cr réunion de dax
DESCRIPTION
Exposés Commission des étoiles doubles de la SAFTRANSCRIPT
Réunion des samedi 27 et dimanche 28 septembre 2014
à l’Observatoire de Dax (Landes)
Compte-rendu des exposés
P. Dupouy F. Losse D. Bonneau J. Montanné A. Debackère L. Corp
P. Laurent M. Fay
B. Trégon P. Durand J.L. Agati E. Soulié
Liste des participants : Jean-Louis AGATI, Daniel BONNEAU, Laurent CORP, André DEBACKERE, Philippe DUPOUY, Pierre DURAND, Marcel FAY, Philippe LAURENT, Florent LOSSE, Jean MONTANNÉ, Edgar SOULIÉ, Bernard TREGON. Les jeunes adhérents de l’observatoire : Morgane DURAND, Alexis LHERITIER, Remi PARRIEUS. Personnes accompagnatrices : Nelly BONNEAU, Catherine CURDY, Chantal DEBACKERE, Marie-Claude DURAND. Liste des personnes excusées : Louis PINATELLE, Yvonne et Jean-Claude THOREL, Jocelyn SÉROT, Francis DELAHAYE.
Rédaction du compte-rendu :
André DEBACKERE
email : [email protected]
Web : http://dbrastronomie.free.fr
Ce compte-rendu a été rédigé à l’aide de mes propres notes ainsi que de celles d’Edgar SOULIE. Je remercie vivement les intervenants pour la relecture des articles.
Samedi 27 septembre 2014
En matinée
Accueil des participants par Philippe DUPOUY, directeur de l’observatoire de DAX
http://www.astrosurf.com/obsdax/
Signature de cartes postales pour des amis de la Commission
Intervention du président de la Commission : Edgar SOULIE
Exposés: Philippe LAURENT et Bernard TREGON
L’après midi
Exposés : Florent LOSSE, Daniel BONNEAU et Laurent CORP
Le soir
Le pot d’accueil du président de l’Association Culturelle de Dax (A.C.D .)
Le dîner
La visite de l’observatoire
La Commission des Étoiles Doubles de la Société Astronomique de France endeuillée.
Edgar SOULIE
email : [email protected]
Evocation de la vie et de l’œuvre de Paul COUTEAU (31 décembre 1923 – 28 août 2014), président d’honneur de la Commission. Edgar Soulié précise que c’est Paul COUTEAU qui a initié René GILI et Jacques LEBEAU, Daniel BONNEAU intervient alors pour évoquer la grande ouverture d’esprit de Paul COUTEAU lorsqu’il est allé le voir en 1972 au sujet de l’interférométrie des tavelures (Bonneau et Labeyrie à Meudon, étude de β Coronae Borealis) où il trouvé un homme ouvert aux nouvelles technologies alors que Paul MULLER restait sceptique. Pierre DURAND prend alors la parole. En 1979, Paul COUTEAU montait encore à l’observatoire à vélo, il évoque le souvenir de l'astronome, encore en transpiration, qui cherchait dans les catalogues un compagnon éloigné qu'il avait observé tandis que des gouttes de sueur coulaient… Paul COUTEAU était un homme très disponible, aidant et dévoué pour les amateurs. Avec Audoin DOLFUS (pour les planètes), il était un des derniers observateurs professionnels visuels de très haut niveau.
Philippe LAURENT
email : [email protected]
Web :http://etoilesdoubles.eklablog.com/
Premier exposé : « Point d’avancement de mes réflexions sur les techniques d’étalonnage en angle
pour la mesure en imagerie CCD »
Après une première rencontre lors de la réunion de mars/avril 2012 de la Commission des Etoiles
Doubles et une première publication de mesures réalisées en 2011, Philippe fait un rappel de son
travail sur l’étalonnage en angle et en échelle de la CCD avant avril 2014.
- L’étalonnage en échelle fonctionne très bien.
- L’étalonnage en angle dépend du couple étalon choisi, il est situé dans une fourchette de
0,5° et parfois davantage ce qui n’est pas satisfaisant car toutes les mesures qui en découlent
en sont affectées. La qualité de l’étalon est donc essentielle. Les causes pouvant être
responsables de ce mauvais étalonnage en angle sont dues au manque de stabilité de
l’étalon choisi, à l’absence de correction de la précession non négligeable depuis 1991, enfin
aux erreurs de mise en station.
Premier axe de travail :
Philippe se fixe aujourd’hui un objectif de précision de 0,2° sur l’orientation et se propose de
retravailler le fichier des couples étalons en tenant compte de la précession et d’un mouvement lent
mais perceptible du couple. Il ne sera pas tenu compte de l’erreur due à la réfraction atmosphérique
car la diffraction différentielle entre les deux composantes est négligeable et inférieure aux erreurs
de mesure.
Il nous présente alors un fichier Excel qu’il a amélioré en ajoutant une colonne de correction de la
précession pour une date paramétrable, la valeur d’angle de l’étalon est calculée à la même date. Le
tableur grapheur permet de visualiser le nuage de points des mesures de l’étalon avec en rouge la
valeur Hipparcos ainsi que la droite de régression linéaire calculée à partir des mesures. Dans le
premier exemple choisi (STF 38) la droite de régression passe par le point rouge de référence ce qui
est très « rassurant » et conforte le choix de cet étalon. Par contre pour un deuxième exemple dont
les mesures sont affectées d’une forte dispersion (4°), nous constatons que la droite de régression ne
passe pas par la référence. Philippe suggère alors de ne pas utiliser cet étalon.
Cas de STF 38
Cas de STF 222
Conclusion : Avec cette méthode la précision en angle est de 0,25°. Certains couples pourraient être
retirés de la liste, la droite de régression ne passant pas par la mesure Hipparcos.
Débat : Philippe remarque qu’il serait intéressant de mesurer un couple étalon « douteux » avec des
couples étalons plus surs. Florent LOSSE pense que mesurer un couple étalon à l’aide d’un couple
étalon ne sert à rien, il a décidé de travailler avec des étalons dont il a la cohérence sur plusieurs
nuits, l’étalonnage pouvant toujours être corrigé a posteriori.
Deuxième axe de travail :
La méthode du filé d’étoiles.
Dans l’idéal l’arrêt du suivi génère une trace rectiligne sur le capteur ce qui montre le mouvement
diurne et permet de mesurer l’orientation du champ de la CCD. Dans la pratique les traces sont de
petite taille ce qui affecte la précision des mesures d’orientation. Cependant les résultats
d’étalonnage obtenus par Philippe atteignent la précision de la méthode précédente, néanmoins
l’angle mesuré est systématiquement plus faible d’une valeur inférieure à 0,2°. Les résultats sont
reproductibles avec REDUC avec une précision de l’ordre de quelques centièmes de degré.
