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Rapport d'activité des astronomes visiteurs


Le système solaire

. Avec le télescope de 0,80 m ont été réalisées des observations photométriques B, V, R, I des comètes Giacobini-Zinner, Meunier-Dupouy et Harrington-Abell dans le but díétudier la dynamique des poussières dans la chevelure de ces comètes.

. Les comètes Giacobini-Zinner, Meunier-Dupouy et Linear M5 ont fait líobjet díobservations coordonnées avec les télescopes de 1,93 et 1,20 m pour líétude des poussières et des émissions de C2. Lors des observations, les comètes níétaient pas actives et, à priori, il níexistait pas de coma structurée pour ces trois objets.

. Les télescopes de 0,80 et 1,20 m ont été utilisés pour des mesures astrométriques díastéroïdes, ceux notamment suspectés de binarité et impliqués dans des occultations stellaires.

 Le champ large de la caméra CCD du télescope de 1,20 m est particulièrement bien adapté à ce type de mesures car il permet líobservation simultanée de nombreuses étoiles de référence.

. Ce télescope a permis aussi des observations astrométriques de précision des satellites lointains de Jupiter, objets de magnitude 16 à 20 appartenant à deux familles distinctes, dont líune a un mouvement rétrograde. Ces observations ont mis en relief la mauvaise qualité des modèles dynamiques actuels, sans doute due à une prise en compte erronée des perturbations gravitationnelles des satellites galiléens.

. En revanche, les observations effectuées du satellite Phoebe de Saturne ont montré la bonne qualité du modèle dynamique de son mouvement et seront utilisées pour améliorer les modèles dynamiques du système de Saturne, qui pose encore des problèmes.

Planètes extra-solaires

. Le suivi de la vitesse radiale de quelques 320 étoiles G et K du voisinage solaire síest poursuivi à líaide du spectrographe Élodie au foyer du télescope de 1,93 m. Le résultat le plus marquant a été la découverte díune planète autour de líétoile 14 Her dont la période, voisine de 4,5 ans, est la plus longue période connue à ce jour.

14 Her étant une étoile très riche en éléments lourds, cette découverte renforce la corrélation existant entre métallicité et présence de planètes géantes, particulièrement intéressante pour la compréhension des mécanismes de formation planétaire.
 
 
Courbe de vitesse radiale obtenue avec Elodie pour l'étoile14Her, traduisant, autour de cette étoile, la présence d'une planète de 3,3 masses de Jupiter et de période de révolution de 1600 jours, la plus longue  période connue à ce jour pour une planète extrasolaire (Mayor et al.).

Environ 25% des étoiles suivies en vitesse radiale sont variables : variabilité intrinsèque, effet de la présence díun compagnon planétaire, díune naine brune ou díun compagnon stellaire. Une attention particulière doit être portée à la variabilité intrinsèque liée à la rotation des étoiles actives. Ainsi, líétoile HD 166435 a une vitesse radiale périodique (P ~ 3,8 j) díamplitude stable sur plus de 400 jours. Cette variabilité résulte de líexistence díune vaste zone active de grande durée de vie, mise en évidence par la variation photométrique et la variation du bissecteur des raies spectrales. Cet exemple illustre parfaitement líimportance de líétude physique des variabilités des vitesses dans la recherche de planètes extrasolaires.

. Une autre planète extrasolaire a été découverte à líOHP en 1998. Elle lía été autour de líétoile Gl 876, naine M4 située à seulement 4,7 pc du Soleil [14] : cíest la première exoplanète découverte autour díune naine M et cíest aussi la plus proche connue à ce jour. Cette découverte a été réalisée dans le cadre du programme díobservation des étoiles naines M du voisinage solaire poursuivi depuis 1995 avec Elodie. Gl 876 était suivie depuis 3 ans et líorbite du compagnon planétaire a pu être déterminée en juin 1998 avec líaide de mesures complémentaires effectuées avec le spectrographe Coralie sur le nouveau télescope suisse de La Silla (Chili).
 

La Galaxie
 

Les étoiles

. Outre la découverte de la planète extrasolaire rapportée ci-dessus, le programme díobservation avec Elodie des naines M situées à moins de 9 pc du Soleil a permis de découvrir une binaire à éclipse de type spectral M, GJ 2069A : cíest la troisième binaire à éclipse de ce type connue. Des masses précises à 0,4% près ont pu être déterminées; cíest la meilleure précision jamais obtenue pour une naine M.

