Thesis
Reference
Les étoiles variables de la mission HIPPARCOS
EYER, Laurent
Abstract
L'objet de ce mémoire de thèse est une étude de la variabilité stellaire à l'aide des données photométriques du satellite HIPPARCOS. Plus en d ́etail, nous voulons : 1. Etablir un inventaire des possibilités (points forts et faibles) d'HIPPARCOS. 2. Produire des catalogues d'étoiles variables à partir des résultats d'HIPPARCOS, et expliciter les méthodes employées afin de caractériser ces étoiles. 3. Donner une vue globale de la variabilité stellaire dans le diagramme HR. 4. Donner des informations pratiques sous formes de tables, chiffres, graphiques, et références relatives à HIPPARCOS et à la variabilité stellaire. 5. Traiter quelques sujets ponctuels de variabilité stellaire.
EYER, Laurent. Les étoiles variables de la mission HIPPARCOS. Thèse de doctorat : Univ.
Genève, 1998, no. 3002
DOI : 10.13097/archive-ouverte/unige:141153
Available at:
http://archive-ouverte.unige.ch/unige:141153
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D´epartement d’astronomie Directeur : Dr. M. Grenon Co-Directeur : Prof. G. Burki
Les ´ etoiles variables de
la mission HIPPARCOS
TH`ESE
pr´esent´ee `a la Facult´e des sciences de l’Universit´e de Gen`eve pour obtenir le grade de Docteur `es sciences,
mention astronomie et astrophysique
par
Laurent EYER de
Riggisberg (BE)
Th`ese N◦ 3002
GEN`EVE
Atelier de reproduction de la Section de physique 1998
Eyer, L., Grenon, M., Falin, J.-L., Froeschl´e, M., Mignard, F., Variable Stars with the Hipparcos Satellite, Solar Physics 152, 1994
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Eyer, L., Bartholdi, P.,Variable stars : which Nyquist Frequency ?, A&A, accept´e
Eyer, L., Genton, M., Characterization of variables stars by robust wave variograms : an application to Hipparcos Mission, A&A, soumis
Gustave Flaubert Les objets qui nous entourent suscitent souvent la curiosit´e de notre esprit, qui essaye de les d´ecrire et de les comprendre.
Que veut dire comprendre ? Comprendre une ´etoile, une th´eorie, ou encore un ˆetre hu- main, voil`a des questions bien complexes. . .Parfois mon sentiment est le suivant : une v´eritable compr´ehension est souvent accompagn´ee d’une ´emotion esth´etique. Celle-ci est aussi ´eprouv´ee dans les arts et, `a mon sens, il n’y pas une grande diff´erence entre l’Art de la Fugue et la Th´eorie de la Relativit´e G´en´erale qui sont toutes deux, avant tout, un ach`evement de la pens´ee humaine. L’attitude pour atteindre cet ´etat de compr´ehension est celle d’une sorte d’empathie intellectuelle ou ´emotive envers les artistes, les scientifiques, ou encore leurs cr´eations. En outre, les th´eories physiques et les arts ´emergent non seulement d’un individu mais aussi de l’´epist´em`e dans laquelle il baigne. Mˆeme si la science est plus contraignante `a cause notamment du fait qu’elle soumet l’observation `a la repr´esentation math´ematique, elle a montr´e au cours de son histoire qu’elle est fortement d´ependante des conceptions m´etaphysiques ; on en a des exemples frappants en astronomie.
La d´emarche scientifique peut conduire `a une fragmentation du savoir. Une fois qu’un sujet est compris, il pose d’autres questions. Le chercheur voyage ainsi d’une vall´ee `a une autre, chaque vall´ee pouvant1 ouvrir sur une autre encore plus vaste et plus belle !
En paraphrasant Flaubert, on peut dire de mani`ere assez g´en´erale : en observant attentive- ment les objets, avec des moyens ad´equats, on d´ecouvre une vari´et´e et une richesse de compor- tements quasiment sans limite.
L’astronomie est une science d’observation. Pour les Anciens, les ´etoiles ´etaient des objets immuables. Or, en les observant avec pr´ecision, on remarque d’une part que ces objets peuvent ˆ
etre en mouvement les uns par rapport aux autres et d’autre part que leur luminosit´e peut changer. Le satellite HIPPARCOS apporte une contribution de pointe sur ces deux propri´et´es.
Celle dont il sera ici question est la variation de la luminosit´e des ´etoiles.
Ce qui arrive en histoire des sciences peut aussi se produire (toutes proportions gard´ees) dans chaque cas particulier, individuel : lors de mes d´ebuts `a l’observatoire, une ´etoile ´etait approxim´ee (mis `a part le soleil) comme un objet ponctuel de masse m (j’ai un peu honte de dire cela. . .). Maintenant les ´etoiles forment l’objet de cette th`ese, et je dois bien avouer que ce travail s’est av´er´e `a la fois enrichissant et passionnant.
Accumuler des connaissances est une chose, les diffuser en est une autre. Cette diffusion est in- dispensable non seulement pour le d´eveloppement de la science mais aussi pour l’´epanouissement de l’individu, mˆeme si dans le cas pr´esent, les lecteurs d’une th`ese sont peu nombreux.
Tout d’abord, il faut avoir quelque chose `a dire (cela paraˆıt une lapalissade, mais combien de publications ne sont que paraphrases avec des modifications mineures de ce qui avait d´ej`a
´
et´e dit). . . Il faut ensuite s’exprimer : pouvoir dire ou ´ecrire . De plus, chaque langue a ses propres r`egles. Il faut donc projeter ses pens´ees abstraites dans le moule de la langue afin qu’elles s’y confinent. En r´edigeant cette th`ese, j’en ai ressenti la difficult´e.
Pour essayer de faire pardonner la s´echeresse de mon propos je reproduis une partie du texte introductif au chapitre sur les ´etoiles variables, de l’ Astronomie populaire de Camille Flammarion (1880), empreint d’une verve lyrique bien fran¸caise. . .
Les ´etoiles n’´etant pas seulement des points brillants attach´es `a la voˆute du fir- mament, chaque ´etoile ´etant un v´eritable soleil analogue au nˆotre, est-il donc pos- sible qu’un soleil augmente ou diminue d’´eclat ? Notre propre soleil peut-il donc quelque jour grandir en lumi`ere et en chaleur, nous ´eblouir, nous brˆuler, consumer
1. car parfois la vall´ee peut s’av´erer bien infertile et aride.
3
l’humanit´e haletante dans les sables brˆulants d’un sahara perp´etuel ? ou bien, au contraire, le bienfaisant foyer de notre chaleur naturelle peut-il donc s’envelopper d’un voile, suspendre son rayonnement, retenir les rayons d’or, les fl`eches de flamme lanc´ees depuis les beaux jours d’Apollon, refuser le printemps et les fleurs, l’´et´e et les moissons, l’automne et la vigne, ´etendre sur le globe les frimas d’un ´eternel hiver, figer le sang dans nos veines, faire grelotter tout ˆetre dans la derni`ere an´emie, sous une atmosph`ere brumeuse, p´en´etrante et glaciale, et coucher l’humanit´e enti`ere dans un linceul de neige ´epaisse et grandissante ?. . .Oui, notre bon soleil peut s’´eteindre et se rallumer ; il peut en quelques semaines laisser la mort envahir le monde ; il peut trˆoner dans le ciel gris comme un spectre blafard r´egnant sur un vaste cimeti`ere ; il peut renaˆıtre de ses cendres et ramener la vie momentan´ement disparue pendant des mois, des ann´ees et des si`ecles ; il le peut. . .et il l’a d´ej`a fait.