Le logiciel Astrometrica d’Herbert RAAB peut aussi être utile mais il nécessite beaucoup d’étoiles
dans le champ or nos champs sont petits, il est donc suggéré de se servir d’amas d’étoiles.
Troisième axe de travail :
Influence de l’erreur de mise en station.
Une erreur de mise en station engendre une rotation du champ. Le travail de Philippe dans ce
domaine porte sur les zones du ciel explorées lors de ses mesures en 2013.
Résultat : Une erreur de 40’ sur le calage de la monture introduit une rotation de champ de 0,2° en 2
heures de temps. Avec son chercheur à visée polaire Philippe garantit une mise en station meilleure
que 10’. Cette rotation de champ est donc négligeable sur la durée d’observation. Cependant
Philippe remarque qu’il y a une deuxième rotation de champ due au changement de zone du ciel
(étalon, couple à mesurer) mais comment déterminer cette erreur ? Pour la minimiser il est
préférable d’avoir le couple étalon et le couple à mesurer les plus proches possibles.
Conclusion : Une procédure confirmée par Florent LOSSE consiste à imager l’étalon au début et en fin
d’acquisition des images et à faire un filé de cet étalon.
Débat : Michel FAY aborde le problème du jeu de la monture, le rattrapage de jeu est faible dit
Philippe LAURENT. Pierre DURAND note qu’il est très embêtant d’avoir un pixel chaud près de
l’étoile, Philippe DUPOUY et Florent LOSSE indiquent qu’il faut faire des prises d’OFFSET de DARK et
de BIAS de même dimension que le champ du couple observé pour améliorer le rapport signal/bruit.
Pour compléter les techniques d’étalonnage Florent LOSSE a réalisé une grille de diffraction. Daniel
BONNEAU intervient et précise que la mise en œuvre est délicate, il faut une grille bien faite et
rappelle que la longueur d’onde intervient et que par conséquent il faut filtrer. Pierre DURAND dit
que c’est ce qu’a fait René GILI. Philippe propose de mesurer tous les couples étalons par cette
méthode.
En synthèse, Philippe poursuivra son travail pour fournir à la commission une version actualisée du
fichier de couples étalons tenant compte des correctifs de précession et d’évolution lente de chaque
couple selon la méthode exposée plus haut.
Deuxième exposé : « Quel programme d’observation ? »
Critères de sélection : le programme doit contenir des couples qui ont des chances d’être orbitaux et
accessibles à un instrument courant d’environ 200 mm d’ouverture. Nous nous limiterons donc à une
séparation ρ inférieure à 2’’ et de magnitude inférieure à 14.
L’élaboration de ce programme repose sur l’examen des mouvements propres des deux
composantes.
Pourquoi utiliser les mouvements propres ?
Deux exemples sont présentés, tout d’abord 61 Cyg = STF 2758AB, couple a très fort mouvement
propre. Pour visualiser ces mouvements Philippe utilise ALADIN (service du CDS de Strasbourg) qui
peut fournir des images du DSS. Il suffit alors de superposer les images du DSS de même champ à des
époques différentes (dans cet exemple DSS1951 et DSS1991). On voit alors très nettement le
déplacement des deux composantes physiquement liées. Le mouvement proche l’emporte sur le
mouvement orbital.
Des mouvements propres proches des deux composantes augmentent la probabilité de liaison
physique.
Le deuxième exemple 70 Oph présente le cas inverse où le mouvement orbital est prépondérant,
mais ce type de couple reste exceptionnel.
Nous retiendrons que, pour nos observations (ρ<2’’) au T200 mm, le mouvement propre l’emporte
sur le mouvement orbital, critère qui n‘est valable qu’en probabilité.
Recherche de documentation récente (fin 2013 à 2014) :
Chez les observateurs américains on recense au moins quatre articles dans le JDSO mais chez les
espagnols et les italiens aussi on trouve des travaux sur la recherche de couples relativement serrés
ayant un mouvement propre commun. C’est une idée couramment répandue que de se baser sur ce
critère pour établir une liste de couples ayant une probabilité forte d’être liés.
La méthode adoptée :
Philippe a procédé de la manière suivante ; lors de ses observations de 2013 il a choisi une zone du
ciel et il y a mesuré tous les couples accessibles à son instrument. Une étude à postériori des
mouvements propres des couples mesurés a donné les résultats suivants :
30% des couples mesurés présentent des mouvements propres proches ou semblables
50% ont des mouvements propres dissemblables
20% pour lesquels il n’y a pas d’information disponible dans aucun des catalogues WDS, UCAC4 et
PPMXL.
Conclusion : En pratiquant de cette manière nous observons environ 50% de couples optiques.
Philippe souhaite donc diminuer ce ratio grâce à la préparation d’une liste de couples à mesurer lors
d’une phase de sélection grâce à un outil de sélection.
Cet outil se base sur le catalogue UCAC4 (version 4 du « USNO CCD AstrographCatalog » mis à jour en
août 2012 et qui atteint la magnitude 16) qui est la plus vaste source de mouvements propres avec
toutefois une restriction concernant les couples dont la séparation est inférieure à quelques
secondes de degré auquel cas le mouvement de la composante secondaire n’est pas renseigné.
Remarque : dorénavant le WDS donne les mouvements propres des nouveaux couples répertoriés
dans l’UCAC4.
L’outil de constitution d’un programme d’observation
Philippe utilise EXCEL et Visual Basic, il a fait le choix d’un cadre de 8° carré ou de 2° carré dans la
Voie Lactée. Le programme fait apparaître la liste des couples WDS dans cette zone (AD et DEC) de
séparation supérieure à 2’’ et de magnitude limitée à 14,5. Pour le couple ainsi sélectionné on peut
ensuite fixer un cadre de 100’’ par exemple et utiliser l’UCAC4, les mouvements propres peuvent
être paramétrés sur une durée de 500 à 50000 ans. La représentation graphique permet d’identifier
rapidement les couples dont les mouvements propres sont proches et on peut alors les ajouter au
programme d’observation.
Cet outil est à la disposition des membres de la commission.
Débat : Edgar SOULIE rappelle la préconisation de Jean DOMMANGET de n’observer que des couples
dont la séparation est inférieure à 0,5’’. Florent LOSSE remarque qu’il ne faut pas dissuader les
possesseurs de petits instruments et les laisser faire leur apprentissage sur des couples optiques.
Pierre et Edgar suggèrent à Philippe de préparer un article pour la revue Observations & Travaux à ce
sujet.
Bernard TREGON
email : [email protected]
Web : http://brizhell.org/Poutre_C8_v1.htm
Exposé : « Interférométrie en pupille fractionnée pour l’amateur, application à la mesure d’étoiles
doubles »
Bernard rappelle tout d’abord les principes des interférences ; source de lumière monochromatique,
onde incidente plane et distance au plan du capteur grande.
