques minutes généralement, et sans interruption tout en maintenant l'œil parfaitement centré sur l'oculaire.

Dans un observatoire, on trouve en général le matériel nécessaire à une bonne observation (télescope puissant et stable) réalisable dans de bonnes conditions de confort. La situation géographique de l'observatoire doit être bien connue afin de pouvoir fournir des données fiables qui seront utilisés lors du traitement de l'ensemble des informations recueillies.

Le T305 de l'observatoire de Biscarmiau (Visker) remplit parfaitement les conditions pour obtenir des relevés visuels de très bonne qualité sur des occultations d'étoiles de magnitude 11 au maximum. Au delà il est nécessaire de passer à des relevés numériques, par exemple avec une caméra CCD.

Technique du chronométrage

La détermination des temps se fait à l'aide d'un chronomètre numérique qui peut enregistrer des temps intermédiaires dans le cas de suivi visuel, ou à l'aide d'une caméra CCD qui fournit plusieurs images par seconde. Chaque image est enregistrée ainsi que le moment précis de la pose. Un matériel de qualité "astro" est nécessaire pour fournir cinq ou dix images par seconde d'une étoile de magnitude 10 ou 12 !!!

Exemple de pendule radio-pilotée et de chrono numérique :

Précision du chronométrage

Pour pouvoir interpoler les diverses mesures réalisées sur la trajectoire, dans les pays concernés, l'observateur doit enregistrer très précisément le moment de la disparition ou de l'assombrissement de l'étoile occultée et l'instant de la réapparition.

Ceci doit être fait avec une précision de l'ordre du dixième de seconde au moins. En mode visuel, une bonne habitude est nécessaire dans le maniement du chronomètre et des essais seront utiles afin de déterminer le temps de réaction moyen pour chaque observateur.

Temps moyen de réaction

Ce contrôle peut être fait de manière simple. En regard d'une horloge radio pilotée ou de tout autre moyen donnant une heure de référence atomique, il est simple de déclencher des temps intermédiaires du chrono sur les valeurs de minutes entières en ayant pris soin de masquer l'affichage des secondes. A la relecture des temps intermédiaires, on ne devrait retrouver que des paquets précis de minutes. Ce n'est que rarement le cas et un cumul des erreurs enregistrées, divisé par le nombre de mesures, donnera une erreur moyenne pour l'observateur. Cette erreur sera communiquée au service de dépouillement des résultats.

Enregistrement du temps

Avant le début de l'occultation, l'observateur déclenchera le chronomètre sur une heure très précise, il notera ce temps comme début du comptage, ce qui lui servira ensuite à positionner ces temps intermédiaires d'occultation.

Voici un exemple :
– Début de comptage 21h 45mn 00s
– Premier temps intermédiaire 21h 48mn 12s 45/100 ou 3mn 12s 45/100
– Deuxième temps intermédiaire 21h 48mn 19s 65/100 ou 0mn 19s 65/100
– Arrêt du chrono 21h 58mn 00s ou 9mn 40s 35/100

Le début de l'occultation s'est produit 3mn 12s et 45/100 après le début de comptage et l'occultation a duré 7 s 20/100.

La compilation

Pour chaque observateur, on obtient ce qu'on appelle « une corde », c'est-à-dire une représentation graphique de l'événement ; voyons un exemple : la corde est affichée horizontalement et délimitée par les temps intermédiaires.

Voici la compilation d'un grand nombre de résultats pour l'astéroïde Tercidina. L'occultation stellaire par Tercidina du 17 septembre 2002 est une des plus belles réussites du genre : 72 cordes mesurées (64 en temps absolu, 8 en durée) se répartissant sur l'ensemble du profil de l'astéroïde.

Image : Frappa@euraster.com

La trace du haut a été enregistrée par un observateur situé trop au nord de la zone d'ombre prévue sur Terre. De même, celle du bas, pour un observateur placé trop au sud. Dans ces deux cas, il n'y a pas eu d'occultation enregistrée mais l'enregistrement a été positif (pas d'occultation à cet endroit).

La deuxième trace en partant du haut comporte un point rouge qui représente le moment où l'étoile a disparu et un point vert qui correspond au moment de la réapparition. Ces deux points sont, comme on l'a vu, situés très exactement dans le temps, au dixième de seconde près si possible.

On voit très bien, les temps d'occultation qui augmentent au fur et à mesure que les observateurs sont placés plus près du centre de la bande centrale. Ce grand nombre de traces pour un même évènement apporte une grande précision dans le graphique et les résultats.

Les infos recherchées

Ce genre de graphique, apporte à première vue une idée de la forme de l'astéroïde vu depuis la Terre au moment de l'occultation. Cette forme peut être légèrement différente lors d'une autre occultation car tout corps céleste subit une rotation sur lui-même en parcourant son orbite.

La connaissance de la distance d'éloignement obtenue par la parallaxe (écarts de position sur le Ciel obtenus au même moment depuis différents lieux d'observations) permet de déduire le diamètre de l'objet. De même, une surveillance de cet objet sur son orbite permettra de connaître sa période de révolution et sa rotation.