4
Table des mati` eres
Introduction 14
1 G´en´eralit´es sur la variabilit´e stellaire 15
1.1 Introduction historique . . . 15
1.1.1 Les causes physiques de la variabilit´e . . . 16
1.2 Int´erˆets des ´etoiles variables . . . 17
I Satellite HIPPARCOS 20 2 Objets mesur´es 23 2.1 Les types spectraux . . . 24
2.2 Les couleurs . . . 24
2.3 Les ´etoiles variables. . . 25
2.4 Intersection avec le catalogue de Gen`eve . . . 28
2.5 Erreurs d’identification dans HIC . . . 29
3 Instrumentation 31 3.1 L’optique . . . 31
3.2 La grille . . . 31
3.3 Le signal de sortie . . . 32
3.4 Le tube dissecteur d’image . . . 32
3.5 Le syst`eme Hp . . . 35
3.6 Le vieillissement chromatique . . . 35
3.7 Les mouvements du satellite . . . 36
3.8 Un vieillissement rapide . . . 37
II Photom´etrie HIPPARCOS 38 4 M´ethodes de r´eduction 41 4.1 Les modes AC et DC . . . 41
4.2 Les ´etoiles doubles . . . 43
4.3 La fusion des donn´ees . . . 44
5 S´eries temporelles obtenues 45 5.1 L’´echantillonnage temporel . . . 45
5.2 Les magnitudes et leur pr´ecision . . . 46
5.3 Les probl`emes de d´etection et les flags . . . 49
5.4 Le nombre de transits . . . 50
5.5 Autres informations accessibles . . . 51 5
III D´etection de la variabilit´e 57
6 M´ethodologie 59
7 Etoiles constantes, ´´ etoiles variables 63
7.1 Pr´eambule statistique . . . 63
7.2 Tests de variabilit´e . . . 64
7.2.1 Centrage et r´eduction des donn´ees . . . 65
7.2.2 Test deχ2 . . . 66
7.2.3 Test de Shapiro-Wilk . . . 67
7.2.4 Tests d’asym´etrie et de kurtosis . . . 68
7.2.5 Test de valeurs aberrantes . . . 69
7.2.6 Test d’Abbe . . . 69
7.2.7 V´erification des tests . . . 70
7.2.8 Le seuil . . . 70
7.3 Et alors ? . . . 70
7.3.1 Les ´etoiles constantes . . . 70
7.3.2 Les variables . . . 73
8 Valeurs aberrantes 75 8.1 Les causes des valeurs aberrantes . . . 75
8.1.1 D´epointages . . . 75
8.1.2 Pollution lumineuse . . . 77
8.1.3 Exemple sur les ´etoiles doubles r´esolues . . . 77
8.1.4 Valeurs extrˆemes physiques . . . 77
8.2 Approche robuste . . . 79
8.2.1 Faible sensibilit´e aux valeurs aberrantes . . . 80
8.2.2 D´eviation par rapport `a la loi gaussienne. . . 80
8.3 D´etection des valeurs aberrantes . . . 80
8.3.1 Valeurs hautes . . . 80
8.3.2 Valeurs basses . . . 82
8.4 Elimination des valeurs aberrantes. . . .´ 82
8.5 Conclusion . . . 83
9 D´erive lin´eaire 85 9.1 La d´erive math´ematiquement . . . 85
9.2 D´erive physique . . . 86
9.3 D´erives dues `a une couleur incorrecte . . . 86
9.4 S´election des d´erives . . . 88
9.5 Correction de la couleur de l’´etoile . . . 89
9.6 Conclusion . . . 92
10 ´Etoiles sans recherche de p´eriode et microvariables 93 10.1 Seuil de d´etection . . . 93
10.2 D´etermination des amplitudes . . . 94
10.2.1 Erreur sur les amplitudes . . . 95
10.2.2 Test de cet estimateur . . . 96 6
10.3.1 Variabilit´e non-significative . . . 99
10.3.2 Microvariables . . . 100
10.3.3 Variables . . . 100
11 ´Etoiles variables p´eriodiques 101 11.1 Recherche de p´eriode . . . 101
11.2 Transformation de Fourier . . . 101
11.2.1 Signal continu . . . 102
11.2.2 Signal ´echantillonn´e r´eguli`erement . . . 102
11.2.3 Signal ´echantillonn´e irr´eguli`erement . . . 106
11.2.4 La fr´equence de Nyquist . . . 108
11.2.5 M´ethode de Ferraz-Mello . . . 113
11.3 M´ethode de Renson . . . 113
11.4 M´ethode de Stellingwerf . . . 114
11.5 Les tests statistiques . . . 115
11.6 Choix de l’´echantillonnage fr´equentiel . . . 115
11.7 Les alias . . . 116
11.8 Choix des m´ethodes . . . 116
12 Ajustement des courbes lumi`ere 117 12.1 S´erie de Fourier . . . 117
12.1.1 Lin´earisation et it´eration du probl`eme . . . 118
12.1.2 Difficult´es avec les binaires `a ´eclipses . . . 120
12.2 Acceptation des solutions . . . 120
12.3 P´eriodes, ´epoques, extremums et leurs erreurs . . . 123
12.3.1 P´eriodes . . . 123
12.3.2 Les extremums et amplitude . . . 123
12.3.3 Les ´epoques . . . 125
12.3.4 Comparaison de GEN avec RGO . . . 127
13 Le catalogue et l’atlas des ´etoiles variables p´eriodiques 133 13.1 Le catalogue . . . 133
13.2 L’atlas . . . 136
13.3 V´erification des p´eriodes sur les ´etoiles Ap . . . 140
13.3.1 Comparaison des p´eriodes North-HIPPARCOS . . . 141
14 ´Etoiles variables non-r´esolues 143 14.1 Param`etres des ´etoiles non-r´esolues . . . 144
14.2 Fonction de structure ou variogramme . . . 144
15 Le catalogue des ´etoiles non-r´esolues et les deux atlas des courbes lumi`ere 151 15.1 Le catalogue . . . 151
15.2 L’atlas . . . 153
15.3 L’atlas AAVSO-HIPPARCOS . . . 153
16 ´Etoiles variables connues manqu´ees 159
7
17 Les moyens d’observation 163
17.1 T´elescope individuel . . . 163
17.2 Observations des amateurs . . . 163
17.3 Observations multisites . . . 164
17.4 Surveys pour la d´etection des lentilles gravitationnelles . . . 164
17.5 Satellites . . . 165
18 Contribution d’HIPPARCOS 167 18.1 Diagramme HR . . . 167
18.2 ´Etoiles β Ceph versus SPB etδ Scuti versusγ Dor . . . 181
Conclusion 202 Annexes 205 A Table des ´etoiles variables dans l’HIC ne figurant pas dans les catalogues des variables d’HIPPARCOS. 206 B Galerie d’´etoiles variables 211 B.1 Etoiles variables p´´ eriodiques . . . 211
B.2 Etoiles variables non-r´´ esolues . . . 223 C Liste des ´etoiles ayant une nouvelle p´eriode d’HIPPARCOS parmi les ´etoiles
Ap du catalogue de Renson 233
D Construction graphique des atlas 235
Remerciements 243
8
Table des figures
2.1 (Hp−V) versus (B−V) . . . 25
2.2 Histogramme de la magnitudeV des ´etoiles du catalogue de Gen`eve . . . 29
3.1 Sch´ema du syst`eme de d´etection d’HIPPARCOS . . . 32
3.2 Sch´ema de la grille modulatrice . . . 33
3.3 Signal de sortie du tube IDT . . . 34
3.4 R´eponse du d´etecteur en fonction de la distance au centre de la zone sensible . . 35
3.5 Bande passante du tube dissecteur . . . 36
3.6 Evolution de la pr´´ ecision sur les magnitudes au cours de l’histoire . . . 40
3.7 Distribution cumul´ee des erreurs standards : HIPPARCOS, HIC (photo´electrique et photographique) . . . 40
4.1 Facteur d’´echelle . . . 42
4.2 Le signal modul´e pour diff´erents cas de duplicit´e . . . 43
5.1 Histogramme des temps . . . 46
5.2 Un ´echantillonnage typique . . . 46
5.3 Histogramme du nombre maximal de mesures par groupe de transits . . . 47
5.4 Histogramme des m´edianes sur Hp. . . . 47
5.5 Dispersion en magnitudeσHp des mesures par ´etoile en fonction de la magnitude Hp. . . . 48
5.6 Comparaison de la dispersion des transits avec les erreurs annonc´ees par transit . 49 5.7 D´ependance temporelle de l’erreur sur un transit . . . 50
5.8 Histogramme du nombre de mesures retenues . . . 51
5.9 D´ependance du nombre de mesures retenues par ´etoile par rapport `a la latitude ´ecliptiqueβ. . . . 52
5.10 Densit´e des diff´erences temporelles en fonction de la latitude ´ecliptique β . . . . 53
5.11 Histogramme du nombre de mesures retenues et du nombre maximal de mesures par noeud . . . 54
5.12 S´erie temporelle de quelques ´etoiles . . . 55
5.13 Comparaison entre moyennes pond´er´ees et non pond´er´ees . . . 56
6.1 Repr´esentation sch´ematique de l’analyse des ´etoiles mesur´ees par HIPPARCOS . 62 7.1 Histogramme de deux mod`eles . . . 65
7.2 Histogramme dex2 sur les donn´ees r´eelles . . . 66
7.3 Histogramme des p-valeurs sur toutes les donn´ees d’HIPPARCOS . . . 67
7.4 Test graphique ¡¡ qq-plot ¿¿ pour une ´etoile constante et une variable . . . 68
7.5 S´eries temporelles de quatre ´etoiles d´eclar´ees ¡¡ non-variables ¿¿ . . . 71
7.6 S´erie temporelle d’une ´etoile standard . . . 72
7.7 Etoile de r´´ ef´erence variable selon HIPPARCOS . . . 74 9
8.2 Exemple probable d’effet de d´epointage . . . 76
