Courbes de rotation d'astéroïdes et de comètes, CdR
Courbes de luminosité d'étoiles variables régulières, CdL

Pourquoi s'amuser à faire des mesures, et que deviennent-elles ?

• Est-ce utile ? -Oui ! -A quoi ? -Plein de chose ! -!? -Quelques exemples.
  • Vérifier que l'on sait installer son télescope correctement, pointer et suivre une région du ciel pendant plusieurs heures. Sous-produits amusants: des poses de plusieurs heures sur le ciel avec des objets très distants
  • Vérifier que l'on sait faire proprement de la photométrie différentielle
  • Recherche des planétoïdes multiples ou avec des satellites
  • Recherche d'étoiles variables
  • Possibilité d'avoir, avec un peu de chance, les premières images d'un sursaut gamma = super gros lot
  • Géologie des astéroïdes. En effet, la relation taille - vitesse maximale de rotation dépend de la nature géologique des astéroïdes: les gravionneux et fissurés ne peuvent pas tourner autant vite que les monolithiques en raison du manque de résistance mécanique par rapport à la force centrifuge
  • Etude des processus de formation des astéroïdes. Pourquoi une majorité des planétoïdes possèdent un moment cinétique aligné sur leur plus petit ou leur plus grand axe d'inertie alors qu'ils ont subi de multiples collisions, comment cet état est-il atteint ?
  • Les instruments d'amateurs permettent de trier efficacement les cibles faciles des difficiles qui nécessitent des instruments de taille supérieure
  • Les observations de courbe de rotation permettent de mieux interpréter les occultations d'étoiles par des astéroïdes. On le comprend très facilement avec cette animation sur le site du mensuel en ligne Tumbling Stone
  • Les paramètres photométriques moyens de certains astéroïdes ont été obtenus de manière incorrecte; pour rétablir les bonnes valeurs à faible coût, il faut faire une mesure de bonne qualité (photométrie absolue non biaisée); et passer par une courbe de rotation pour connaître l'écart de cette mesure par rapport à la moyenne (projet PAM-MAP)
  • Le suivi des étoiles variables est également très intéressant: on peut évaluer le transfert de masse entre compagnons grâce aux variations de période orbitale. Dans la pratique, cela se traduit par une dérive temporelle seconde des instants des minimums par rapport aux éphémérides. La dérivée temporelle première reflète l'erreur sur l'estimation initiale de la période. Les dérives peuvent également trahir la présence de compagnons insoupçonnés. Tout un programme <;3)~~~~
  • (à suivre)
• L'état passe successivement de «provisoire» à «presque final» puis à «final» selon la procédure suivante. La première nuit permet d'estimer une période de rotation et l'allure générale de la courbe de rotation; l'état est «provisoire», car la période est souvent mal déterminée (10 à 100 pour-cent d'incertitude), surtout si les observations ne couvrent pas un cycle complet. La date de péremption (M) est très proche de la date moyenne des mesures, et il faut rapidement faire une nouvelle série d'observations. Cette seconde série permet de vérifier que l'on ne se soit pas trop trompé dans les estimations; les éphémérides sont affinées et la date M est repoussée habituellement d'une semaine. Si l'analyse des deux nuits montre que deux ou plusieurs périodes satisfont les observations, l'état reste en «provisoire» et une nouvelle nuit est nécessaire. S'il ne reste qu'une possibilité pour la période et que sa valeur ne possède qu'une faible incertitude, l'état «presque final» est atteint; des prédictions sur plusieurs jours sont possibles de manière fiable. Une troisième nuit permet d'atteindre le stade «final» si les prévisions se comportent bien comme les observations. Un astéroïde restera cependant en «provisoire» ou «presque final» s'il reste des trous significatifs dans la couverture de la courbe de rotation par les observations; dans ce cas, quelques observations supplémentaires permettent d'atteindre le stade «final», même si elles n'apportent que peu de contraintes sur la période de rotation. La dernière opération, tout autant importante que les autres, consiste en la publication des résultats dans un journal scientifique; de cette manière, ils seront analysés par les planétologues spécialistes. Comme on le voit, c'est une démarche scientifique complète... et amusante !

Une folle envie d'essayer ?

Pas de problème ! Il y a des astéroïdes faciles et d'autres difficiles, en fonction de l'amplitude de la variation d'éclat et de la période de rotation; c'est un peu une loterie - en fait mieux, car même les billets perdants sont gagnants <;3)~~~~. Pareil pour les étoiles variables.

Bien que les observations en visuel soient possibles, rien ne vaut l'objectivité d'une bonne image. Les résultats seront sans doute décourageants si vous n'arrivez pas à faire de la photométrie relative à mieux que 0,1 magnitude sur des objets de magnitude V=14 et que vous ne pouvez pas prendre une trentaine d'image du même objet en quelques heures. L'idéal est de disposer d'un télescope d'au moins 0,2m d'ouverture (la Connaissance des Temps de 1877 utilise bien le terme de planètes télescopiques pour les astéroïdes) sur une monture permettant la poursuite des objets et d'une caméra style Audine ou mieux.

