Astérosismologie des naines blanches et sous-naines 

Les caractéristiques de PG1336-018

Suivi des observations du WET en temps réel

Le but de cette campagne d'observations du "Whole Earth Telescope" (WET) est :

  1) Observer pendant  deux semaines continues, de façon à éliminer les effets de bord liés à la succession jour-nuit.
  2) Utiliser notre connaissance a-priori de la période de rotation pour analyser le décalage rotationnel des modes non-radiaux
  3) Utiliser les éclipses pour faire apparaitre des modes qui ne seraient pas observables autrement.
  4) Profiter de la modification des amplitudes apparentes durant les éclipses pour l'identification des modes de pulsation.

Avec une magnitude de 13,4 , PG1336 pourra facilement être observée au 193 : il ne faut pas oublier cependant que le signal cherché est l'amplitude de la pulsation, qui est de l'ordre de quelques millièmes de magnitude ou moins. L'ensembe du réseau WET en opération sur cette campagne devrait comprendre les télescopes suivants :
 

Les données de cette campagne du WET inclueront certains effets particuliers liés au système à éclipses : cela nécessite des traitement spéciaux, pour prendre en compte les effets de réflexion, de changement apparent d'amplitude durant les éclipses, etc.  Certains de ces effets ont déjà été observés lors de la campagne WET d'Avril 1999 pendant laquelle quelques données ont été obtenues sur cette étoile, et les traitements appropriés ont pu être testés. Comme le montrent ces tests, c'est le nombre d'éclipses consécutivement observées qui permet de résoudre correctement les transformées de Fourier des séries temporelles. C'est ce qui constitue une des plus fortes justifications de la durée (10 nuits) d'observation demandée.

Le nombre de nuits est justifié par le besoin d'obtenir une résolution en fréquence suffisante des modes de pulsation, et par le besoin d'un rapport signal/bruit élevé pour détecter le maximum de modes de faibles amplitude. L'identification des modes de pulsation repose largement sur la possibilité de résoudre les triplets et multiplets dus au décalage rotationnel, et cela ne peut se faire qu'avec une durée d'observation longue .  De même la modélisation stellaire a partir des données nécessite une grande précision sur les fréquences observées, car l'essentiel de l'information utile est contenue dans la valeur des différences et "secondes différences" entre fréquences.

Le photomètre rapide à quatre canaux de Chevreton a été utilisé lors de nombreuses missions sur divers télescopes, et en particulier au télescope de 1,93 m de l'OHP. Nous mesurons simultanément en lumière blanche (photometrie photoélectrique) le flux de l'étoile, deux étoiles de comparaison et le fond du ciel.  L'amplitude des variations est de l'ordre de la millimagnitude.
 

Les observations sont soutenues par le programme national de physique stellaire.