8.3 Pollution lumineuse et d´epointage pour les syst`emes doubles. . . 78
8.4 S´erie temporelle de la binaire `a ´eclipses de AI Phe . . . 78
8.5 S´erie temporelle de CU Cnc . . . 79
8.6 Proportion des valeurs aberrantes hautes durant la mission . . . 81
8.7 Magnitudes AC et DC pour l’´etoile double HIP 000055 . . . 82
8.8 Proportion des valeurs aberrantes basses durant la mission . . . 83
9.1 S´erie temporelle de P Cygni . . . 86
9.2 S´erie temporelle de HIP 067261 et ses variations `a court terme . . . 87
9.3 Exemple de d´erive lin´eaire . . . 88
9.4 Quelques exemples de d´erives. . . 90
9.5 Histogramme des corrections de l’indice V −I . . . 91
9.6 Histogramme des pr´ecisions sur les corrections de l’indiceV −I . . . 91
10.1 Comparaison de deux estimateurs de l’amplitude . . . 96
10.2 Diff´erence de magnitude Hp−V. fonction de l’indice B −V, dans le domaine 0.1< B−V <0.5. . . 97
10.3 Comparaison entre amplitudes estim´ees et ¡¡ r´eelles ¿¿ . . . 98
10.4 Amplitude limite d´etectable . . . 99
11.1 Transformation de Fourier de quelques fonctions ´el´ementaires . . . 103
11.2 Passage de l’espace des temps `a l’espace des fr´equences. . . 105
11.3 Fenˆetre spectrale typique . . . 107
11.4 Exemple de non ¡¡ conservation ¿¿ des amplitudes . . . 107
11.5 Propri´et´es de sym´etrie de la fenˆetre spectrale . . . 110
11.6 Propri´et´es de sym´etrie du spectre de puissance . . . 110
11.7 Repr´esentation graphique de la r´epartition des observations . . . 111
11.8 Histogramme des intervalles de tempsde l’´etoile δ Scuti MACHO 162.25348.3066 112 11.9 Fenˆetre spectraleGN et spectreFN pour une δ Scuti de l’exp´erience MACHO . . 112
11.10Diagramme en phase pour laδ Scuti de l’exp´erience MACHO . . . 113
11.11Exemple de largeur de pic produit par la m´ethode de Renson . . . 114
12.1 Exemples typiques d’am´elioration des r´esultats par la r´egression lin´eaire . . . 119
12.2 Asym´etrie de la courbe lumi`ere dans une binaire `a ´eclipses de type EA . . . 120
12.3 Diagramme en phase d’´etoile multip´eriodique dont le bruit r´esiduel reste important121 12.4 Limites inf´erieures en p´eriode pour les ´etoiles binaires selon leur position dans le diagramme HR . . . 124
12.5 Deux cas relatifs `a l’estimation de l’erreur sur l’´epoque . . . 126
12.6 Sch´ema didactique concernant le calcul de l’´epoque . . . 127
12.7 Logarithme des ´ecarts sur les ´epoques (GEN-RGO) quadratiques normalis´es en fonction de la p´eriode. . . 129
12.8 Erreur moyenne en jours sur la p´eriode (cercles pleins) et l’´epoque (cercles vides) en fonction de la p´eriode. . . 130
12.9 Comparaison du flag publi´e pour la pr´ecision sur l’´epoque et de celui calcul´e `a partir de la comparaison . . . 130
12.10Comparaison du flag publi´e et de celui calcul´e `a partir de la comparaison . . . . 131
13.1 Une page du catalogue des ´etoiles p´eriodiques. . . 134 10
13.3 Histogramme des amplitudes sur tout le catalogue des ´etoiles p´eriodiques . . . . 136
13.4 Histogramme des types de variable pour les 636 nouvelles ´etoiles variables p´eriodiques137 13.5 Diagramme en phase de la nouvelle c´eph´eide HIP 023768 . . . 137
13.6 Relations p´eriode-amplitude . . . 138
13.7 Premi`ere page de l’atlas A . . . 139
13.8 Exemple d’´etoile Ap avec deux bosses . . . 141
13.9 Exemple d’´etoile Ap avec un maximum `a bosse de chameau . . . 141
14.1 Courbes lumi`ere de RU Oct (AAVSO, HIPPARCOS) . . . 145
14.2 Variogramme brut sur les donn´ees HIPPARCOS de l’´etoile RU Oct . . . 146
14.3 Variogramme sur les donn´ees AAVSO de l’´etoile RU Oct . . . 146
14.4 Variogramme sur les donn´ees d’HIPPARCOS de l’´etoile RU Oct . . . 147
14.5 Deux diagrammes en phase de l’´etoile HIP 023743 . . . 148
14.6 Variogramme de l’´etoile HIP 023473 . . . 149
15.1 Une page du catalogue des ´etoiles non r´esolues. . . 152
15.2 Histogramme des types de variables pour les 1134 nouvelles ´etoiles variables du catalogue des ´etoiles non-r´esolues . . . 153
15.3 Histogramme des amplitudes pour les ´etoiles variables du catalogue des ´etoiles non-r´esolues . . . 154
15.4 Histogramme des types de variabilit´e rencontr´es dans l’atlas C . . . 154
15.5 Premi`ere page de l’atlas C. . . 155
15.6 Premi`ere page de l’atlas B. . . 157 16.1 ´Etoile variable (dont les mesures sont marqu´ees) absente des catalogues de variables160
11
Liste des tableaux
2.1 Types spectraux et luminosit´es dans l’HIC . . . 25
2.2 Nombre et proportion des classes de variables dans l’HIC . . . 26
2.3 Nombre d’´etoiles pulsantes dans l’HIC. . . 27
2.4 Nombre de binaires `a ´eclipses dans l’HIC. . . 27
2.5 Nombre de rotateurs variables dans l’HIC. . . 27
2.6 Nombre d’´etoiles ´eruptives dans l’HIC. . . 28
2.7 Nombre d’´etoiles cataclysmiques dans l’HIC. . . 28
4.1 Intensit´e standard et temps allou´e par transit en fonction de la magnitude . . . . 42
5.1 Pr´ecision sur la magnitude Hp par transit individuel . . . 49
7.1 Liste des ´etoiles variables parmi les standards de Gen`eve . . . 73
10.1 Taux de d´etections correctes de p´eriodes . . . 94
10.2 Classes de variabilit´e desδ Scuti selon notre analyse . . . 98
11.1 Donn´ees num´eriques simul´ees. . . 109
12.1 R´esultat de l’analyse de 11 901 ´etoiles lors de la premi`ere it´eration. Le second chiffre indique le nombre de cas pour Amps et Q. . . 122
13.1 Statistique sur l’origine des solutions publi´ees dans le catalogue des ´etoiles va- riables p´eriodiques. . . 135
13.2 Proportion des classes de variables dans le catalogue des ´etoiles p´eriodiques . . . 136
13.3 Nombre d’´etoiles Ap communes entre HIPPARCOS et le catalogue de Renson-North142 15.1 Statistique sur le catalogue des ´etoiles variables non-r´esolues . . . 151
15.2 Types de variabilit´e rencontr´es dans l’atlas B . . . 156
18.1 Liste des nouvelles γ Dor . . . 182
13
Introduction
14
G´ en´ eralit´ es sur la variabilit´ e stellaire
1.1 Introduction historique
Nous allons dans cette introduction r´esumer bri`evement les moments charni`eres de l’´etude des
´
etoiles variables. Ces ´etapes importantes sont souvent arriv´ees par des am´eliorations techniques ou par la prise de conscience que certains ph´enom`enes peuvent ˆetre int´eressants.
Peu nombreuses sont les d´ecouvertes d’´etoiles variables report´ees qui nous sont parvenues, il s’agit essentiellement d’´ev´enements comme les supernovae. Vers les ann´ees 1780, seulement cinq
´
etoiles variables non-´eruptives (quatre Miras et une binaire `a ´eclipses) ´etaient connues. Ce n’est qu’au 19`eme si`ecle que les ´etoiles variables ont ´et´e sujettes `a des ´etudes plus syst´ematiques, avant ce n’´etait que le fruit de quelques d´ecouvertes individuelles. Plus tard, la photographie a contribu´e de mani`ere significative `a l’essor de la d´etection des ´etoiles variables, un appareil comme la blink machinea encore augment´e les performances de d´etection. Cette machine permet de comparer deux images photographiques repr´esentant deux r´egions du ciel identiques mais prises `a des temps diff´erents, elle permet de passer rapidement d’une image `a l’autre sans bouger son champ visuel. Deux effets se manifestent : certaines ´etoilesbougent, ce sont les
´
etoiles ayant un mouvement propre grand et certaines ´etoiles enflentetmaigrissent , ce sont les ´etoiles variables. Des surveys ont ´et´e entrepris afin d’avoir une d´etection syst´ematique des ´etoiles variables. Les ´etapes suivantes sont :
— la photom´etrie photo´electrique. Celle-ci permet d’atteindre une grande pr´ecision dans la mesure des variations de luminosit´e et de couleurs. `A ce niveau, les d´etections ont perdu de leur syst´ematique.