Beaucoup d'autres données pourront être obtenues en y associant la photométrie qui va nous livrer la magnitude absolue de l'astéroïde pour en déduire son albédo, ce qui va contraindre sa composition et donc sa masse.

Plusieurs occultations du même objet permettrons d'obtenir plusieurs profils et à terme le modèle en trois dimensions de l'objet.

Conclusion

Le grand nombre d'objets mal connus, la quantité d'occultations nécessaires, multiplié par le nombre d'observateurs qui peuvent réellement enregistrer chaque occultation font qu'un travail d'équipe est largement justifié.

Les moyens visuels sont les plus rapides à mettre en œuvre, mais ils sont limités dans leurs précisions et leurs champs d'investigation.

L'enregistrement de ces occultations au moyen de caméras CCD pouvant fonctionner en mode Vidéo ou en Drift-scan est réellement plus sûr, mais aussi plus onéreux en termes de matériel et équipement.

Il faut toutefois rappeler les deux grandes qualités de ces mesures par rapport à celles obtenues avec du matériel plus sophistiqué : ces mesures sont directes et avec l'habitude, peuvent être d'une précision redoutable, de l'ordre de 1mas (milli-arc-seconde). A titre de comparaison, la résolution spatiale que peuvent atteindre, en imagerie directe, un 2,4 m spatial comme Hubble ou un télescope de 8 m de diamètre terrestre avec optique adaptative est de 40 à 50 mas !!!

On voit immédiatement l'intérêt pour des amateurs comme nous de participer à ce grand projet international d'observations astronomiques. Ceci nous incite à aller de l'avant en apportant des informations à la communauté scientifique, tout en s'éclatant... quand on a des résultats sympas !!!

Observation de Toutatis lors de sa conjonction avec l'étoile SAO117887 le 14 décembre 1992

Jean Caquel, Philippe Deverchère — 2005-03-18T17:29:14Z

Introduction

Une série de 32 images CCD ont été prises avec la caméra CCD du Club Astro Tarbais dans la nuit du 13 au 14 décembre 1992 entre 1h35 et 1h49 TU à l'observatoire du Pic du Midi. La caméra (matrice Thomson 7852, 145 x 221 pixels) était montée au foyer du T60 en configuration Newton (2100 mm de focale, 600 mm de diamètre).

Le but de l'étude présentée ici est de déterminer la distance angulaire entre Toutatis et l'étoile SAO117887 lors de la conjonction. En effet, un calcul du Bureau des Longitudes et de Jean Lecacheux de l'Observatoire de Meudon prévoyait une séparation angulaire minimale entre les deux astres de 32" d'arc à 1h41,9 TU le 14 décembre 1992.

La valeur de 32" d'arc a été calculée en faisant l'intégration numérique pas à pas de la trajectoire de Toutatis, avec comme conditions initiales les éléments osculateurs pour le 13.0 janvier 1993 prédits dès novembre 1992 par D.K.Yeomans du Jet Propulsion Laboratory (Yeomans a analysé toutes les observations connues entre la pré-découverte de 1934 et septembre 1992). De plus, la valeur de 32" inclut la correction de parallaxe due aux coordonnées géographiques et à l'altitude du Pic du Midi.

Présentation du problème

Pour toutes les images, le temps de pose était de 10 secondes. La figure ci-dessous schématise l'étoile SAO ainsi que les deux positions extrêmes de Toutatis relevées durant les prises de vues :

position (1) : Toutatis observé à 1h35m29s

position (2) : Toutatis observé à 1h49m46s

position (3) : position de Toutatis à la conjonction

L'étoile SAO117887 (aussi dénommée PPM156319) a les coordonnées équatoriales suivantes :

Il s'agit d'une étoile variable de type M (rouge). Elle est connue sous la dénomination RR Sextant et sa magnitude varie grossièrement entre 9 et 10,5.

Les heures de prise de vues vont nous permettre de déterminer grossièrement l'instant de la conjonction. De plus, la calibration de l'image à partir des deux positions extrêmes de Toutatis et d'un éphéméride va nous permettre de déterminer la distance angulaire entre Toutatis et l'étoile SAO à cet instant.

Analyse des clichés

L'analyse de la première et de la 32ème et dernière vues donne les côtes relatives suivantes, exprimées en pixels dans le repère de la première image :

position (1) : X = 68,548, Y = 89,081

position (2) : X = 37,274, Y = 140,161

étoile SAO117887 : X = 45,937, Y = 104,367

Ces côtes sont obtenues directement à l'écran à l'aide d'une fonction de détermination du centre d'un objet brillant proposée par le logiciel ASTROL, logiciel développé par François Colas du Bureau de Longitudes.