Pour débuter, rien ne vaut un objet «facile»: clair, à forte variation et se déplaçant lentement dans le ciel. Si en plus, on peut comparer facilement ses résultats avec ceux des autres, c'est rassurant. Les astéroïdes de petits numéros sont gros et souvent sphériques (donc de faible variabilité). Les gros numéros sont souvent très variables, mais sont de taille réduite (peu lumineux). Les très grands numéros peuvent être relativement lumineux au voisinage de la terre, mais leur vitesse est alors très grande. Je conseillerais de choisir des objets numérotés entre (~mille) et (~deuxmille) dont les caractéristiques sont déjà connues, et/ou des mal connus entre (~deuxmille) et (~quatremille). Selon l'instrumentation, le ciel, l'humeur et l'expérience de l'observateur, la fourchette peut être étendue. Un objet trop dur au départ est souvent décourageant. Bonne stratégie: prendre un astéroïde de la liste «à faire» en colonne 2 et 3, qui varie bien et vite; de cette manière, on est directement utile. Il serait en effet très dommage de trop se disperser avec à la fin aucun objet au stade «final». Avec son infinie sagesse, Norbert Poulard précise à ce propos que «l'essentiel n'est pas de partir, mais bien d'arriver".

Automatiser les mesures ? Oui, c'est possible: on peut même avoir des scripts de réduction entièrement automatiques (mise en marche - dodo - résultats) avec création d'un document d'aspect similaire aux résultats ci-dessous ! Des scripts sont disponibles pour certains logiciels, et d'autres sont en préparation.

Choisir un nouvel objet ? On peut vérifier si les données seront utiles ou non en consultant le catalogue «Harris» disponible en fichier zipé et en clair. Si ça semble utile (classé en qualité 1 ou 2, ou encore 3 avec une seule référence), il faut encore vérifier que l'objet choisi n'est pas déjà «en travail» par une équipe: la page de recherche du CALL est faite pour ça !

Il est parfaitement possible de faire de la photométrie avec des appareils photographiques numériques du commerce ! Il faut toutefois veiller scrupuleusement à ce que toutes les images soient prises dans exactement les mêmes conditions du zoum, de diaphragme, de sensibilité, de mise au point et de température. Bref: déclancher presque tous les automatismes...

Encore un conseil: ne pas «jeter» les images brutes et de correction (zéros, noirs, plats) afin que le tout puisse être remesuré avec de nouveaux logiciels, catalogues, méthodes et scripts. L'idéal est d'en faire un cédérom... Quant aux images prétraitées, elles peuvent être effacées, vu que de meilleures pourront être reconstruites en peu de temps grâce aux brutes et correctrices archivées.

Bien entendu, il n'est pas nécessaire d'avoir un numéro UAI-MPC d'observatoire pour «faire» des courbes de rotation.

Soumettre des images

Soumettre, utiliser et obtenir des données

Avant de soumettre des données, merci de jeter un oeil sur la manière de formatter les données.

Les dates et périodes sont en temps «astéroïdal»; il est préférable de noter/rapporter les observations en temps universel «terrestre», CourbRot faisant la conversion via un moteur d'éphémérides interne - version interne, pas encore publique. Les éclats observés rapportés sont soit absolus, soit relatifs à un groupe d'étoiles; mais pas relatifs à des éphémérides (dérives possibles de plusieurs centièmes de magnitude par nuit). Là aussi, CourbRot se charge de faire la correction en utilisant de manière cohérente les paramètres photométriques.

Les incertitudes fournies sur les grandeurs calculées sont déterminées par CourbRot en traitant les covariances, y compris pour les amplitudes des variations totale et partielles. Pour l'instant, les variations d'éclat sont supposées identiques dans toutes les couleurs utilisées: V, R et non-filtré (hips). Cette hypothèse n'est pas valide pour les étoiles variables.

Il est parfaitement possible d'obtenir les données qui ont servi à faire les réductions. En rêgle générale, il faut d'abord obtenir l'accord de l'auteur des mesures - ce qui est une formalité qui demande au plus 2 minutes de travail. N'est-on pas très content de savoir ses mesures utilisées ? Je décourage fortement l'emploi de sites autres pour disséminer des mesures. En effet:

Sauf opposition manifeste, les données qui ont servi à construire la page que vous lisez actuellement seront déposées au CDS (ou à un autre organisme compétent) quand je n'aurai plus la possibilité de m'en occuper. Pareil pour le code-source de CourbRot.

Conformément à l'esprit scientifique, pas d'usage de ces données sans référence, merci.

Pour communiquer, utiliser ou obtenir des mesures, corrections, modifications ou compléments à cette page: Raoul.Behrend@unige.ch

Soumettre des images

Les observateurs - pas à jour

Quelques liens

Pour communiquer, utiliser ou obtenir des mesures, corrections, modifications ou compléments à cette page: Raoul.Behrend@unige.ch

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