Expérience des trous d’Young
Un télescope LX200 (203 mm) à F/D = 50 est équipé d’un masque à deux trous plus un filtre rouge.
Les temps de pose sont très courts (20 ms), inférieurs au temps de cohérence de la turbulence
atmosphérique. Une image de Capella obtenue avec ce montage montre alternativement des raies
claires et des raies sombres, on note qu’avec la turbulence les franges sont déplacées.
Utilisation des propriétés des franges :
- Le contraste qui est égal à (Imax-Imin)/(Imax+Imin) dépend de l’écartement des trous, de la
longueur d’onde de la lumière incidente et de la taille de la source (dans le cas des étoiles
doubles il s’agit de leur séparation). En déterminant le contraste on a accès à la taille de la
source.
- La fonction de visibilité des franges a été mise en application à Saint Véran (Alpes) avec un
télescope de 200 mm sur les satellites galiléens de Jupiter ; le diamètre d’Europe mesure
0,69’’ les mesures obtenues étaient comprises entre 0,7’’ et 0,9’’.
Mise en application de la méthode sur la binaire ADS16877, séparation rhô=0,46’’,
magnitudes 6,3 et 7,2 ; résolue en lecture du contraste à l'œil (Miche Faucherre Rapport de
mission Astroqueyras Octobre 2000).
Expérience de Michelson
L’idée de Michelson est d’utiliser deux surfaces captant la lumière de la source au-delà de l’ouverture
du télescope. Il a donc conçu un système périscopique constitué de quatre miroirs installés sur des
poutres de 6m et de 15m en mode équatorial.
Bernard a réalisé un montage sur une poutre en aluminium de plus d’ 1m de longueur sur laquelle les
miroirs M1 et M4 peuvent s’écarter de 30 cm à 106 cm +/-1 mm. Les miroirs M2 et M3 sont fixes et
renvoient la lumière dans le télescope. Le miroir M4 est monté sur un support à vis micrométrique
(précision de 0,01 mm) ce qui permet une égalisation des chemins optiques. L’ensemble pèse
environ 6,5 kg mais l’équilibrage sur le télescope nécessite des contre poids à l’arrière du tube ce qui
porte la charge totale à environ 10 kg. La monture à fourche du télescope n’est pas prévue pour une
telle charge d’une part et d’autre par le problème des flexions contraignent à ne pas s’écarter trop
du plan méridien.
Base de 67 cm Base de 103 cm
Tests :
- Un laser rouge (650nm) est placé à 27,40m, la base des miroirs M1 et M4 est égale à 67cm
nous sommes hors pupille et nous pouvons atteindre la résolution théorique d’un télescope
de 67cm de diamètre. La caméra est une BASLER ACE640, la focale résultante est de 4,67m,
les poses sont de 10ms. Bernard présente une vidéo où l’on voit bien le réseau de franges qui
reste stable tandis que les speckles bougent.
Collimaté et barlow x2
- Un pinhole (trou d’épingle calibré) à 10 micromètres de chez Thorlabs (prix 40/50 euros) doit
permettre d’atteindre une résolution de 0,2’’. Différents essais avec des bases différentes
montrent des images avec des franges mais ces franges n’ont pas toutes le même contraste.
L’incertitude sur la mesure du contraste est de l’ordre de 3%, la source est résolue sans
ambiguïté (0,20’’ à 0,22’’). On remarque que la visibilité des franges décroit d’autant plus
rapidement que le domaine spectral accepté augmente (la frange centrale reste visible mais
pas les franges secondaires).
- La longueur de cohérence l = λ2/∆λ définit la tolérance maximale sur les chemins optiques.
Laser He-Ne 30 cm
Raie rouge de l’hydrogène 7 mm
Lumière solaire 6.10-7 m
Une solution avec la lumière blanche consiste à utiliser un filtre étroit (Hα).
Remarque : l’examen des franges aide à la collimation ; si le télescope présente un défaut de
collimation, la frange centrale n’est pas bien au centre de l’image.
- Autre caméra utilisée : l’EMCCD Raptor MERLIN EM247, une précision de 0,06 mm est
nécessaire sur l’égalisation des chemins optiques. La longueur de cohérence l = λ2/∆ = λ.R (
R est la résolution). Dispose en plus d’un moyen de balayage fin de la différence de marche.
Solution en cours de test : dispersion des franges dans une direction perpendiculaire aux
miroirs M1 M4.
S’en suit une explication sur l’oculaire « frangeur/disperseur » d’Antoine Labeyrie (2013)
permettant la compensation fine des chemins optiques obtenue par le déplacement de
prismes en coin (prismes wedge à déplacements symétriques faisant varier l’épaisseur de
verre traversée). Cet oculaire est en cours de réalisation. EDMUND OPTICS commercialise les
prismes pour environ 30 euros.
Conclusion : l’intérêt de la méthode est de dépasser la résolution théorique d’un instrument
classique. L’idée est d’utiliser une base en azimut tandis que les miroirs M1M4 se déplacent en
hauteur (motorisation) car la monture équatoriale à fourche n’est pas faite pour supporter le
montage. La méthode est cependant limitée par l’utilisation de miroirs de petites dimensions.
____________________________
Florent LOSSE
email : [email protected]
Web : http://www.astrosurf.com/hfosaf/
Premier exposé : au nom de Jocelyn SEROT « Utilisation d’un correcteur de dispersion
atmosphérique (ADC) pour l’imagerie des étoiles doubles »
http://www.astrosurf.com/legalet/Astro/Bienvenue.html
http://www.astrosurf.com/prostjp/Dispersion.html
Retour d’expérience sur cet appareil.
Introduction
L’atmosphère agit comme un prisme, l’effet est très sensible en interférométrie des tavelures.
Crédit JP PROST
Les longueurs d’onde les plus courtes sont les plus affectées.
Ce phénomène dépend de la hauteur de l’astre observé par rapport à l’horizon, plus on observe bas
plus l’effet est important.
Crédit JP PROST
En planétaire l’utilisation des filtres colorés pour réaliser des images en couleur n’est pas
satisfaisante car la dispersion atmosphérique produit un étalement en altitude, l’utilisation des filtres
réduit l’amplitude du phénomène mais comme le montre le graphique de JP Prost, la dispersion
intra-bande n’est pas négligeable, surtout dans le bleu.
L’ADC apporte une aide majeure dans ce domaine d’imagerie des surfaces planétaires avec des
webcams ou des caméras rapides.
Principe
L’appareil comporte deux disques de verre (prismes de Risley) afin de compenser la dispersion et la
déviation de la lumière suivant les configurations des deux prismes adoptées.