— les cam´eras CCD. Par la possibilit´e d’obtenir la magnitude d’un grand nombre d’´etoiles simultan´ement, des ´etudes comme MACHO, g´en`erent `a nouveau des surveys. Ces d´evelop- pements sont r´ecents, contemporains `a notre travail.
— finalement les satellites, dont le premier du genre est HIPPARCOS. Nous avons vrai- ment l’impression de nous trouver dans un nouveau tournant dans l’histoire des ´etoiles variables.
Un autre tournant pour les ´etoiles variables fut la d´ecouverte par Henrietta Leavitt, en 1912, de la relation p´eriode-luminosit´e des c´eph´eides dans le petit nuage de Magellan. Ces ´etoiles, grˆace `a cette relation remarquable, peuvent servir d’outils pour arpenter l’Univers.
Pendant longtemps, les astronomes ont eu une attitude de naturalistes, en faisant de la taxonomie, se pr´eoccupant essentiellement de caract´eristiques observationnelles des objets.
Cette ´etape est n´ecessaire pour une compr´ehension ult´erieure plus profonde. Il faut noter que l’explication d’un ph´enom`ene physique telle que la pulsation n´ecessite la compr´ehension de la nature mˆeme de l’objet et de son fonctionnement g´en´eral. Pour les ´etoiles cette compr´ehension n’est apparue que durant ce si`ecle.
15
Il est usuel de classer les ´etoiles selon les groupes suivants : pulsantes, ´etoiles en rotation, binaires `a ´eclipses, ´eruptives, et cataclysmiques. Nous ne d´evelopperons dans notre pr´esentation que les trois premiers cas. Non pas que l’int´erˆet des autres groupes soit faible. Au contraire, l’´etude des supernovas a des implications fondamentales en cosmologie. Mais ce sont des cas pas ou peu fr´equents dans la base de donn´ees d’HIPPARCOS.
1.1.1.1 La pulsation
Un historique des d´eveloppements de la th´eorie de la pulsation a ´et´e fait par Gautschy1 (1997). Cette approche est tr`es int´eressante et montre, une fois de plus, que la science est loin d’´evoluer de mani`ere lin´eaire, que des id´ees (consid´er´ees par la suite comme ´evidentes ), ont mis un temps tr`es long `a s’imposer.
C’est Goodricke et Pigott qui d´ecouvrirent la variabilit´e p´eriodique deη Aquilae etδCephei en 1784, deux ´etoiles pulsantes. D’un point de vue th´eorique Ritter (1879), bien que n´eglig´e par la communaut´e des astronomes, puis Emden2 (1907) se sont pench´es sur les probl`emes de la pulsation en ´etudiant les modes propres d’oscillations de corps sph´eriques. La relation p´eriode luminosit´e d´ecoulait de ces travaux. Eddington (1918) a mieux formalis´e le probl`eme de fa¸con math´ematique. C’est en 1953 que Zhevakin sugg´era que l’H´elium ionis´e ´etait `a la source du maintien de la pulsation. Finalement, les calculs num´eriques de Baker et Kippenhahn (1962) ont montr´e que le m´ecanisme d’entretien par l’He+marche effectivement et est une bonne explication de la pulsation des c´eph´eides, mettant par cons´equent un point final `a cette question.
Cette derni`ere ´etape dans notre bref r´esum´e montre bien l’importance capitale qu’ont acquises les simulations num´eriques dans la mod´elisation et la compr´ehension de la pulsation (et plus g´en´eralement dans l’astronomie).
1.1.1.2 Les ´eclipses
Lorsque Goodricke et Pigott d´ecouvrirent3 en 1782 le caract`ere p´eriodique de la variabilit´e photom´etrique d’Algol4, l’hypoth`ese d’un syst`eme s’´eclipsant a ´et´e propos´ee imm´ediatement.
Remarquons que le concept d’´eclipses ´etait bien connu, que cela soit pour le soleil, la lune ou encore des satellites de plan`etes. De plus, les outils math´ematiques de m´ecanique c´eleste pour une description simple ´etaient `a disposition. Par contre, le concept de binarit´e est plus contemporain, car c’est en 1767 qu’il a ´et´e propos´e par le R´ev´erend Michell. Il est aussi int´eressant de noter que Herschel a ´et´e pendant longtemps r´efractaire `a ces deux id´ees (binaires li´ees gravitationnellement et ´eclipses). Il a fallu attendre presque un si`ecle pour que cette hypoth`ese soit commun´ement admise. C’est en 1889 que Vogel, grˆace `a l’aide d’observations spectroscopiques, confirma la validit´e de l’hypoth`ese de l’´eclipse.
1.1.1.3 La rotation
Par comparaison avec la pr´esence des taches solaires, l’hypoth`ese d’inhomog´en´eit´es de surface est rapidement apparue. Certains types de variabilit´e photom´etrique pouvaient ˆetre induits par la rotation. Nous trouvons cette explication jusque dans l’ouvrage de vulgarisation de Flammarion (1880) cit´e dans l’avant-propos.
1. Nous tenons aussi `a remercier A. Gautschy pour les discussions enrichissantes qui concernent ce chapitre.
2. Physicien suisse.
3. Pour cette section nous nous sommes r´ef´er´es `a diff´erents ´ecrits de Z. Kopal (1978, 1979, 1990).
4. La d´ecouverte de la variabilit´e d’Algol remonte `a 1670 par Montanari.
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Les ´etoiles variables sont int´eressantes car elles pr´esentent des particularit´es qui permettent d’une part une confrontation entre les th´eories stellaires et les observations et d’autre part, elles peuvent servir d’outils dans divers champs de l’astrophysique :
— Int´erˆet stellaire. Les ´etoiles variables donnent acc`es `a des grandeurs fondamentales comme les masses, les rayons et les densit´es. Plus pr´ecis´ement :
— ´etoiles pulsantes. Elles donnent une information en relation avec leur structure interne (densit´e). La m´ethode de Baade-Wesselink permet d’obtenir le rayon des ´etoiles en combinant les informations photom´etriques et des vitesses radiales.
Mieux encore, l’ast´eros´eismologie permet d’avoir une description d´etaill´ee de l’int´erieur des ´etoiles. En effet, en identifiant plusieurs modes de la pulsation non-radiale, on ar- rive `a d´eterminer la masse totale, la composition chimique, la masse du noyau ainsi que la rotation interne de l’´etoile en question. Ce domaine est en expansion et a donn´e des r´esultats impressionnants pour le soleil et les naines blanches.
— binaires `a ´eclipses. Lorsque l’on combine les informations de vitesses radiales et de photom´etrie, les masses des ´etoiles peuvent ˆetre obtenues.
— Int´erˆet galactique. Certains groupes d’´etoiles permettent d’ˆetre utilis´es comme traceurs d’une population. Ces ´etoiles peuvent former des groupes homog`enes et permettent des
´
etudes de notre Galaxie, comme la d´etermination de la courbe de rotation ou la distance au centre galactique.
— Int´erˆet cosmologique. Des ´etoiles comme les RR Lyrae et les c´eph´eides ou encore les supernovae sont utilis´ees comme indicateurs de distances. Les c´eph´eides jouent un rˆole fondamental comme indicateur primaire des distances pour la d´etermination deH0.
17
L’objet de ce m´emoire de th`ese est une ´etude de la variabilit´e stellaire `a l’aide des donn´ees photom´etriques du satellite HIPPARCOS. Plus en d´etail, nous voulons :
1. ´Etablir un inventaire des possibilit´es (points forts et faibles) d’HIPPARCOS.
2. Produire des catalogues d’´etoiles variables `a partir des r´esultats d’HIPPARCOS, et ex- pliciter les m´ethodes employ´ees afin de caract´eriser ces ´etoiles.
3. Donner une vue globale de la variabilit´e stellaire dans le diagramme HR.
4. Donner des informations pratiques sous formes de tables, chiffres, graphiques, et r´ef´erences relatives `a HIPPARCOS et `a la variabilit´e stellaire.
5. Traiter quelques sujets ponctuels de variabilit´e stellaire.
Le but du satellite HIPPARCOS est l’astrom´etrie la plus pr´ecise possible. C’est sous cette condition imp´erative qu’il a ´et´e optimis´e de sorte `a fournir une photom´etrie aussi pr´ecise que possible. La photom´etrie apparaˆıt donc comme un sous-produit de la mission astrom´etrique. De ces efforts, r´esultent des donn´ees photom´etriques dont le couple quantit´e-qualit´e n’a jamais ´et´e atteint auparavant pour un aussi grand nombre d’´etoiles de notre galaxie.