. Dans le cadre de ce programme, une douzaine de binaires de périodes supérieures à líannée sont actuellement suivies conjointement avec Elodie et le système díoptique adaptative PUEO du CFHT, dans le but díobtenir des masses stellaires à quelques pourcents près et díétablir une relation masse-luminosité très précise. Une précision de 1,5% a été atteinte pour Gl 570B. Actuellement, les vitesses radiales díune vingtaine díétoiles de líéchantillon montrent des variations de vitesse radiale de faible amplitude (~ 100 m/s). Le nombre de mesures est cependant insuffisant pour chercher des périodicités et attribuer les variations observées à la présence de compagnons stellaires ou planétaires, plutôt quíà des variations intrinsèques liées à líactivité chromosphérique.

. Dans le cadre de líétude des processus díinteraction dans un système composé de deux étoiles de type O dans des stades díévolution différents, des observations photométriques de líétoile binaire BD + 40 4220 ont été réalisées au télescope de 1,20 m.

Egalement ont été observées des binaires de type WR+O dans le but díétablir des contraintes sur les taux de perte de masse de ces étoiles.

. Avec le spectrographe Aurélie, au télescope de 1,52 m, on a pu redéterminer les éléments orbitaux de la binaire WR 133 et étudier avec une haute résolution le système multiple t CMa.

. Aurélie a permis de préciser les temps caractéristiques des variations de profil des raies díémission He I 4686 et Ha dans le spectre de la supergéante Of HD 192639 (observations simultanées avec líObservatoire Ritter, Toledo, USA).

. Líétoile q2Tau est une double spectroscopique très excentrique de type d Scuti. Un grand nombre de spectres ont été obtenus avec Aurélie de cette étoile et díun certain nombre díétoiles voisines dans le diagramme HR. Líexcellent rapport signal/bruit de ces spectres permettra une détermination précise des paramètres fondamentaux, température effective, gravité, métallicité, de ces étoiles.

. Le programme de classification des composantes chaudes et froides des binaires à spectre composite a été poursuivi avec Aurélie. A ce jour, 266 étoiles à spectre composite, ou suspectées telles, ont été classées dans le système MK. De nouvelles supergéantes ont été mises en évidence dans cet échantillon, ainsi que quelques étoiles Am.

Líobservation avec Coravel des vitesses radiales díun échantillon de ces objets a également été continuée, afin díobtenir les éléments orbitaux et díaccéder aux masses.

. Egalement, avec Coravel, síest poursuivi le programme sur la binarité des étoiles Am [09], [16], [41].

. La recherche de binaires spectroscopiques parmi les étoiles de Herbig síest poursuivie avec Elodie dans le double but díestimer la fréquence de binarité pour ces étoiles et de mesurer les masses díétoiles Ae/Be jeunes. Des variations de vitesse radiale ont été observées pour les étoiles T Ori, HD 53367, MWC 300, AS 442, MWC 361 et MWC 1080. Des orbites préliminaires ont pu être calculées pour deux de celles-ci.

Díautres binaires spectroscopiques ont été identifiées grâce à la raie du Li I : HK Ori, V380 Ori, HD 203024, MWC 863 (la détection de la raie díabsorption du Li I, normalement absente des spectres des étoiles A ou B, révèle la présence díun compagnon stellaire plus froid).

Pour les périodes inférieures à 100 jours, la fréquence observée de binaires spectroscopiques HAeBe est de 10%, valeur comparable à celle des étoiles T Tauri ou de la séquence principale, mais la détection est actuellement limitée par différents biais.

. Les observations faites avec Aurélie en 1998 de líétoile o And, de type Be, ont montré des changements spectaculaires par rapport à líannée précédente : en particulier on a observé une augmentation importante de líémission due à líenveloppe circumstellaire, dans les ailes de la raie Ha (augmentation accompagnée díune croissance très abrupte de la polarisation).

. De nombreuses raies du FeII ont été détectées avec le spectrographe Aurélie dans le spectre des étoiles B[e] MWC 314 et MWC 342, ce qui permettra díutiliser la méthode de la " Self Absorption Curve " pour líétude de líenvironnement de ces étoiles.

. Dans le cas de líétoile B[e] MWC 297, il a été trouvé que le spectre de líétoile sous-jacente correspond à un type O tardif et que les raies díémission plus froides correspondent au spectre díune étoile de type A5 environ [04].

. Des étoiles de type Ae et A dites " à shell " ont également été observées avec Aurélie. Il apparaît que les conditions physiques des " coquilles " de ces étoiles sont semblables à celles des géantes et non à celles des naines .