Crédit JP PROST
Crédit JP PROST
« Pierro Astro » a commercialisé 2 modèles d’ADC tout d’abord celui présenté ici et utilisé par
Jocelyn qui n’existe plus et qui est maintenant remplacé par un modèle à transmission étendue
dans l’UV à un peu moins de 350 euros.
Montage
L’ordre des éléments à son importance afin de ne pas modifier la focale mais surtout l’amplitude de
la correction dépend de la distance correcteur-capteur (ou correcteur oculaire). Plus cette distance
est grande, moins il faudra tourner les prismes pour corriger. Il y a donc un compromis à trouver
entre amplitude maximale et finesse du réglage. Par exemple, dans le cas de Jocelyn, avec un
échantillonnage de 0.10’’/pixel, avec l’ADC juste devant la caméra, il est presque au maximum pour
des étoiles à 30°… En plaçant l’ADC avant la Powermate on récupère une plage beaucoup plus grande
de réglage mais ledit réglage devient trop sensible (10°max).
Focuser -->Flip mirror + oculaire réticulé -->Powermate x5 -->ADC --> camera
Exemples sur le ciel
- Cible : α1 Cap (HD192876) m=4,3 h= +31°
Télescope : C11 SCT (D=280mm) F/D= 60 E=0.12’’/pix
Caméra : Raptor Kite EM-CCD gain du multiplicateur EMG=3020 exp= 2 ms
Filtre : Baader L
Traitement REDUC v4.7
Addition des 50 meilleures images
sans ADC avec ADC
- Cible : Eta Aql (HD187929) m= 3,9 h= +44°
Télescope : C11 SCT (D=280mm) F/D= 60 E=0.12’’/pix
Filtre : Baader L/ Astronomik R
Caméra : Raptor Kite EM-CCD EMG= 3010 exp=1ms
Filtre : Baader L
Traitement REDUC v4.7
Addition des 50 meilleures images
sans ADC avec ADC sans ADC filtre R
L’image avec le filtre R montre que celui-ci peut constituer, pour des hauteurs h pas trop
basses, une alternative à l’ADC mais avec une perte en sensibilité (environ 1/3 du flux, en
fonction de la courbe de sensibilité de la caméra).
- Cible : π Aql (STF 2583AB) m1= 6,3 m2= 6,7 ρ= 1,4’’ h= +55°
Télescope : C11 SCT (D=280mm) F/D= 68 E=0.10’’/pix
EMG= 3200 exp= 8ms
Filtre : Baader L
Traitement REDUC v4.7
Addition des 50 meilleures images
Cette illustration montre bien que dès que l’on pousse un peu l’échantillonnage (0.10’’/pix
au lieu de 0.12’’/pix, l’effet de la dispersion atmosphérique se fait sentir même pour des
étoiles relativement hautes (+55°).
sans ADC avec ADC
Conclusion : L’ADC est un appareil pas trop onéreux et très efficace mais sans graduation, Daniel
BONNEAU propose de mettre une graduation conditionnée par la hauteur au-dessus de l’horizon.
Une contrainte d’utilisation est aussi de s’assurer que la position de repos des prismes est toujours
parallèle à l’horizon. C’est pour cela que l’appareil est plus difficile à utiliser sur un Newton (pour
lequel le jeu des réflexions rend la détermination de cette direction difficile…).
Remarque : une recherche sur le site « Pierro Astro » montre qu’il existe une bague graduée en
option pour cet appareil. Jocelyn en a fait l’acquisition et la trouve bien pratique. Il est en train de
construire l’abaque donnant le réglage à appliquer en fonction de l’étoile à observer.
Deuxième exposé : « Restructuration des Divisions de l’Union Astronomique Internationale (UAI) ; les conséquences pour la Commission 26 (étoiles doubles) »
La décision de refonte des divisions de l’UAI a été prise lors de la 28ème assemblée générale qui s’est tenue fin août 2012 à Pékin.
Les résolutions :
B1: Sur les recommandations concernant les désignations et spécifications des bandes passantes astronomiques en photométrie optique et infrarouge
B2: Re-définition de l’unité astronomique de longueur
B3: Sur l'établissement d'un système international d'alerte avancée des corps géocroiseurs
B4: Sur la restructuration des Divisions de l'UAI
Lors de cette AG l’unité astronomique a été fixée à 149 597 870 700 m.
Réorganisation :
- Commissions avant 2012 : douze divisions
Division Disciplines
I Astronomie fondamentale
II Soleil et héliosphère
III Sciences des systèmes planétaires
IV Étoiles -commission 26 étoiles doubles
V Étoiles variables
VI Matière interstellaire
VII La Voie lactée
VIII Les galaxies et l’univers
IX Techniques d’étude du spectre visible et de l’infrarouge
X Radioastronomie
XI Physique des hautes énergies et techniques spatiales
XII Activités communes à toutes les divisions
- Commissions depuis 2012 : neuf divisions
Division Disciplines
A Astronomie fondamentale
B Instruments, Technologies et Données
C Éducation, Communication et Héritage
D Phénomènes à hautes énergies et physique fondamentale
E Soleil et héliosphère
F Systèmes planétaires et Bioastronomie
G Étoiles et physique stellaire
H Matière interstellaire et univers local
J Galaxies et cosmologie
Remarque : Pierre DURAND signale l’oubli de l’aspect évolution (HR dans les amas).
Calendrier :
Octobre 2014 : lettre d’intention des commissions
Janvier 2015 : proposition finale
Avril 2015 : approbation par le comité exécutif de l’UAI
Août 2015 : ratification à la XXIXème AG à Hawaï
Projet de nouvelle commission :
Rapprochement des commissions C26 (étoiles doubles et multiples) comportant 210 membres et C42
(étoiles binaires serrées) comportant 504 membres, il y a 38 membres communs aux deux
commissions.
Lettre d’intention :
Proposition de désignation de la nouvelle commission « Binary and Multiple Star Systems ».
Justification scientifique - Couverture
Systèmes visuels : plusieurs points de lumière dans le ciel
Systèmes astrométriques : points isolés qui se déplacent sur des orbites périodiques
Binaires spectroscopiques : vitesses radiales périodiquement variables
Systèmes à éclipses : variations périodiques de luminosité
Binaires spectrales : ensembles discordants de lignes provenant d'une source apparemment unique
de la lumière
Statistiques de distribution dans les diagrammes HR d'amas
Groupes de travail :
- Catalogue des éléments orbitaux des systèmes binaires spectroscopiques.