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Satellite HIPPARCOS
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Introduction
Dans ce travail, nous allons ´etudier les r´esultats photom´etriques du satellite HIPPARCOS5. Nous pr´esentons une partie introductive en d´ecrivant succinctement, le satellite, son but, ce qu’il mesure, son mode d’acquisition et la r´eduction des donn´ees.
Cependant, avant de commencer, faisons un bref rappel du cadre plus g´en´eral dans lequel s’inscrit HIPPARCOS. Dans les ann´ees soixante6, l’Europe s’est sentie un peu d´epass´ee face `a l’activit´e spatiale des sovi´etiques et des am´ericains. C’est grˆace `a un petit groupe de scientifiques que le d´esir de s’unir et d’agir s’est cristallis´e. L’id´ee ´etait de r´eunir les efforts autour d’un projet scientifique commun, tout en restant ind´ependant vis-`a-vis des milieux ´economiques et militaires.
S’inspirant du CERN7, une institution, COPERS8, fut fond´ee, comit´e provisoire, qui a conduit
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a la cr´eation d’ESRO9. D`es le d´ebut, le projet de fabrication d’un grand t´elescope spatial ´etait pr´esent. Mais devant les probl`emes techniques, budg´etaires et les tergiversations des membres, seules de petites missions, envoy´ees par les lanceurs am´ericains, furent finalement r´ealis´ees.
D’autre part, les r´eussites mitig´ees des lanceurs construits ind´ependamment par certains pays ont conduit `a un rassemblement des efforts et `a la fondation d’ELDO10. En 1975, ESRO et ELDO fusionn`erent pour donner naissance `a l’ESA (European Space Agency). Le premier grand projet fut IUE (International Ultraviolet Explorer) en 1978, r´ealis´e en collaboration avec la NASA. Actuellement, l’ESA regroupe 14 pays europ´eens et a lanc´e une douzaine de satellites `a but astronomique, dont HIPPARCOS. Quatre nouvelles missions sont maintenant en cours de d´eveloppement11, et bien d’autres `a l’´etude.
L’astrom´etrie a ´et´e une des pr´eoccupations majeures des astronomes depuis les d´ebuts de l’astronomie. Lorsque l’on consid`ere l’´evolution de la pr´ecision de la mesure des positions des objets c´elestes, on peut s’´etonner de deux choses :
— Une stagnation de Ptol´em´ee (130 ap. J.-C.) `a Copernic inclus (premi`ere moiti´e du XVI`eme si`ecle). Il a fallu attendre Tycho Brah´e (seconde moiti´e du XVI`eme si`ecle) pour que les m´ethodes d’observation se raffinent (cf. Koestler 1960).
— L’impact relativement faible en astrom´etrie de l’essor technologique, pourtant consid´erable, de ce si`ecle. La connaissance accumul´ee dans ce domaine est assez limit´ee. Pour les pa- rallaxes par exemple : seules quelques centaines d’´etoiles avaient une parallaxe dont la pr´ecision ´etait meilleure que 20 %. Deux raisons essentielles `a cebutoir, d’une part la pr´esence de l’atmosph`ere, et, d’autre part la relativit´e des mesures effectu´ees depuis le sol qui sont locales et diff´erentielles, on compare les ´etoiles avec leur voisinage.
L’astrom´etrie apparaˆıt, via les distances et les mouvements propres, comme un des premiers pas fondamentaux de l’astrophysique. Les d´ecideurs scientifiques europ´eens ont pris conscience qu’une mission spatiale astrom´etrique apporterait une contribution importante `a l’astronomie en g´en´eral, ceci au vu du gain en pr´ecision sur les parallaxes (typiquement de 11 mas12 `a 1 mas) et du nombre d’objets mesur´es (de 7000 `a 118 000), d’o`u l’acceptation de la mission HIPPARCOS en 1980.
Trente-et-une ann´ees se sont ´ecoul´ees depuis la premi`ere proposition d’HIPPARCOS faite par Pierre Lacroute en 1966 jusqu’`a la livraison des r´esultats en 1997. . .c’est donc plus d’un
5. Acronyme deHIgh Precision PARallax COllecting Satelliteet homonyme de Hipparque (en grecque Hipparkhos) astronome grec (II`emesi`ecle av. J.-C.) r´ealisateur du premier catalogue d’´etoiles.
6. Nous remercions M. Golay pour ses commentaires sur ce sujet.
7. Centre Europ´een en Recherche Nucl´eaire, fond´e en 1954.
8. pour COmmission Pr´eparatoire Europ´eenne de Recherche Spatiale.
9. pour European Space Research Organisation.
10. pour European Launcher Development Organisation.
11. nomm´ement FIRST, XMM, INTEGRAL, Planck.
12. milliarsec.
quart de si`ecle qu’il a fallu pour mener `a bien ce projet ! Son coˆut est estim´e `a 700 000 000 de dollars et le nombre de collaborateurs impliqu´es est d’environ 1500. Cela montre la mobilisation des forces qu’il faut pour r´ealiser une telle entreprise. C’est un gigantesque d´efi tout `a la fois scientifique, technique, financier et humain.
Le satellite a ´et´e mis sur orbite par la fus´ee Ariane `a partir du site de Kourou (Guyane Fran¸caise) en aoˆut 1989. Le moteur d’apog´ee qui aurait dˆu mettre HIPPARCOS sur l’orbite g´eostationnaire circulaire (42 000 km) n’a pas fonctionn´e, g´en´erant ainsi une grande inqui´etude sur la r´eussite de la mission. La mission a ´et´e r´ealis´ee sur une orbite de transfert. Le p´erig´ee
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etant `a 500 km seulement, le satellite traverse les ceintures de Van Allen, causant, d’une part, une usure plus rapide que pr´evue du satellite par les particules charg´ees, et, d’autre part, une perte de temps (d’un facteur 1/3) dans le temps d’observation r´eel (sur les parties basses de l’orbite, le rep´ereur d’´etoiles ´etait aveugl´e, satur´e de particules cosmiques).
Le but d’HIPPARCOS est de faire des mesures astrom´etriques d’objets c´elestes, c’est-`a-dire mesures des positions des ´etoiles13 et de leurs d´ependances temporelles. Cette connaissance devant conduire `a la distance (via la parallaxe), et au mouvement propre de ces objets. La m´ethodologie employ´ee est donc articul´ee autour de cet objectif. Lors de la conception du sa- tellite, il s’est av´er´e possible d’obtenir, en plus, de la photom´etrie de haute pr´ecision, et par cons´equent de faire une ´etude de la variabilit´e stellaire. Les modifications pour atteindre ce but ont donc ´et´e impl´ement´ees.
Le sous-produit photom´etrique de la mission HIPPARCOS se divise en deux parties :
— Lamission principale dont les 118 204 ´etoiles ont ´et´e observ´ees en bande large Hp; c’est sur ces donn´ees que ce travail de th`ese est pr´esent´e.
— Lamission Tycho. Les rep´ereurs d’´etoiles14oustar mapperfournissent deux magni- tudesBT etVT. L’exp´erience Tycho a mesur´e un tr`es grand nombre d’´etoiles (1 058 332), jusqu’`a la magnitudeB = 11.5, mais avec une pr´ecision environ 5 fois moins bonne que la mission principale.
13. HIPPARCOS a aussi mesur´e quelques petites plan`etes, des satellites de Jupiter et Saturne, et le quasar 3C 273.
14. Ils servent en fait `a d´eterminer l’attitude instantan´ee du satellite.
Objets mesur´ es
Nous allons pr´esenter ici quelques donn´ees g´en´erales sur les ´etoiles mesur´ees par la mission principale.
Les satellites astronomiques peuvent avoir diff´erentes strat´egies d’observation :
— Mode de pointage. Comme exemples typiques citons Hubble, IUE.
— Mode de balayage : Le but est de faire un survey, le satellite balaye ainsi toute la voˆute c´eleste, et mesure ce qui passe dans son champ de vision. Les exemples typiques sont COBE, IRAS.
Des satellites mixtes comme ROSAT peuvent avoir ces deux modes d’observation.
Ces diff´erentes strat´egies d´ependent du but scientifique que l’on veut atteindre. Dans le cas d’HIPPARCOS, le but est d’avoir une d´etermination uniform´ement pr´ecise des positions des astres sur toute la voˆute c´eleste (autrement dit, on veut avoir des erreurs de mˆeme ordre pour tous les objets quelle que soit leur magnitude). D’autre part, son fonctionnement n´ecessite de s´electionner les ´etoiles individuellement. Cela a n´ecessit´e une situation un peu plus compliqu´ee que celles d´ecrites ci-dessus : HIPPARCOS va balayer tout le ciel selon une loi pr´e´etablie et optimis´ee tout en mesurant des ´etoiles sp´ecifiques.