. Avec le spectrographe Aurélie, on a obtenu 29 profils de la raie photosphérique He I 6678 et 8 de la raie Ha de líétoile 66 Oph, de type spectral B2Ve. Líanalyse des séries temporelles de la raie He I 6678 a mis en évidence une variation bi-périodique de 0,25 et 0,45 jour; ces périodes sont plus courtes que la rotation stellaire. En terme de pulsation non radiale et díaprès líétude de vitesse de phase le long du profil, on trouve que le degré l(nombre de núuds à la surface de líétoile) associé à chaque mode de pulsation est respectivement l= 3 et l= 4-5.

. Pour líétoile de même type spectral u Cyg, 114 profils à haut rapport signal/bruit de la raie photosphérique He I 6678 ont été observés. Cíest une raie très sensible en son centre aux effets " non ETL ", affectée de deux composantes en émission, violette et rouge, qui se forment dans des régions situées au-dessus de la photosphère.

Toutes les quantités mesurées sur cette raie sont dominées par des variations de période 0,67 jour, laquelle correspond à une mode de pulsation de bas degré l= 2.

Líexistence díune autre période níest pas exclue. Líétude des résidus montre des déformations se propageant du bleu vers le rouge et du rouge vers le bleu avec la même accélération, illustration des déformations stellaires transportées par la rotation et observables sur les deux hémisphères díune étoile vue sous un angle díinclinaison plutôt faible.

. Dans le cadre díune campagne multi-sites Musicos, il a été pris 208 spectres pour les 8 cibles et les étoiles standards de la campagne, dont 29 pour líétoile Be w Ori (B2,5IIIe). Pour cette dernière, une modulation de líordre de 1 jour est trouvée dans toutes les raies photosphériques.

. La détection du lithium (raie à 6707 Å), dans les étoiles géantes brillantes de types spectraux compris entre G0 II et K8 II, a fait líobjet díobservations avec Aurélie.

. Un problème de longue date de líastrophysique stellaire est celui de líenrichissement en sodium de líatmosphère des étoiles supergéantes. Pour contribuer à la résoudre, 70 supergéantes et géantes brillantes ont été observées avec Aurélie dans un domaine spectral incluant les raies du sodium à 6154 et 6160 Å.

. Un programme a été entamé avec Elodie pour mesurer la vitesse radiale des Céphéides sur tout le cycle de pulsation, afin de déduire le rayon de ces étoiles et améliorer la relation période-rayon. Les premières mesures obtenues ont porté sur 22 Céphéides, dont 6 appartiennent à des amas globulaires.

. Un relevé spectroscopique systématique de plusieurs centaines díétoiles a été entrepris pour déterminer leurs paramètres fondamentaux (Teff, log g, v sin i) dans le cadre de la mission spatiale COROT (lancement prévu en 2003). En 1998, 150 étoiles ont pu être observées avec Elodie. Les performances de ce spectrographe se sont avérées parfaitement adaptées au programme, ainsi que le programme " tgmet " de classification spectrale automatique [52] (voir RA 97).

. On a poursuivi avec Aurélie en liaison avec líObservatoire de Catane (Sicile) líétude de la photosphère et de la chromosphère díétoiles actives, notamment de type RS CVn.

. Comme les années précédentes, le photomètre rapide à 3 canaux de Chevreton a été utilisé au foyer du télescope de 1,93 m pour des observations coordonnées avec líObservatoire de Beijing (Chine). Cíest la nouvelle naine blanche variable de type ZZ Ceti, KUV 08368+4026, récemment découverte à líOHP, qui a été au centre de cette campagne bi-site. Des observations sur plusieurs saisons seront nécessaires pour reconstituer le spectre de fréquences de cet objet et en faire une étude astérosismologique.

. Líétoile 20 CVn, de type d Scuti, a fait líobjet díobservations avec Elodie, afin de tenter de déterminer les périodes annexes de pulsation de cette étoile et díidentifier les modes associés.

. Avec Aurélie, près de 200 spectres ont été obtenus pour 7 étoiles détectées par Hipparcos appartenant à la classe des " Slowly Pulsating B stars ", connues pour déstabiliser les modes g. Líétude de ces modes permet, par líastérosismologie, díobtenir des informations sur la structure interne des étoiles.
 
 
Transformée de Fourier de la variation de vitesse radiale pour 4 nuits de Procyon (1229 poses de 40 secondes,avec un temps de cycle de 80 secondes, obtenues avec Élodie). L'excès d'énergie entre 0,59 et 1,46 mHz correspond à la présence théorique d'oscillations de cette étoile (Barban et al.)