- Maintenance de la base de données des étoiles doubles visuelles :
Washington Double Star database
Sixth Catalog of Orbits of visual binary stars
Catalog of Rectilinear Elements
Forth Catalog of Interferometric Measurements of Binary Stars
Third Photometric Magnitude Difference Catalog
Sites web:
Actuellement il existe deux sites web
- C 26 http://ad.usno.navy.mil/wds/dsl.html#idl
- C 42 http://www.konkoly.hu/IAUC42
Il est prévu de les fusionner en un seul site sur le modèle du site C42 actuel, il reprendra l'ensemble
des informations disponibles sur les deux sites actuels en ajoutant des Informations sur les réunions,
les catalogues et les bases de données pertinentes pour les amateurs et les experts du domaine et la
communauté astronomique. On y trouvera aussi une liste de programmes spécialisés dans l'analyse
des courbes de lumière et de vitesses, le calcul de modèles atmosphériques, la désintrication de
spectres, le calcul de spectres synthétiques des structures d'accrétion, l'optique adaptative, le
traitement d'images et autres techniques d'optimisation.
__________________
Troisième exposé : « Nouvelles fonctionnalités de REDUC »
Rappels :
Le logiciel créé en 2000 a de très nombreux utilisateurs actifs. Florent a beaucoup d’échanges avec
les utilisateurs et assure un accompagnement permanent des débutants. Il a ainsi de nombreux
retours d’expérience ce qui l’amène à faire évoluer son logiciel. Logiciel qui est, à l’heure actuelle le
seul de ce type. D’ici un à deux ans d’autres logiciels devraient voir le jour ce qui apportera une
véritable émulation.
Evolution des observateurs au cours du temps :
L’évolution des utilisateurs dans le monde est très forte :
Espagne 182
Etats-Unis 88
Italie 79
France 77 (les principaux utilisateurs sont les
membres de la commission)
Argentine 24
Grande-Bretagne 20
Australie 18
Allemagne 17
Canada 13
Belgique 10
Hongrie 7
Autriche 5
Afrique du Sud 5
Suisse 5
Autres 26
Aujourd’hui près de 600 observateurs utilisent REDUC dont 44 nouveaux en 2014.
Florent note un très fort démarrage du logiciel en 2006 concomitant à un fort engouement
international pour l’observation et la mesure des étoiles doubles qui conduira rapidement à
l’apparition de nouveaux journaux spécifiques aux étoiles doubles (El Observador de Estrellas Dobles-
2009 ; Il Bollettino delle Stelle Doppie-2012). Russel Genet, astronome américain a un doctorant qui
travaille à l’élaboration d’un programme en langage Python qui, d’après ce qu’a compris Florent,
gère la partie automatisation des acquisitions (article dans le dernier JDSO) et qui devrait aussi
procéder aux réductions dans un avenir proche.
Evocation de Guy SOULIE.
Nouveautés :
- Lecture des fits cube
- Fonction zoom ROI (zoom de la zone intéressante de l’image à la demande d’un américain,
qui publie régulièrement, George GATEWOOD et qui observe avec son épouse).
- Lecteur de header de fits
- Jeu de curseurs colorés
Lecteur de FITS cube zoom ROI
Lecteur de header FITS
Jeu de curseurs colorés
- Fonction QuadPx pour agrandir l’image sans perdre la répartition de lumière. Découpage et
décalages possibles jusqu’à + /- 4096 pixels.
- Amélioration de l’AutoReduc pour les couples de magnitudes voisines.
- ELI (Easy Lucky Imaging) ou « Etre logique avec l’interférométrie ». Les images que nous
obtenons sont souvent altérées et difficiles à exploiter avec les méthodes habituelles, cette
fonction permet de les rendre exploitables. Elle ne prétend pas remplacer les autres
méthodes mais peut se révéler utile lorsque ces dernières échouent.
Exemples :
A 357 9.5/9.7 θ= 68° ρ= 0,54’’
Echec avec compositage, autocorrélation, Lucky(5%). ELI donne la solution en fournissant
une image mesurable.
ELI
A 253 9,7/10,3 θ= 131° ρ= 0,76’’
ELI donne de bons résultats alors qu’il n’y avait pas assez d’images pour la méthode tri,
centrage, addition, autocorrélation.
ELI + Surface
COU 1594 θ= 332° ρ= 0,51’’
Florent présente une amélioration du logiciel lorsque les magnitudes sont proches et que
REDUC alterne les composantes A et B, il explique alors sa démarche : l’idée est d’identifier
sur une image grossièrement l’orientation des composantes et de fournir l’information à
REDUC. Lorsque REDUC trouve la composante la plus brillante sur les autres images, il
regarde à la position relative de B fournie (position x) ainsi qu’à 180° de celle-ci (position y).
Si le niveau de luminosité en y est plus important qu’en x il assumera que A se trouve en y et
donc que B est en x.
C’est en travaillant là-dessus qu’est venue l’idée d’ELI.
BestOf Vis
1seule Lucky image (repère vert)
Cette image permet de connaître l’orientation approximative du couple.
ELI
Compositage de toutes les images.
QuadPx
Surface
L'image d'origine est ici légèrement sous-échantillonnée
QuadPx permet de fournir à Surface une image interprétable en quelques itérations
En résumé :
Avantage de la fonction ELI : orienter le compositage et profiter de toutes les images puis
mesurer avec SURFACE de Guy MORLET (pas de sélection d’images et en plus obtention du
∆m).