De la même façon, une analyse des images autour du point de conjonction donne les valeurs suivantes (les côtes sont exprimées dans le repère particulier à chaque image, mais il reste possible de comparer directement les distances relevées entre Toutatis et l'étoile SAO) :

La figure suivante montre la courbe que l'on obtient si l'on reporte les distances (colonne d) en fonction du temps (exprimé en secondes depuis l'instant 1:40:00) :

Un calcul simple permet de déterminer la courbe d'équation

qui passe par trois des six points de la figure. En effet, c'est une courbe de ce type qui décrit la distance en fonction du temps dans le cas où l'on fait l'hypothèse que Toutatis possède une vitesse constante sur une trajectoire rectiligne durant l'intervalle de temps qui nous intéresse. On vérifie que les trois autres points ne s'écartent pas de la courbe de manière significative.

On trouve alors les valeurs suivantes pour les paramètres de l'équation :

Détermination de l'instant de la conjonction

En dérivant l'équation obtenue dans le paragraphe précédent, on trouve que le sommet de la courbe a pour abscisse 85,0 secondes et pour ordonnée 11,17 pixels. On en déduit facilement l'instant de la conjonction :

passage au point (3) : 1h41m25s

La prévision du Bureau des Longitudes et de l'Observatoire de Meudon donne l'instant 1h41m54s.

La différence peut être au moins partiellement expliquée par le fait que la datation des clichés est approximative. En effet, le logiciel d'acquisition enregistre l'heure de sauvegarde du fichier et non l'heure du début ou de fin de pose (chaque pose durant 10 secondes). De plus, on peut raisonnablement supposer que l'horloge interne du système était synchronisée sur l'heure TU à quelques secondes près. Tout cela fait que le résultat obtenu peut être considéré comme satisfaisant.

Détermination de la distance angulaire

Un éphéméride de Toutatis fourni par Jean Lecacheux (cet éphéméride a été préparé par Patrick Rocher du Bureau des Longitudes à l'aide d'un programme d'intégration numérique) donne la position de Toutatis toutes les dix minutes dans la plage horaire qui nous intéresse (pour le site de l'Observatoire du Pic du Midi) :

La calibration du cliché en orientation et échelle peut être réalisée à l'aide de cet éphéméride pour peu que l'on ait une précision suffisante au niveau du relevé des temps pour chacun des clichés. Cette condition n'est pas entièrement réalisée puisque l'on prend en compte l'heure de sauvegarde du fichier par le logiciel d'acquisition d'images. On fera toutefois l'hypothèse que cette précision est suffisante pour le calcul que nous voulons réaliser.

Un cliché de Schmidt calibré avec le PPM de la portion de ciel qui nous intéresse permettrait bien sûr de ne plus faire reposer notre calibration sur le vecteur vitesse de Toutatis et donc d'augmenter la précision de notre détermination de distance angulaire. Il se peut qu'un tel cliché soit disponible dans les mois à venir, auquel cas un nouveau calcul sera entrepris.

A partir de l'éphéméride, on détermine par interpolation que la distance angulaire entre les points (1) et (2) est de 167,23" d'arc. Dans notre système de coordonnées relatives, la distance qui sépare le point (1) du point (2) est de 58,83 pixels.

Dans le paragraphe précédent, nous avons déterminé que la distance qui sépare l'étoile SAO du point (3) est de 11,17 pixels.

On en déduit par une simple règle de trois que la distance angulaire entre l'étoile SAO et le point (3) est de 31,8" d'arc environ. La prévision du Bureau des Longitudes et de l'Observatoire de Meudon donne une distance angulaire de 32" d'arc.

Conclusion

Avec le champ fourni par l'instrument, un pixel de l'image représente environ 2,84" d'arc. L'analyse des différentes imprécisions (obtenues en particulier en déterminant la distance en pixels entre deux étoiles fixes sur plusieurs images) montre que l'on peut s'attendre à une erreur d'environ +/- 0,2 pixels sur le relevé des positions, ce qui induit donc une incertitude d'environ +/- 0,5" d'arc sur la distance angulaire au moment de la conjonction.

En conclusion, on pouvait légitimement s'attendre à trouver une différence de plusieurs secondes d'arc entre la position calculée et la position observée de Toutatis. Le fait de trouver la même valeur (aux incertitudes près) constitue donc une résultat intéressant qui montre que les astronomes de l'Observatoire de Meudon et du Bureau des Longitudes ont maintenant une bonne connaissance de la trajectoire de Toutatis.

Sur la base des mêmes éléments orbitaux qui ont servi au calcul de l'éphéméride présenté dans cette étude, les astronomes ont prédit un passage de Toutatis au plus près de la Terre le 29 septembre 2004 à environ 13h37 TU. Cette prévision fait bien sûr l'hypothèse que l'astéroïde ne verra pas sa trajectoire modifiée en réaction à un dégazage imprévisible.

A cette date, Toutatis sera approximativement à 1,55 million de kilomètres de la Terre, ce qui infirme de façon certaine les prévisions pessimistes (collision entre la Terre et Toutatis) qui ont fait la une des journaux il y a quelques semaines !

Remerciements

Les auteurs tiennent à remercier Jean Lecacheux de l'Observatoire de Meudon et François Colas du Bureau des Longitudes pour l'aide qu'ils leur ont apportés dans la réalisation de ce travail.