Cette s´election d’´etoiles se trouve dans l’HIC1 (The Hipparcos Input Catalogue, Turon et al., 1992), fruit, non seulement, d’un immense effort d’homog´en´eisation de la litt´erature as- tronomique existante, mais aussi, de vastes campagnes d’observation afin de rendre la mission possible. Plus en d´etail, la proc´edure s’est d´eroul´ee comme suit :
— Un appel d’offre a ´et´e ´emis `a la communaut´e internationale.
— Environ 220 propositions ont ´et´e faites par les astronomes, r´esultant en un nombre de 780 000 objets (redondants).
— Les ´etoiles redondantes ont ´et´e identifi´ees conduisant `a 212 000 ´etoiles diff´erentes. Cepen- dant toutes ces ´etoiles ne pouvaient pas ˆetre mesur´ees. Le temps d’observation disponible est limit´e pour une surface donn´ee du ciel, les ´etoiles entraient donc en concurrence (on parle alors de<<pression>>, cf. Nicolet 1985), plus la densit´e d’´etoiles est grande, plus la concurrence est forte. Il fallait aussi tenir compte du fait que les ´etoiles peu lumineuses demandent plus de temps d’observation. De plus, certains objets pr´esentent un int´erˆet astronomique plus grand, il ´etait tr`es important de les inclure ; un poids a ´et´e associ´e aux ´etoiles suivant leur importance scientifique. De ces faits, il r´esulte une s´election de 118 209 objets.
— Pour que les ´etoiles puissent ˆetre incluses dans le programme, il fallait que certaines informations soit connues avec une pr´ecision suffisante. La connaissance pr´ealable des positions, mouvements propres et magnitudes (dans la bande sp´ecifique `a la mission, la bande Hp) ´etait donc requise. Par exemple, la position devant ˆetre donn´ee `a 2” d’arc
1. c’est par HIC que nous d´esignerons d´esormais ce catalogue.
23
pr`es, 90 000 positions ont ´et´e mesur´ees afin d’atteindre cette pr´ecision demand´ee. La magnitude Hp qui d´etermine le temps d’observation a conduit `a la mesure de 12 000 magnitudes et couleurs.
Ce choix d’objets peut se s´eparer en deux parties :
— Le survey, qui comporte environ 53 000 objets. Il est limit´e par la magnitude V en fonction de la latitude galactique b pour les ´etoiles dont l’indice (B −V) est plus petit que 0.8 (plus pr´ecoces que G5) selon la loi d´efinie par M. Grenon :
V ≤7.9 + 1.1 sin(b)
et pour les ´etoiles dont l’indice (B−V) est plus grand que 0.8 (ou plus tardives que G5) : V ≤7.3 + 1.1 sin(b)
Il est plus profond en magnitude pour les zones peu denses de la galaxie (notamment aux pˆoles), car les ´etoiles candidates sont soumises `a moins de pression. Dans le plan galactique, par contre, la densit´e de surface des ´etoiles est tr`es grande et met une pression plus forte sur ces ´etoiles.
Une s´eparation dans le survey a ´et´e faite sur un crit`ere de type spectral afin d’avoir moins de g´eantes << froides>>, car `a partir de G5, la population est fortement compos´ee de g´eantes (45 %). Les g´eantes plus tardives que G5 sont moins utiles astrophysiquement car non datables ; il y a un chevauchement des isochrones dans la branche des g´eantes rouges. De plus, les naines plus tardives que G5 deviennent rapidement trop faibles pour d´efinir une distance utilisable (cf. Crifo 1985).
— Des ´etoiles faibles jusqu’`a la magnitude 12.4, au nombre d’environ 65 000. Ces objets d’int´erˆet astrophysique ont ´et´e propos´es par la communaut´e scientifique et une proc´edure de s´election a ´et´e faite. Citons par exemple (cf. pour plus de d´etails Egret 1985) : des objets de population II, des naines rouges `a grand mouvement propre, des ´etoiles variables (cf. ESA SP-1136, Volume I, page 61).
Le satellite a mesur´e des ´etoiles de notre galaxie essentiellement. Cependant un quasar, des satellites de plan`etes, des petites plan`etes, des ´etoiles des nuages de Magellan ont ´et´e aussi observ´es.
2.1 Les types spectraux
Les types spectraux de l’HIC proviennent de plusieurs sources : du Michigan Spectral Survey, de la 4`eme ´edition du catalogue des ´etoiles variables, de Simbad, et de diverses autres sources (non explicit´ees dans l’HIC). Une s´election du meilleur type spectral a ´et´e faite. Une informa- tion statistique sous la forme du tableau 2.1 est donn´ee. On voit que 47% des ´etoiles ont une information compl`ete de classification spectrale, et 2% n’ont pas d’information du tout.
2.2 Les couleurs
Initialement, une couleur (B −V) a ´et´e attribu´ee `a toutes les ´etoiles. Celle-ci sert, en fait,
`
a calculer la magnitude Hp, grandeur qui d´etermine le temps d’observation donn´e pour l’´etoile consid´er´ee. Effectivement, la conversion deV `a Hpd´epend de la couleur de l’´etoile, et dans une moindre mesure de sa classe de luminosit´e, comme on peut le remarquer dans la figure 2.1.
Un autre aspect important de la couleur (B−V) est qu’elle entre dans le calcul des magni- tudes lors de la r´eduction photom´etrique.
Figure 2.1 – Diff´erences entre la magnitude Hp et la magnitude V (Johnson) en fonction de (B−V) pour diverses classes de luminosit´e et pour le corps noir (BB) (Grenon 1985b).
Table2.1 – Disponibilit´e du type spectral (TS) et de la classe de luminosit´e (CL) dans l’HIC.
Nombre total d’´etoiles 118209
Avec TS Sans TS
115261 2948
Avec CL Sans CL
56082 59179
TS tronqu´e TS non tronqu´e
2869 56310
Cela a conduit `a une campagne importante de mesures (coordonn´ee par M. Grenon) utilisant pour diff´erents types spectraux diff´erents syst`emes photom´etriques : UBV, Strømgren, Walraven, VRI et Gen`eve (cf. la section 2.4 pour ce dernier syst`eme) (Grenon 1985b).
Pour les ´etoiles non mesur´ees, une estimation a ´et´e faite `a partir de la classification spectrale et d’un mod`ele de rougissement de la Galaxie.
Durant le cours de la mission, il s’est av´er´e n´ecessaire d’utiliser la couleur (V −I) pour la r´eduction des ´etoiles froides pour lesquelles l’indice (B−V) sature `a 1.6.
2.3 Les ´ etoiles variables.
L’HIC donne aussi une information sur les ´etoiles variables. Il est important de connaˆıtre ces
´
etoiles pour, d’une part, les ´eviter comme standards dans la r´eduction photom´etrique, et, d’autre part, pour connaˆıtre leurs magnitudes2`a un moment donn´e afin d’allouer un temps d’observation
2. surtout pour les ´etoiles `a grande amplitude, environ 270 ´etoiles sont dans ce cas. Pour les autres ´etoiles variables, la convention d’attribution du temps n’est pas bas´ee sur la moyenneHp mais sur d’autres crit`eres cf.
Mennessier & Figueras (1989).
Table2.2 – Nombre et proportion des classes de variables dans l’HIC.
Classe de variable Nombre Pourcentage
Pulsante 1704 64
Binaire `a ´eclipses 504 19
Rotateur 223 8
Eruptive´ 207 8
Cataclysmique 16 1
Total 2654 100
ad´equat (moins l’´etoile est lumineuse, davantage de temps lui sera accord´e). Quel est donc l’´etat de cette information publi´ee dans l’HIC ? Les sources de cette information sont tir´ees de la 4`eme
´
edition du catalogue g´en´eral des ´etoiles variables, plus pr´ecis´ement du<<General Catalogue of Variable Stars >> (GCVS), et du << New Catalogue of Suspected Variable Stars >> (CSV),
´
edit´e par Kholopov (cf. Kholopov 1982, 1985, 1987), de Simbad3 et de l’IBVS4. Les ´etoiles ayant une variation de luminosit´e bien ´etablie et pour lesquelles un type de variabilit´e a pu ˆetre d´etermin´e sont list´ees dans le catalogue GCVS avec un nom d´efinitif, contenant le nom de la constellation dans laquelle se trouve l’´etoile. Les ´etoiles qui ne satisfont pas `a ces crit`eres, sont class´ees dans le CVS, avec la d´esignation << NSV >> (<< New Suspected Variables >>).
Pour ces derni`eres, si la variabilit´e est d´ecrite, elles passent alors dans le GCVS ; sinon, elles subsistent dans le CSV ou encore, elles peuvent ˆetre d´eclass´ees. En effet, parmi les 14 810 ´etoiles du catalogue CVS, 2475 (soit 17 %) ´etoiles sont consid´er´ees par les auteurs du catalogue comme variables douteuses.
Une statistique sur les ´etoiles de l’HIC donne 5830 ´etoiles variables (ou suspect´ees telles5), 4994 ont unnom de variable,6 dont 2701 ont untype de variabilit´e7, et finalement 2031 ont une p´eriode.