Domaine d’utilisation :
- Images à faible rapport signal/bruit
- Couples serrés
- Bruit périodique sur images tavelées
- Complément A/C pour les ∆m
__________________
Daniel BONNEAU
email : [email protected]
« Mesures interférométriques d’étoiles doubles à l’observatoire de Catane par Mentore MAGGINI (1890-1941)»
Mentore MAGGINI est né à Empoli, près de Florence le 6 févier 1890. Sa carrière scientifique commence en 1907 avec son entrée à l'Observatoire Ximenes (Ximeniaro) comme assistant, tout en continuant ses études à l'institut Technique puis à l'université de Pise. A partir de la fin de 1910, il est recruté comme bibliothécaire et assistant volontaire à l'observatoire d'Arcetri, obtenant, à la fin de ses études, sa nomination comme assistant effectif le 1 janvier 1921. En 1922, il rentre à l'Observatoire astrophysique de Catane 1, en Sicile où il obtint son Doctorat d'Etat en astrophysique (1924) puis sa promotion comme astronome de 2ème classe (1925). En 1926 il obtient le poste de directeur de l'Observatoire astronomique de Collurania à Teramo 2, dans les Abruzzes. Il y poursuivit sa carrière de chercheur, d'enseignant et de vulgarisateur jusqu'à son décès subit le 8 mai 1941. On lui doit de nombreuses contributions originales à l'étude physique du Soleil et des surfaces planétaires (notamment de Mars) au moyen d'observations visuelles, photographiques, photométriques et polarimétriques, techniques pour lesquelles il développa ses propres instruments. Entre 1922 et 1930, inspiré par les idées de Fizeau, les premiers essais de Stéphan en 1873, les travaux de Michelson en 1890, Hamy en 1899 et Anderson en 1920, MAGGINI se lance dans des
travaux sur les applications astronomiques des interférences. MAGGINI s'intéressa plus particulièrement à l'utilisation de l'interférométrie à la mesure du diamètre de petits disques ainsi que des étoiles doubles. Dans une première publication: "L’interferometro del observatorio di Catania. Studio i primi saggi " (référence: Pubblicazioni contributi del R. Osservatorio Astrofisico di Catania N° 4, 1922) est décrit le premier interféromètre tournant qu'il fit construire à l'observatoire de Catane, du même type que celui inventé par John A. Anderson à l'observatoire du Mont Wilson3, conçu pour être utilisé au foyer du réfracteur Mertz de 32,5 cm d'ouverture de l'Observatoire Vincenzo Bellini située sur le flan de l'Etna à 2900m d’altitude. Dans cette publication, après avoir fait des rappels sur les bases des mesures interférométriques, MAGGINI évoque le contexte dans lequel il poursuit ses travaux, notamment pour « …mesurer le diamètre des disques de moins de 1 ", ou des étoiles doubles serrées choisies parmi les plus
1 http://woac.ct.astro.it/
2 http://www.oa-teramo.inaf.it/ita/
3 "L'interféromètre à rotation de John August Anderson (1876-1959) et son application à la tentative
de résolution de nouvelles étoiles doubles", D. Bonneau, 2011, Observations & Travaux, No. 79 p. 2
brillantes. », « avec les encouragements du Pr. Hamy4 … pour tenter la mesure des petits disques de luminosité non uniforme comme les satellites de Jupiter »… Il y décrit aussi comment il a pu déterminer avec précision la longueur d'onde effective, paramètre fondamental des mesures interférométriques, en fonction du type spectral de l'étoile observée. MAGGINI détaille ensuite la méthode qu'il utilise pour réaliser la mesure des étoiles doubles, la même que celle employée par Anderson, ainsi que la mesure du diamètre angulaire du disque de Neptune obtenue en novembre 1922. A cette même année, MAGGINI publie un article "mesure interferenziali del disco del III° satellite di Giove" dans lequel il décrit sa tentative d’étude interférométrique de la distribution de brillance sur le disque d’un astre. Lors des observations de Ganymède, il apparaît que la visibilité des franges varie, en fonction de l'angle de position sur le ciel et de la longitude du satellite sur son orbite autour de Jupiter, ce qui l'amène à conclure que la brillance du disque de ce satellite n'est pas uniforme. Les observations interférométriques de 200 étoiles doubles visuelles sélectionnées dans le Catalogue
Général de Burnham (GC) sont l'objet de la publication "Misure Interferometriche di Stelle Doppie" de 1925. Dans cette publication, MAGGINI donne les détails de 215 mesures effectuées sur 197 couples dont les séparations vont de 1" à 0,15". Il convient de noter que cette dernière valeur est proche de la résolution interférométrique théorique, c'est-à-dire la moitié de la résolution limitée par la diffraction de 0,38" pour un réfracteur de 32,5 cm à la longueur d'onde de 0,55 μm. En ce qui concerne la mesure des étoiles doubles, MAGGINI a publié deux autres articles dans la revue Astronomische Nachrichten.
En 1928, "Orbita del sistema GC 314 = 13 Ceti, dedotta da misure interferometriche" (A.N. vol. 128, p. 97) article dans lequel il donne les éléments de l'orbite de cette binaire serrée (P = 7 ans, a = 0,25") calculée à partir de mesures interférométriques faites entre 1922 à 1926 56 à Catane au réfracteur Mertz de 32 cm puis de 1927 à 1928 à Collurania, réfracteur Cooke de 39,4 cm 5. En 1929, "Misure interferometriche della doppia variabile X Ophiuchi" (A.N. vol. 235, p. 135), publication dans laquelle il donne les mesures effectuées en 1925 et 1926 à Catane puis en 1927 et 1928 à Collurania de ce couple de très longue période (orbite incertaine, P ~ 880 ans, a ~0,82") dont Maggini identifie la composante principale comme étant une étoile variable pulsante de type Mira Ceti. Alors qu'il devient directeur de l'observatoire de Collurania en 1926, MAGGINI fait construire, par l'atelier de l'observatoire de Padoue, un deuxième interféromètre à rotation plus perfectionné adapté au réfracteur Cooke de 40 cm d'ouverture de cet observatoire. Cet instrument, conservé au musée de l'Observatoire de Collurania 6. Cet instrument fut plus utilisé après 1928, MAGGINI consacrant son activité de recherche à l'étude physique des planètes. 4 Maurice Hamy (1861-1936) a réalisé des observations interférométriques avec le Grand Coudé de l'Observatoire de Paris. "Mesure interférentielle des diamètres des satellites de Jupiter et de Vesta effectuée au grand équatorial coudé de l'Observatoire de Paris", Maurice Hamy, 1899, Bu. As. I. 16, 257. 5http://www.oa-teramo.inaf.it/galleria/INAF
OACTe%20Gallery/album/Museo/Sala%20Maggini/slides/sala%20maggini_4.html
6http://www.oa-teramo.inaf.it/galleria/INAF-
OACTe%20Gallery/album/Museo/Sala%20Maggini/slides/sala%20maggini_4.html
Laurent CORP
email : [email protected]
Web : http://www.astrosurf.com/lcorp/accueil_018.htm
“A la recherche des binaires à éclipses à effet O’Connell”
Laurent se présente :
- Président fondateur de l’association « Andromède4a »
http://www.andromede4a.fr/index.html
- Co-fondateur de l’ANPCEN
http://www.andromede4a.fr/index.html
- Nombreuses collaborations internationales avec notamment Dr Jean-Francois Le Borgne (IRAP-France) Dr Oleg Malkov (Institute of Astronomy (Russian Academy of Sciences - Russie ) et Ekaterina Avvakumova (Kourovka Astronomical Observatory- Russie) Dr Yael Naze (FNRS - Belgique) Jeff Hopkins (HPO - USA) Des Loughney (Astronomical Society of Edinburgh – Scotland – UK) Stan Waterman (USA)
Programme d’observation de Laurent :
- suivi d’une cinquantaine d’étoiles binaires à éclipses
- des binaires à éclipses peu étudiées
- des demandes particulières
Présentation des étoiles variables :
Un zoo stellaire ! 36000 connues et 14000 suspectées
On y trouve des cataclysmiques, pulsantes (la variabilité de la magnitude est due à des pulsations de
l’atmosphère de l’étoile), binaires à éclipses (dont les doubles à éclipses photométriques, on ne voit
qu’une seule étoile), doubles à occultation (les espagnols s’occupent des doubles à occultation par la
Lune)…
Les catalogues :
GCVS : General Catalog of Variable Stars (les binaires à éclipses ne se trouvent pas dans les
catalogues d’étoiles doubles)
Les différents types de binaires à éclipses :
Des exemples :
Laurent présente un film de Mark A. Garlick montrant la courbe de lumière de la binaire à éclipse
Algol et une courbe de lumière de Beta Lyrae, très arrondie en raison de l’attraction gravitationnelle.