. Après les premières tentatives de 1997 (voir RA 97), líétoile Procyon (F5 IV-V) a été observée en novembre 98 avec le spectrographe Elodie couplé à un étalon de Fabry-Pérot. Cet ensemble constitue une version simplifiée de líaccéléromètre astronomique absolu (voir § V).

Au total, 39,8311 heures díobservation utiles ont été obtenues, donnant, dans le spectre de puissance, un niveau de bruit moyen de 0,017 (m/s)2 pour f ? 1,5 mHz.

Aucun excès de puissance níest observé au-dessus du bruit pour f ? 1,5 mHz. En revanche, un excès de puissance est observé entre 0,59 et 1,46 mHz à environ 0,5 (m/s)2. Ce résultat, en accord avec les prévisions théoriques, laisse penser que Procyon pourrait être le siège díoscillations de type solaire [66].

Une autre étoile a pu être observée dans les mêmes conditions, pendant 32,9984 heures, líétoile G0 V h Cas.

. Le programme de spectroscopie des étoiles A et F díamas ouverts (commencé en 1995) síest poursuivi avec Aurélie. Il a abouti à díimportants résultats concernant líamas des Hyades. Pour les étoiles F de cet amas, la comparaison des observations aux modèles montre que pour les éléments légers C et O, les sous-abondances prédites ne sont pas observées, alors que pour les éléments du pic du fer ce sont leurs sur-abondances qui ne sont pas détectées. Ces résultats suggèrent que les effets de la diffusion microscopique sont atténués par des phénomènes hydrodynamiques à définir. Pour les étoiles A des Hyades, il apparaît que les abondances de Na, Mg, Si, Ca, Fe, Ni et Ba sont anticorrélées avec les vitesses de rotation apparentes pour v sin i > 100 km/s (pour Ni, líanticorrélation reste vraie au-dessous de cette valeur).

Par ailleurs, les rotateurs apparents les plus rapides (v sin i > 150 km/s) sont très déficients en Mg, Si, Ca, Fe, Ni et Ba, alors que leur abondance en oxygène est solaire.

En outre, líétoile HD 72660 observée au cours de ce programme, classée " normale " de type A1 V, síest avérée être en fait une étoile Am chaude.

. Les étoiles de type l Boo sont toujours mal comprises. Des observations faites avec Aurélie permettent une analyse homogène de líabondance díéléments clés pour la compréhension de ce phénomène.

. Le télescope de 1,20 m a permis díobtenir de nombreuses données photométriques dans une douzaine de champs de Landolt.

. Dans le cadre díun programme destiné à líétude des " blue stragglers " díamas ouverts, on a observé avec Aurélie des étoiles B de la séquence principale ayant un faible v sin i, pour effectuer une analyse NLTE des profils des raies CNO de leur spectre. Pour la majorité des 37 étoiles observées, le rapport signal/bruit atteint la valeur 500.

. Des observations spectroscopiques, à haute résolution de la raie Hb de la contre-partie optique HDE 226868 du candidat trou noir Cyg X1, ont été faites avec Aurélie et ont permis principalement de calculer la phase orbitale de HDE 226868 avec une précision considérable.

. Avec le spectrographe Carelec a été obtenue une quarantaine de spectres de la source X RX J0028.8+5917, candidat polar intermédiaire. Dans ces spectres, se superposent une composante en émission et une composante large en absorption. Une modulation de la position de la première est clairement détectée, líorigine de la seconde est inconnue mais il pourrait síagir de líatmosphère de la naine blanche (à confirmer).

Un nouveau polar RX J1724+4144 a également été observé : 14 spectres Carelec montrent des variations orbitales de profils de raies en émission très spectaculaires indiquant que líaccrétion a lieu sur le pôle magnétique situé dans líhémisphère opposé à celui de líobservateur.
 
 

Le milieu interstellaire
 
 

Projetées sur trois plans perpendiculaires, les courbes d'égale absorption du sodium neutre (Na-D2) issues d'observations au télescope de 1,52m avec Aurélie, dessinent les contours de la bulle interstellaire locale. Les largeurs équivalentes sont données en mÅ. Pour comparaison, en trait gras apparaît la bulle chaude révélée enrayons X par ROSAT (Sfeir et al., A&A 346, 785-797 (1999)).

. La cartographie de ce que líon appelle la Bulle Interstellaire Locale et líétude de la dynamique de ses parois se sont poursuivies. Ce programme, commencé en 1997, est basé sur líobservation spectro-graphique avec Aurélie díétoiles chaudes.

