Essais de mesures CCD sur les étoiles variables cataclysmiques

Jean-Jacques Castellani — 2021-06-29T11:52:15Z

C'est à la lecture d'un article de Jean Bourgeois, paru dans "Astrosurf Magazine" N°101, que m'est venu l'envie de remplacer mes estimations visuelles par des mesures CCD. Le but était également de simplifier au maximum la procédure de traitement et d'obtenir une précision de l'ordre de 0,1 magnitude comme en visuel.

Je me suis tourné vers l'observation des étoiles variables cataclysmiques. En effet, les bases de données comportent des manques et certaines étoiles ne sont pas ou peu observées.

J'ai utilisé mon télescope de 400mm Newton sur monture équatoriale à fourche (visible ci-dessous) ainsi qu'une caméra Orion ProV2 en bining 2X2 me donnant des images en noir et blanc. Avec la focale de 1660mm l'échantillonnage est de 1,9" par pixel. Le capteur me donne un champ de 50'X32'. Les poses varient de 30 à 90s sans guidage. Les fichiers sont enregistrés en FITS. Ne disposant pas de Goto, le rythme de pointage et d'acquisition est le même qu'en visuel soit 10 à 12 enregistrements par heure d'observation. L'utilisation de la caméra me permet de gagner 2 magnitudes par rapport aux observations visuelles et d'observer des étoiles de magnitude 16 à 17.

Il me faut ensuite faire une mesure photométrique pour chaque image. J'utilise Muniwin et sa fonction "quick photometry" qui est une fonction de photométrie d'ouverture. Je mesure l'étoile variable ainsi que 4 ou 5 étoiles étalons données par les cartes AAVSO (voir figure 1, image de CH Uma). Je fais ensuite une moyenne des écarts entre les magnitudes données par Muniwin et les étoiles étalons de la carte. J'applique ensuite cette correction à l'étoile variable pour obtenir sa magnitude.

Je n'ai pas trouvé de tutoriel en français expliquant clairement la fonction des cercles ; le premier (le vert) mesure le flux de l'étoile (j'essaie de l'ajuster au mieux au diamètre de l'étoile), l'espace entre les deux autres mesure le fond de ciel (on peut faire varier les dimensions de ces cercles). Il est important de tenir compte du facteur d'erreur mentionné en bas, s'il dépasse 0,1 : j'indique ma variable comme non vue. Le rapport S/N conditionne également la précision de la mesure.

On peut voir sur la courbe de v1391 Cas (fig.2) que mes mesures, symbolisées par l'astérisque orange, concordent bien avec les résultats obtenus en CV (sans filtre) par les autres observateurs.

Néanmoins, il ne faut pas négliger le supplément de travail que demande ce genre d'observations par rapport aux estimations visuelles. Le temps passé à faire la mesure photométrique est au moins aussi long que l'enregistrement des images. J'ai fait quelques essais de prétraitements (dark, offset et plu) mais je n'ai pas obtenu d'écarts significatifs supérieurs à (+/-0,1 mag).

PS : Cet article est paru dans le bulletin n° 176 de l'AFOEV téléchargeable ici :

Bulletin AFOEV n°176

L'observation des étoiles variables à Biscarmiau

Jean-Jacques Castellani — 2011-02-10T19:59:54Z

Je pratique l'observation des étoiles variables depuis les années 70. Ce type d'observation m'a toujours intéressé sans doute plus par le côté « fouineur » du ciel et recherche de l'étoile que par la photométrie. Depuis que j'utilise le télescope à pointage automatique de Visker, la recherche du champ en progressant d'étoile en étoile a été supprimée mais je gagne beaucoup de temps dans mes mesures. Il me reste quand même à comparer le champ trouvé avec la carte et reconnaître la variable, ce qui n'est pas toujours évident même avec de l'expérience. Mes étoiles de prédilection sont des variables du type Mira et semi-régulières ainsi que quelques étoiles cataclysmiques brillantes. Elles font toutes partie du programme A.F.O.E.V..

POURQUOI ETUDIER CE TYPE D'ETOILES EN VISUEL ? Parce que leur amplitude est importante (plusieurs magnitudes) et que l'imprécision d'une mesure visuelle à moins d'importance sur l'allure de la courbe photométrique qu'une étoile qui ne varie que de quelques dixièmes de magnitude (RR Lyrae ou céphéides).

COMMENT OBSERVE-T-ON ET COMMENT FAIRE UNE ESTIMATION D'ECLAT ? J'utilise pour cela les cartes A.F.O.E.V. consultables en ligne et directement imprimables via internet. Pour une même étoile, il existe en général 3 ou 4 cartes (A,B,C,D).

Les CARTES A :

cartes A

Champ 10°x10°

Utilisables à l'œil nu et aux jumelles, représentent un champ de 10° x 10° environ et indiquent les étoiles jusqu'à mv 7.5. Ces cartes sont issues de l'atlas photométrique des constellations de A. Brun, atlas entièrement dessiné à la main ! Il comporte quelques petites erreurs de positionnement mais le dessin est réaliste et représente bien ce que l'on voit dans des jumelles ou le chercheur du télescope (en retournant la carte pour ce dernier) .

Les CARTES B :

cartes B

Champ 2°x2°

D'un champ de 2° x 2° comportent les étoiles jusqu'à mv 10 et sont établies à partir d'anciennes cartes A.F.O.E.V., A.AV.S.O. ou Guide.

Les CARTES C :

cartes C

Champ 30'x30'

D'un champ de 30' environ contiennent les étoiles jusqu'à mv 13.

Enfin une CARTE D :

cartes D

cartes destinées aux étoiles de magnitudes inférieures à 13

Peut être nécessaire si le minima de l'étoile est inférieur à 13 ou si le champ comporte un grand nombre d'étoiles. Certaines étoiles du champ servent de repères photométriques et sont étalonnées au 10ème de magnitude. Quand on a trouvé le champ et que l'on est sûr d'avoir repéré la variable on essaie de trouver 2 étoiles qui encadrent l'éclat de celle-ci et on fait une estimation de la magnitude. Il suffit ensuite de noter sur un carnet le nom de l'étoile, la magnitude estimée, le jour et l'heure puis de passer à la suivante.

A QUOI SERVENT CES MESURES ? Les périodes des Mira sont longues, d'une centaine de jours à mille jours pour certaines et l'amplitude peut varier de 2.5 à 10 magnitudes. Il est donc important de faire un grand nombre de mesures pour pouvoir établir une courbe correcte de la variation de l'éclat. Il faut en moyenne une mesure par semaine par étoile pour un programme qui comporte plus de 2000 étoiles. Le travail est donc colossal et le regroupement en association des observateurs est indispensable. L'A.F.O.E.V. rassemble les mesures d'autres associations étrangères pour les inclure dans la banque de données du CDS situé à Strasbourg. Toutes les mesures effectuées par les membres de l'A.F.O.E.V. sont retransmises après vérification à l' A.A.V.S.O. (association sœur américaine). La base de données de celle-ci comporte près de 20 millions de mesures. Des courbes précises peuvent être établies pour beaucoup d'étoiles et les astronomes professionnels peuvent ainsi créer des modèles théoriques à partir de ces données. Voilà, je n'ai pas été exhaustif. Si vous êtes intéressé par ce domaine, n'hésitez pas à me contacter, je pourrai vous guider dans vos débuts et peut-être vous transmettre le virus ! Cordialement

Jean-Jacques CASTELLANI Auteur de cet article

P.S. : 2 sites indispensables à visiter : A.A.V.S.O. et A.F.O.E.V.. Exemple de courbe de lumière : étoile T Umi

Dinastro

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