Configurations et transfert de masse :
Accès aux paramètres stellaires :
Courbe de lumière
Paramètres physiques
rA = RA/d
rB =RB/d
T
LB/LA
Paramètres orbitaux
P
i
e
ω
Courbes des vitesses radiales
Paramètres physiques MA sin3i
MB sin3i
Paramètres orbitaux
a sin3i
v
(P,e,ω)
Ces paramètre donnant accès à la masse le rayon et la luminosité de l’étoile étudiée.
A partir des observations :
On peut voir comment sont placées les binaires observées à partir des courbes de lumière dans les
différentes classes et sous classes : D détachées, S semi-détachées , C en contact.
Déroulement des mesures photométriques :
- Prédictions
- Observations
- Dépouillement
- Enregistrement des données
- Modélisation
Pour débuter :
Quelle étoile choisir ?
http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php
Les observations doivent se dérouler durant une période de 1h30 avant et après le minima (il est
indispensable d’avoir l’ordinateur à l’heure).
Pièges à éviter pour débuter :
- Binaires à longue période
- Faible Δm
- Choisir des étoiles faciles (forte amplitude).
- Observer 1 à 3 étoiles par nuit
- Faire des images de calibration (bias, dark et flat)
La Filtration : utilisation de filtres Johnson-Cousins UBVRI, attention à la marque choisie (il est très
important d’utiliser des filtres qui respectent le profil standard), Astrodon est la marque de référence
Laurent montre la comparaison des filtres V Johnson des marques Baader et Astrodon.
http://carlostapia.es/curvas_filtros/Astrodon_V_Johnson.html
http://www.optique-unterlinden.com/catalogue/produit/m/17/p/AD011
http://www.astrodon.com (Prix 184 euros)
Liste des logiciels de photométrie :
- Gratuits : IRIS , Audela et Muniwin
- Payants : Prism, Maxim DL, Mira
On utilisera la méthode des 3 cercles (attention ! le choix du diamètre des cercles est très important).
Liste de bases de données ou l’on peut envoyer ses observations :
- AAVSO
- BAA
- BRNO
- GEOS
- …
Etapes suivantes quand vous aurez mesuré vos premières étoiles :
- Remesurer les binaires oubliées (depuis une dizaine d’années environ)
- Faire du BVR multi séquencé pour obtenir B-V et V-R.
Effet O’Connell :
Ce phénomène se produit sur des étoiles en contact de type EW où l’on observe des maxima ne se
trouvant pas à la même hauteur. L’origine reste inconnue, les causes possibles sont l’existence d’une
tache brillante sur l’étoile secondaire, un nuage de gaz produisant un « hot spot ».
On observe une seule étoile par nuit – le but final étant d’avoir la courbe de lumière complète avec
les deux maxima et les deux minima – primaire et secondaire.
- Cibles à suivre : AG Vir – DU BOO, collaboration avec Marek Wolf.
Anton Paschke compile toutes les mesures des minima afin de calculer les O-C
http://www.inasan.ru/
Campagnes d’observations :
- Epsilon Aurigae : besoins de mesures de l’étoile principale de type F de 2-3 Masses Solaires et
de 135 diamètres solaires entourés d’un anneau. Des fluctuations de magnitudes sont
recherchées.
- Delta Orionis et Epsilon Orionis, projet Orion : collaboration pro/am demande de mesures de
précision.
- EE Cephei : étude de la structure de l’anneau qui tourne autour de l’étoile tous les 6 ans et
demi. Le minimum a eu lieu durant la semaine du 20 au 23 août.
_______________________
Samedi en fin d’après-midi : pot d’accueil du Président de l’A.C.D.
En début de soirée : discussions animées autour d’une bonne table !
En soirée : visite de l’observatoire et observations de NEOs avec P. Dupouy.
Dimanche 28 septembre 2014
En matinée
Exposé: Jean-Louis AGATI et Pierre DURAND
Vie de la Commission
L’après midi
Excursion organisée par Philippe DUPOUY au moulin de Bénesse, au sommet d'une colline.
Jean-Louis AGATI
email : [email protected]
Pierre DURAND
email : [email protected]
Exposé : « Les conséquences d’une mise en station imprécise et l’évaluation des erreurs
systématiques affectant les mesures d’angle de position à l’aide d’un logiciel de calcul de la
rotation du champ »
Jean Louis commence la présentation.
Une mise en station imprécise entraîne :
- La rotation et le défilement du champ dans l’oculaire
- Une dérive en ascension droite
- Une dérive en déclinaison
Repères utilisés :
repère Terre Monture Sphère céleste
système S1 S2 S3
Méridien du lieu
Sud
Est
Ouesti
1/3
(3) Sphère céleste
(2) Objectif du télescope
(1) Terre
1v
u
x
y
z
P
A
O
3
3
1z
Nord
M
H
T
y
x
3
2
1
z3
yx1
1
2
2
2
v
Equateur céleste
Figure 1
w
(R1) Repère lié à la Terre (1). L’axe (O, z1) est dirigé vers le pôle céleste Nord. Le plan (O, x1, Oy1) est le plan équatorial. (O, x1) est dirigé vers l’Ouest. (Oy1) passe par le méridien du lieu. (R2) Repère solidaire de la fourche ou du berceau du télescope (2). (O, x2, y2, z2) est repéré par rapport à (O, x1, y1, z1) par les trois angles d’Euler ψ, θ, φ.
Soit w
le vecteur unitaire de l’axe optique de l’objectif. w
est fixe dans (O, x2, y2, z2). (R3) Repère lié à la sphère céleste (3).
(O, x3, y3, z3) est tel que 13 zz
. L’axe (O, x3) passe par γ, origine des ascensions droites. L’axe (O, i)
appartient au plan équatorial et passe par le demi grand cercle de l’étoile A à observer. L’axe (O, i) est fixe dans (O, x3, y3, z3). Le repère (O, u, v, z1) se déduit de (O, x1, y1, z1) par une rotation d’un angle ψ autour de l’axe (O, z1). Le repère (O, u, v1, z2) se déduit de (O, u, v, z1) par une rotation d’un angle θ autour de l’axe (O, u). Le repère (O, x2, y2, z2) se déduit de (O, u, v1, z2) par une rotation d’un angle φ autour de l’axe (O, z2).