Une distinction a ´et´e faite dans HIC entre les diff´erents types de variabilit´e :
— Les pulsantes. La pulsation peut ˆetre radiale, non-radiale, r´eguli`ere, semi-r´eguli`ere.
— Les binaires `a ´eclipses. Syst`emes en contact ou d´etach´es.
— Les rotateurs (´etoiles dont la variabilit´e est induite par la rotation de l’´etoile sur elle- mˆeme). Les ´etoiles `a taches, ou des ´etoiles non sph´eriques.
— Les ´eruptives
— Les cataclysmiques
— Les binaires X. Nous n’en comptons que deux exemplaires dans le catalogue (une class´ee XP et l’autre XNG), cette classe n’apparaˆıtra pas dans les tables.
Nous donnons dans le tableau 2.2 les proportions par classe de variables et dans les tableaux 2.3
`
a 2.7 le nombre de celles-ci tel que trouv´e dans l’HIC pour chaque type de variable.
3. Base de donn´ees du CDS (Centre de Donn´ees astronomiques de Strasbourg).
4. Information Bulletin on Variable Stars de l’observatoire de Konkoly en Hongrie.
5. Ce nombre est obtenu par une information donn´ee dans l’HIC (champ 14) sur la variabilit´e. Sur ce nombre 1793 ´etoiles sont consid´er´ees comme suspect´ees variables.
6. dont 2312 sont des ´etoiles NSV.
7. Attention : 1) certaines ´etoiles NSV peuvent avoir un type de variabilit´e. 2) la d´enomination CST (constante) sont des ´etoiles qui restent dans le catalogue mais d´eclass´ees, 45 ´etoiles sont dans ce cas.
Table2.3 – Nombre d’´etoiles pulsantes dans l’HIC.
Type de variable Abr´eviation Nombre
α Cyg ACY 21
β Cep BCE 68
C´eph´eide CEP 30
W Vir CW 1
W Vir A CWA 17
W Vir B CWB 12
δ Cep DCE 250
δ Sct DSC 140
Irr´eguli`ere lente L 290
Mira M 239
PV Tel PVT 3
RR Lyr RR 180
RV Tau RV 11
Semi-r´eguli`ere SR 435
SX Phe SXP 6
ZZ Ceti ZZA 1
Table2.4 – Nombre de binaires `a ´eclipses dans l’HIC.
Type de variable Abr´eviation Nombre
E E 29
Algol EA 289
β Lyr EB 83
W UMa EW 81
RS CVn RS 22
Table2.5 – Nombre de rotateurs variables dans l’HIC.
Type de variable Abr´eviation Nombre
α CVn ACV 160
BY Dra BY 15
Elliptique ELL 33
FK Com FCK 3
SX Ari SXA 12
Table2.6 – Nombre d’´etoiles ´eruptives dans l’HIC.
Type de variable Abr´eviation Nombre
γ Cas GCA 87
Irregular I 13
Irregular N IN 40
Irregular S IS 5
R CrB RCB 13
S Dor SDO 6
UV Ceti UV 36
Wolf-Rayet WR 7
Table2.7 – Nombre d’´etoiles cataclysmiques dans l’HIC.
Type de variable Abr´eviation Nombre
Nova rapide NA 1
Nova lente B NB 2
Nova lente C NC 1
Nova-like NL 4
Nova r´ecurrente NR 1
SS Cyg UGS 1
Z And ZAN 6
2.4 Intersection avec le catalogue de Gen` eve
Il est int´eressant de comparer HIC avec d’autres catalogues. Nous nous limitons ici `a une br`eve comparaison avec le catalogue de Gen`eve.
Ce catalogue diff`ere de HIC dans les buts fix´es : comme d´ej`a dit, HIC est un catalogue astrom´etrique. Le catalogue de Gen`eve, quant `a lui, donne les mesures photom´etriques des
´
etoiles afin de d´ecrire les param`etres physiques de celles-ci comme la temp´erature, la gravit´e et la m´etallicit´e. Dans ce but, au moins 3 mesures par ´etoile sont effectu´ees. Les ´etoiles du Bright Star Catalogue ont ´et´e mises en mesure (c’est pourquoi il y a un pic vers la magnitudemV = 6.5, magnitude limite du Bright Star, dans la figure 2.2).
D’autre part, des programmes divers sont entrepris comme le suivi d’´etoiles variables ajustant au mieux l’´echantillonnage et produisant un grand nombre de mesures pour une ´etoile donn´ee ; ou encore certains amas sont mesur´es avec un souci de compl´etude spatiale et en magnitude.
Notons qu’un programme a ´et´e d´edi´e `a HIPPARCOS, ceci afin d’avoir les param`etres phy- siques d’´etoiles `a grand mouvement propre µ, tout en d´eterminant la magnitude Hp et par cons´equent le temps d’observation. Ce programme a ´et´e assez important puisque 6 200 ´etoiles ont ´et´e mesur´ees.
Le catalogue de Gen`eve compte 47 292 ´etoiles `a fin 1997 (plus de 339 985 mesures), il descend vers des ´etoiles faibles jusqu’`a la 15`eme magnitude, et la distribution des magnitudes est sensiblement diff´erente de celle d’HIPPARCOS (cf. figure 2.2 et figure 5.4).
Il est int´eressant pour des ´etudes ult´erieures d’avoir une id´ee du recouvrement des deux catalogues, typiquement, lorsqu’on veut ´etudier les propri´et´es `a la fois cin´ematiques et stellaires de certaines ´etoiles.
Figure2.2 – Histogramme de la magnitude V pour les ´etoiles mesur´ees dans la photom´etrie de Gen`eve. Il est int´eressant de le comparer `a la figure 5.4 (les bornes de l’abscisse sont identiques).
L’intersection bas´ee sur les ´etoiles via le num´ero de Lausanne a ´et´e faite. Le num´ero de Lausanne a une correspondance avec le num´ero HIC et le num´ero CODE de Gen`eve. Cette intersection semble exhaustive, mis `a part quelques cas li´es `a des probl`emes d’identification dus
`
a la duplicit´e (cf. Mermilliod 1997). Nous avons effectu´e l’intersection et comptons 24 304 ´etoiles communes. Globalement, une ´etoile de Gen`eve a 56% de chance d’ˆetre mesur´ee par HIPPARCOS et une ´etoile d’HIPPARCOS a 20% de chance d’ˆetre mesur´ee en photom´etrie de Gen`eve.
Notons encore finalement que les ´etoiles connues en 1989 ont ´et´e utilis´ees pour la compilation du catalogue HIC.
2.5 Erreurs d’identification dans HIC
Un tel catalogue ne va pas sans un certain nombre d’erreurs. Seulement 31 ´etoiles ont ´et´e rat´ees. Nous entendons par<<rat´ees>>les ´etoiles dont les coordonn´ees pointent sur un champ
<<vide>>.
Les champs vides ne sont pas l’unique source d’erreur, il y a aussi les mauvaises identifications, c’est-`a-dire que l’on pointe sur une ´etoile qui n’est pas celle que l’on pense. M. Grenon a effectu´e un nettoyage de ces cas. La m´ethode est de confronter les informations (autres que la position) de la litt´erature avec celles obtenues par HIPPARCOS. Ces informations sont :
— magnitude,
— couleur (´eventuellement compar´ee avec (BT −VT) de Tycho),
— parallaxe,
— mouvement propre,
— variabilit´e photom´etrique.
Lorsqu’il y a erreur identifi´ee, un commentaire est publi´e dans le catalogue final (ESA SP-1200).
Instrumentation
3.1 L’optique
Les t´elescopes r´ecoltent des photons du ciel pour les diriger vers un d´etecteur. Le t´elescope d’HIPPARCOS est un t´elescope de type Schmidt, il permet donc d’avoir un champ utile carr´e de 0.9 degr´e de cot´e. Le syst`eme optique du t´elescope est compos´e de 3 miroirs (cf. figure 3.1) :
— Un miroir complexe (beam-combining flat aspheric mirror) dont le but est d’imager les deux portions du ciel dans le mˆeme plan focal (ces deux r´egions du firmament ont une s´eparation de 58 degr´es). C’est lui qui, de plus, fait la correction de l’aberration sph´erique.
Son diam`etre est de 29 cm, il d´elimite donc le champ utile.
— Un miroir plat (flat folding mirror) avec un trou en son centre, dirige le faisceau sur le miroir sph´erique. Le faisceau est ainsi repli´e.
— Un miroir sph´erique (spherical primary mirror) de 39 cm de diam`etre focalise les faisceaux sur la grille modulatrice.
La distance focale du t´elescope est de 1.4 m.