Bien que préliminaires, les résultats de cette étude sont remarquables : ils établissent de façon indiscutable líextension de la bulle, montrent que ses parois sont abruptes et expliquent pourquoi la dimension en rayons X est sous-estimée [83].

. Avec le spectrographe Carelec on a pu observer les étoiles excitatrices díune quarantaine de régions HII à des fins de classification stellaire et de détermination de distances spectrophotométriques. Celles-ci, indépendantes de la vitesse radiale, permettent de déterminer la distance des complexes de formation stellaire et sont donc fondamentales pour líétude de la structure de notre Galaxie.

. Des enveloppes circumstellaires denses se forment autour díétoiles de la branche asymptotique par líexpulsion de matière oxygénée ou carbonée, en particulier de grains de poussière. Elles peuvent réfléchir la lumière diffuse galactique et servir de mesure in situ du champ radiatif interstellaire. Grâce au télescope de 1,20 m, on a pu obtenir la photométrie en 3 couleurs de telles " nébuleuses " et préparer ainsi efficacement des observations plus poussées programmées au VLT. Comme on le sait depuis longtemps, " on a souvent besoin díun plus petit que soi " Ö en dépit de ce que pensent les détracteurs de nos petits instruments.
 
 

Les galaxies

. Des mesures de dispersion de vitesse pour 30 galaxies E et SO de líamas de Virgo et du superamas de Coma ont été obtenues avec le spectrographe Carelec. Ces données permettent líétude du plan fondamental des galaxies observées. En outre elles ont servi à la détermination de la structure tridimensionnelle de líamas de Virgo.

. Le télescope de 1,20 m a permis díobtenir dans les bandes U, B, V et Ha, des images de 200 galaxies de types différents appartenant à líamas de Virgo. Ces données optiques ont permis de montrer que les spirales et les elliptiques suivent deux relations couleur-magnitude différentes (effet de population stellaire pour les premières, de métallicité pour les secondes) et ont permis de tracer la distribution spectrale énergétique de líUV à líIR díun large échantillon díobjets.

. Le télescope de 1,20 m a été utilisé aussi pour une étude photométrique des galaxies dites " à coquille " (" shell galaxies "). On a trouvé que la plupart des coquilles ont la même couleur que la galaxie à laquelle elles appartiennent, un résultat en faveur de líhypothèse suivant laquelle les coquilles seraient produites par " interaction faible " entre deux galaxies. Mais des contre-exemples sont observés.

. Le spectrographe Carelec a permis une analyse dynamique complète et fiable de líamas de galaxies Abell 376. Líamas Abell 970 a été aussi observé.

. Líidentification systématique de candidats noyaux actifs de galaxies sélectionnés par ROSAT síest poursuivie avec Carelec.

. Le télescope de 0,80 m a été utilisé pour mesurer la courbe de lumière de la seule binaire spectroscopique de líamas des Pléiades qui présente aussi des éclipses, dans le but de déterminer la distance de cet amas indépendamment díHipparcos et des calibrations des diagrammes couleur-magnitude.

. Le télescope de 1,20 m a permis une photométrie de surface de galaxies naines dans le groupe Canes Venatici pour líétude comparative de la formation et de líévolution des galaxies.

. Un nouveau critère de sélection des AGN à partir des données IRAS a été mis au point, à partir díun échantillon díobjets déjà connus, pour lesquels des données spectrographiques visible et infrarouge étaient disponibles. Ce critère a commencé à être testé sur des objets sélectionnés uniquement par leur flux infrarouge, avec des observations spectroscopiques Carelec.

. On a poursuivi avec Carelec líétude de la dispersion de vitesses dans les galaxies spirales. On nía pas trouvé de nouveaux cas de contre-rotation.
 

Essais techniques

. Deux missions ont été effectuées en 1998 au foyer du télescope de 1,52 m dans le but de valider le système de guidage automatique FLAG du spectrographe Emilie alimenté par fibre optique. Dans ce système, la fibre elle-même joue le rôle de détecteur de position. Des corrections sont appliquées suivant les trois axes X, Y et Z. Les tests ont montré que le système permet de réduire díun facteur 3 les fluctuations du faisceau en sortie de fibre.

. En Mai 1998, une mission de tests observationnels a eu lieu au télescope de 1,93 m pour le tavellographe SPID à la réalisation duquel l'OHP avait grandement contribué (voir RA 1997).