3/2
: Vecteur rotation instantanée de l’objectif (2) par rapport à la sphère céleste (3)
1/2
: Vecteur rotation instantanée de l’objectif (2) par rapport à la Terre (1)
3/1
: Vecteur rotation instantanée de la Terre (1) par rapport à la sphère céleste (3)
3/11/23/2
(I)
Notation : les vecteurs unitaires portent le même nom que les axes correspondants.
Exemple : le vecteur unitaire de l’axe (Ox1) est noté1x
.
13/1 z
avec ω = 0,07292123517. 10-3 rd/s
Si 1/2
= 13/1 z
, alors 03/2
et le tube du télescope suit la sphère céleste dans son
mouvement (champ immobile dans l’oculaire).
Si l’axe des ascensions droites du télescope est suivant (Oz2), alors 21/2 zo avec
o
.
Cette dernière condition est imposée par le moteur des ascensions droites (AD). Dans ce cas :
123/2 zz
zzz
)( 213/2
Le vecteur rotation instantanée de la sphère céleste par rapport au tube est :
)( 122/3 zzz
La projection de t. 2/3
sur la normale ⃗⃗ au plan du miroir donne la rotation du champ pendant la
durée t.
La projection de t. 2/3
dans le plan du miroir donne le défilement du champ. Ce dernier est la
somme de la dérive en déclinaison et de la dérive en ascension droite. Jean Louis présente alors une page Excel permettant :
- De connaître la rotation du champ quelle que soit la position du télescope (exemples avec Ψ,
θ, δ et t donnés).
- De trouver la dérive en ascension droite et en déclinaison (exemple avec Ψ = 315°, θ = 10’,
δ=10°, la dérive en α=-0.312’ et la dérive en δ=1.856’)
Remarque :
Pour les étoiles doubles la dérive importe peu, c’est la rotation de champ qui est importante.
Pierre Durand poursuit la présentation.
Il nous présente le livre « D’étoile en étoile, manuel d’observation en astronomie » Franck Marron-
EYRAUD Collection Ellipses.
Il évoque le problème des montures du commerce qui offre des solutions de mise en station assez
imprécises. En effet il faut être sûr que l’axe de rotation de la monture et l’axe du viseur polaire soient
confondus.
Si cet angle est nul alors la distance du pôle nord céleste à l’étoile polaire est de 45’ actuellement.
La réfraction de la polaire d’environ 1’ n’est pas prise en compte.
Calcul de la dérive, le livre cité plus haut donne la relation :
Vδ = 1/3,8093 [Δa cosϕ .cos H- Δh .sinH] (dérive à vitesse variable lors du suivi)
Avec a=azimuth, ϕ=latitude, h=hauteur, H=angle horaire
Si la mise en station est imparfaite au cours d'une pose photo, il y a rotation du champ,
r = E sin(H+Δa)/cosδ avec E : erreur de mise en station
Pierre présente un tableau exprimant cette rotation en fonction de la déclinaison et du temps écoulé.
Il rappelle que Joël MINOIS avait commencé à réfléchir au problème, il avait établi deux formules
(article sur ce sujet dans « Observations et Travaux n°4 »).
A partir de ces deux formules Pierre a établi un tableau de l'erreur d'angle induite pour un pointage
précis à Δ=6’ près.
En hauteur : environ 0,3° si observation 2h de chaque côté du méridien avec δ=80°. Mais près de 3°
si δ=89° !
En azimut environ 0,5° avec δ=80° mais près de 5° si δ=89°
Conséquences :
Mesure la polaire permet de voir sur quelques heures l’importance de la dérive permettant d’agir sur
les corrections de la monture.
Pierre cite alors les méthodes de mise en station :
- Bigourdan
- King (Edward Skinner King 1861-1931)
King améliorée pour les duplicistes (précision 1’), en utilisant la polaire STF 93 en tant
qu’étoile double ce qui n’a jamais été fait. (STF 93 certainement un couple optique, voir les
mouvements propres des composantes, à chercher). Utilisation du calcul de Jean-Louis pour
définir les corrections.
Remarque de Jean Montanné qui s’interroge sur la visibilité du compagnon (Δm=10)
Pierre fait remarquer que tous les instruments professionnels ne sont pas forcément bien calés, il cite
en exemple la lunette de 50 cm de Nice qui dérive !
En conclusion Edgar intervient : « Pour les observations futures il faudra tenir compte de cette dérive
en utilisant le logiciel de Jean-Louis ».
__________________
Remerciements
Edgar SOULIE
Au nom des membres de la Commission des Etoiles Doubles de la Société Astronomique de France qui ont participé à la réunion des samedi 27 et dimanche 27 septembre 2014 à l'Observatoire de Dax, je vous remercie très vivement pour votre accueil excellent, qui nous a permis d'avoir une réunion à la fois fructueuse et conviviale.
Je vous remercie aussi pour l'organisation et des repas, la visite de l'observatoire, l'excursion
au moulin de Bénesse au sommet d'une colline dimanche après-midi et pour les photographies que vous avez mises sur le site internet de l'Observatoire de Dax.
Nos remerciements vont également à votre épouse Hilda et aux membres de votre
association qui vous ont aidé dans les tâches d'organisation, notamment du "pot d'accueil" du samedi après-midi.
La Commission à nouveau en deuil.
Edgar SOULIE
Suite à notre réunion où nous avions évoqué le très mauvais état de santé de Jean DOMMANGET, Edgar a rédigé un courriel daté du 29 septembre 2014 : « Jean Dommanget, figure majeure de l’astronomie des étoiles doubles dans la seconde moitié du XXe siècle et ancien président de la Commission n°26 (Etoiles Doubles) de l’Union Astronomique Internationale. Depuis 1984, aussi longtemps que sa santé le lui a permis, il a participé activement aux réunions de la Commission et sollicité les amateurs pour qu’ils fassent des observations nécessaires à la préparation du catalogue d’entrée du satellite astrométrique Hipparcos. Il les a exhortés à mesurer des couples serrés, ayant les meilleures chances d’être orbitaux et donc de fournir de futures orbites, débouchant sur la détermination de masses stellaires. Avec une persévérance exemplaire, il a proposé en 2005 aux amateurs de la Commission de reprendre un travail qu’il avait entrepris en 1968 : la détermination de la distribution des orientations des plans orbitaux des binaires visuelles proches du Soleil. J’espère qu’il vivra encore assez longtemps pour voir l’article scientifique qui rendra compte des recherches accomplies sur ce sujet depuis neuf ans à son instigation ! Je pense à lui avec reconnaissance ! » Malheureusement un message de Jean-Claude THOREL annonçait sa disparition le mercredi 01 octobre 2014 : « C'est notre Ami Jean Charles Antoine DOMMANGET qui s'en est allé. Il était né le 13 juin 1924 à Ixelles près de Bruxelles en Belgique ».