Exploitation des catalogues contemporains

Le tableau T.2.5.2. montre comment se pose le problème de l'identification des composantes dans les divers sources de magnitudes "contemporaines" que nous allons utiliser. Nous plaçons à part le cas du Bright Star, qui, comme nous venons de la signaler, n'est pas à proprement parler une source de magnitude. BD pas d'indication dans le catalogue.

La seule solution est de voir la correspondance du numéro BD dans le BSC4, le SOAXIDX ou le HD RHP from SAO deux champs contiennent l'information :

HD code : (byte 124, file SAO), mais il n'indique que les doubles avec moins de 0.3 magnitude de différence

Coded source for visual magnitude (bytes 88-89) '16' : combined magnitude of component stars RHP from HD un champ contient l'information en clair :

(byte 34, file "HDC")

"C" denotes that m(v) is the combined value for this and the following or preceding entry. Mermilliod un champ contient l'information en clair :

multiplicity flag (byte 12, file "measurements") "D" indicates an unresolved binary star,

a number identifies one component of a multiple system

Tableau T.2.5.2.

information sur la duplicité des étoiles dans les catalogues photométriques utilisés.

Pour ce qui est du Bright Star Catalogue, il contient des champs décrivant la nature de la duplicité de l'étoile, et l'indication de la ou des composantes concernées dans la ligne

Voici la liste des champs concernés : Suggested

Byte(s) Units Format Description

34- 39 --- A6 (6A1) Double or multiple stars (except spectroscopic and eclipsing): Number ADS (Aitken 1934)

(Jeffers et al. 1963). Letters in bytes 40-41 following a W indicate which component(s) the HR number represents

I Innes (1927) southern double stars R Rossiter (1955)

C Couteau (1978)

D Duplicity discovered by occultation S Duplicity discovered by speckle interferometry

A Astrometric binary

The field is uniform on the tape (see Section 4, remark 9) with the catalogue code in byte 34, ADS numbers in bytes 35-39 and components in bytes 40-41. Additional remarks on duplicity may be found if an asterisk occurs in the notes column (byte 212).

40- 41 A2 Multiple-star components for systems for which HR number represents only certain components of the system.

191-194 mag F4.1 Magnitude difference between two

components of a double, or between the two brightest components of a multiple system. 195 1X Reserved for colon (:) to indicate

uncertainty in magnitude difference (none occurs, however).

196-201 " F6.1 Separation of the same two components referred to in bytes 191-194.

203-206 4A1 (A4) Identification of the components

represented in bytes 191-194 and 197-201. An "O" in byte 204 indicates an

occultation binary.

207-208 I2 (A2) Numbers of components assigned to a multiple system.

212 - A1 An asterisk (*) indicates a note in the remarks file. Otherwise blank.

Parmi les remarques auxquelles l'octet 212 renvoie, certaines concernent la duplicité des étoiles; elles peuvent contenir des informations sur la nature du lien entre les composantes (doubles optiques ou physiques, mouvement propre commun, par exemple) ou sur la photométrie. Malheureusement, ces informations ne sont ni systématiques, ni traitable sous une forme automatique. On peut simplement éliminer des étoiles par un pré-traitement automatique, mais il faut une vérification manuelle même dans les cas simple, et un travail complémentaire pour les étoiles à plus de deux composantes.

Signalons, à titre d'illustration de l'ampleur du problème, qu'il existe dans le Bright Star Catalogue trois couples pré-intégrés en magnitude, (c'est-à-dire que pour chacune des 2 composantes de chaque couple est donné à chaque fois la

magnitude intégrée) alors qu'il y a bien 2 lignes pour chacune de ces 3 étoiles : Il s'agit de hr 888 + 887 hr 2890 + 2891 hr 5788 + 5789

2.5.2.3. Stratégie retenue

Si cela avait été possible automatiquement, nous aurions créé un tableau de synthèse des mesures contemporaines, regroupant pour les 9110 étoiles du Bright Star Catalogue (ou les 9110+2603 du BSC4sup), les mesures des catalogues photométriques que nous avons retenu. En fait ce travail présente cette seule difficulté de l'identification des doubles.

Après de nombreuses tentatives décevantes (fondées en particulier sur des programmes de traitement automatique des remarques), nous avons dû nous rendre à l'évidence : cette stratégie n'était pas la bonne.

Comme nous le verrons dans le chapitre 2.6., nous avons abordé le problème dans l'autre sens : .la question à laquelle il est plus facile de trouver une réponse est la suivante :

De quel source ou groupe de sources mesure-t-on aujourd'hui l'éclairement dans telle ligne du catalogue "anciens" ou "modernes" ?

Pour préparer la réponse à cette question (l'analyse détaillée du problème en sera faite au moment du récolement général du corpus passé (= anciens+modernes) et contemporain, chapitre 2.6., nous avons extrait de chaque catalogue contemporain retenu, les données correspondant aux composantes pouvant intervenir dans les estimations des 792 étoiles du corpus, et constitué avec elles un fichier intitulé CONTEMPO.DBF.

Nous avons malgré tout (compte tenu des contraintes de temps) introduit deux limites à ce travail.

Une première qui créé un biais qu'il ne faudra pas oublier par la suite :

- pour des raisons diverses (volume de données et limites intrinsèques de certains catalogues (BSC4 et BSC4sup), nous n'avons pas pris en compte de manière systématique les composantes au delà de la magnitude 7 ; nous avons seulement analysé le cas de celles qui étaient directement citées dans les remarques du BSC4 et du BSC4sup. On peut ainsi avoir omis une ou plusieurs composantes

Une deuxième :

- nous avons éliminé certaines étoiles "complexes" à plus de deux composantes, comme teta Ori, car nous ne savons pas traiter automatiquement (ni même, en toute rigueur, manuellement) les "chaines" d'étoiles : Dans des régions riches en étoiles, peut exister une chaîne d'étoiles : une première étoile s'agrège avec une seconde, qui elle-même s'agrège à une troisième ... On peut ne pas savoir où s'arrêter, car on peut être conduit de proche en proche plus loin que la limite de non-résolution photométrique.