3.2 La grille
La grille (cf. figure 3.2) est compos´ee de 2 parties :
— D’une part d’un rep´ereur d’´etoiles : 4 fentes verticales et 4 chevrons, ces derniers per- mettent de d´eterminer l’attitude du satellite et la position en fonction du temps de l’´etoile sur la grille (en abscisse Get ordonn´ee H). Le rep´ereur d’´etoiles est en fait dupliqu´e. Ils servent pour l’exp´erience Tycho, chacun ayant un filtre conduisant aux magnitudesBT, et VT.
— D’autre part de la grille principale, qui est compos´ee de 2688 fentes. Une ´etoile d´efile sur la grille, `a une cote H, perpendiculairement aux barreaux.
Pour le d´etecteur qui se trouve derri`ere la grille, le signal va ˆetre modul´e par celle-ci, suivant que l’image de l’´etoile passe sur un barreau (il est opaque) ou par une fente. La grille est un carr´e ayant pour largeur 22.0334 mm (cela repr´esente une surface de 0.81 degr´es carr´e sur le ciel)1. Afin d’avoir un ordre de grandeur, rappelons ici que la surface de la lune est d’environ 0.20 degr´es carr´e. La s´eparation entre deux barreaux est de 1.2 arcsec.
31
Figure 3.1 – Sch´ema du syst`eme de d´etection (ESA-SP 1111, volume 3, page 7).
3.3 Le signal de sortie
La lumi`ere de l’´etoile est diffract´ee sur la grille et le signal th´eorique de l’intensit´e I en fonction du tempstpeut ˆetre d´ecrite par la s´erie de Fourier suivante (cf. le graphique du bas de la figure 3.3) :
I(t) =A+Bcos(ωt+φ) +Ccos(2ωt+ψ) (3.1) ω d´epend de la vitesse de l’´etoile sur la grille, (ω/2π = 140.8 Hz), qui est la vitesse de rotation du satellite. A d´epend du fond de ciel, du courant noir et de la luminosit´e de l’´etoile. B, C d´ependent de la luminosit´e de l’´etoile. φ et ψ d´ependent de la position de l’´etoile sur la grille.
Pour une ´etoile simple les coefficientsB,C etφ,ψ sont reli´es entre eux.
3.4 Le tube dissecteur d’image
Parmi le grand nombre d’´etoiles simultan´ement pr´esentes sur la grille, on peut en mesurer jusqu’`a quatre.
Un syst`eme de tube dissecteur d’image (IDT) permet de mesurer s´epar´ement plusieurs
´
etoiles dans un champ donn´e de mani`ere quasi-simultan´ee. Les photons arrivant sur la pho- tocathode sont convertis en ´electrons. Ceux-ci sont acc´el´er´es et s´electionn´es `a l’aide d’un champ
´
electromagn´etique de sorte que seuls, les ´electrons d’une r´egion de la photocathode d’une surface circulaire de rayon de 15 secondes (cf. figure 3.4), soient conduits finalement au d´etecteur.
Ce syst`eme << saute >> d’une ´etoile `a l’autre (cf. figure 3.3), mais mesure `a plusieurs reprises la mˆeme ´etoile lors d’un seul transit2. En moyenne 9 enregistrements sont effectu´es sur
1. fois deux car sur cette surface deux champs du ciel sont superpos´es.
2. Un transit est un passage de l’´etoile sur la grille modulatrice.
Figure 3.2 – Sch´ema de la grille modulatrice (ESA-SP 1111, volume 1, page 77).
Figure 3.3 – Signal de sortie du type IDT (ESA BR-24, page 18).
Figure 3.4 – R´eponse du d´etecteur en fonction de la distance au centre de la zone sensible (ESA SP-1111, volume 1, page 258 ).
un transit.
C’est par cette m´ethode que l’on arrive `a faire de l’astrom´etrie (en d´eterminant la s´eparation des ´etoiles provenant des champs<< preceding >>et<< following >> s´epar´es de 58 degr´es).
Le signal est ´echantillonn´e `a 1200 Hertz pour l’IDT et `a 600 Hertz pour le rep´ereur d’´etoiles.
3.5 Le syst` eme Hp
Comme on peut le remarquer sur la figure 3.5, la bande passante d’HIPPARCOS est tr`es large : elle s’´etend de 340 nm `a 850 nm. Elle a pour longueur d’onde moyenne 537 nm, qui est proche de celle des filtres V de Johnson (556 nm) ou de Gen`eve (549 nm). La magnitude ainsi d´efinie est libell´ee Hp.
M. Grenon a d´etermin´e les relations pour passer de la magnitudeHp `a la magnitude V de Johnson. La fonction (Hp−V) en fonction de (V −I) est tabul´ee dans ESA SP-1200, volume 1, page 59.
3.6 Le vieillissement chromatique
Les effets du bombardement de particules cosmiques rendent l’optique de plus en plus opaque au cours du temps. Ce vieillissement se fait de mani`ere chromatique. Il a ´et´e acc´el´er´e du fait que le satellite traverse les deux ceintures de Van Allen `a chaque orbite. Rappelons que ces deux r´egions sont tr`es denses en particules charg´ees. C’est le champ magn´etique terrestre qui les emprisonne. De plus, le satellite a ´et´e en fonction durant une p´eriode d’activit´e solaire maximale.
La perte en magnitude pour les ´etoiles bleues est de l’ordre de 0.8 mag sur la dur´ee de la mission
Figure3.5 – Bandes passantes du tube dissecteur (Hp) et du filtre V de Gen`eve.
(soit 0.6 mmag par jour).
3.7 Les mouvements du satellite
Le satellite tourne autour de la terre sur une orbite elliptique. Le p´erig´ee est `a 500 km et son apog´ee proche de 36 000 km, il ex´ecute cette rotation autour de la terre en 10h42 (2.24 jour−1).
Le satellite tourne sur lui-mˆeme en 2h08m (11.25 jour−1). Cet intervalle se divise en deux, d’une part le temps entre les champs s´epar´es de 58 degr´es vaut 20 minutes (72.00 jour−1) , et d’autre part le temps qui s´epare le champ compl´ementaire (de s´eparation angulaire 302 degr´es) 108 minutes (13.33 jour−1). La vitesse de d´efilement sur la grille modulatrice est de 168.75 secondes de degr´e par seconde de temps. Le temps de passage d’une ´etoile d’un bord `a l’autre de la grille est d’environ 19 secondes. Pendant ce temps, d’autres ´etoiles sont aussi mesur´ees.
Des jets de gaz sont enclench´es r´eguli`erement, produisant ainsi une pr´ecession de l’axe de rotation du satellite. Cet axe est maintenu `a 43 degr´es par rapport `a la direction du soleil de sorte
`
a ne pas mesurer celui-ci et `a observer les ´etoiles proches de la quadrature et donc `a optimiser les mesures de la parallaxe. Des ´eclipses dues `a la lune et `a la terre ne peuvent pas ˆetre ´evit´ees, leur nombre est minimis´e par la loi de balayage adopt´ee.
C’est par ce balayage que toute la voˆute c´eleste est mesur´ee. Pour qu’une ´etoile soit remesur´ee, il faut attendre 15 `a 30 jours, selon sa position par rapport `a l’´ecliptique.
Lors de la recherche d’un signal p´eriodique, il faudra faire preuve de circonspection si les fr´equences obtenues sont proches des fr´equences ci-dessus. De plus, le ph´enom`ene d’aliasing empoisonne les m´ethodes de recherche de p´eriode, il est donc imp´eratif de connaˆıtre les fr´equences typiques de l’´echantillonnage.
3.8 Un vieillissement rapide
L’´energie `a bord du satellite est obtenue `a l’aide de trois panneaux solaires dont le rendement a baiss´e exponentiellement en cours de mission. La chaˆıne de d´etection est r´egul´ee thermiquement par des radiateurs. La panne de chauffage en fin de mission a modifi´e les r´eponses des d´etecteurs.
L’orientation est d´etermin´ee `a l’aide du rep´ereur d’´etoiles et de compas gyroscopiques. Au d´ebut de la mission, HIPPARCOS comportait 5 gyroscopes, mais les uns apr`es les autres, ils sont tomb´es en panne. La d´etermination de l’attitude du satellite a dˆu ˆetre faite autrement, uniquement grˆace aux ´etoiles mesur´ees, mais ceci au prix d’une impr´ecision du pointage et d’une d´egradation de la photom´etrie.
Nous manifestons notre ´emerveillement ici face `a la prouesse technique. En effet, nous trou- vons assez incroyable que tout ce syst`eme ajust´e avec une pr´ecision immense et envoy´e dans l’es- pace avec un d´ecollage tout de mˆeme brutal (vibrations, acc´el´eration, etc. . .), arrive `a maintenir et ´etalonner des alignements de l’ordre de quelques microns. Un satellite comme HIPPARCOS rend compte3 du haut degr´e de technicit´e et de fiabilit´e atteint dans notre soci´et´e .
3. et ce n’est qu’un exemple.
Photom´ etrie HIPPARCOS
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