Rapports des Astronomes Visiteurs (2004-2005)

 

 

Système Solaire

 

J.-E.Arlot (Paris) a poursuivi un programme d’observation des satellites lointains de Jupiter et de Saturne (magnitude entre 14 et 12) avec la caméra CCD du télescope de 1m20. Les systèmes de petits satellites lointains autour de Jupiter sont très mal connus. On suppose qu’il s’agit d’ateroïdes capturés mais on ignore tout de la stabilité de ces systèmes. Le but des observations réalisées à l’OHP est d’en obtenir un bonne modélisation dynamique. En particulier, la précession des orbites n’est pas connue avec une précision suffisante. La durée de révolution de ces satellites (de un à deux ans) nécessite des observations suivies sur un temps suffisamment long. C’est pour cela qu’une campagne d’observations a commencé dès 1998 pour ajuster les paramètres des modèles. Pour obtenir une bonne précision des paramètres orbitaux, il sera nécessaire d’observer au moins sur une dizaine d’années. Cela permettra d’avoir une meilleure idée de la stabilité de ces systèmes, en particulier en extrapolant les orbites sur une période de temps suffisamment longue pour analyser les perturbations gravitationnelles qui pourraient entraîner une évolution rapides des orbites.

 

E.Hadamick (Verrières) a réalisé des observations d'imagérie polarimétrique de comètes et d'astéroides au télescope de 80cm en collaboration avec D.Bardin. Une évolution a été mise en évidence pour la comète 9P/Temple 1 entre les propriétés des poussières avant, pendant et après la mission Deep Impact (Meech et al. 2005). La comète C/2004 Q2 Machholtz a permis d'étudier l'évolution spatiale et temporelle des nombreux jets sur des images polarimétiques. Des comparaisons avec des observations réalisées par d'autres équipes en spectroscopie infrarouge ont à nouveau montré la corrélation entre forte polarisation et raies d'émission bien structurées des silicates (présence de grains cristallins).

                  L'observation des atéroides (essentiellement de classe C) permet de compléter les courbes de phase en particulier à travers un filtre rouge (domaine très peu documenté). Dès à présent une différence apparaît par rapport aux astéroides de classe S. L'objectifs est de comparer les astéroides de classe C axu comètes (les deux catégories ayant un faible albédo).

 

 

Etoiles

 

X. Bonfils (Grenoble) étudie les caractéristiques fondamentales des naines M, comme leur métalicité, de première importance pour mieux comprendre leurs atmosphères ou leur luminosité, ainsi que pour contraindre les modèles des étoiles de faibles masses et de formation planétaire. A partir de spectres à haut rapport S/B obtenus avec le spectrographe ELODIE au télescope de 1m93 de composantes individuelles d’étoiles binaires bien séparées et composées de primaire des type F, G ou K et de secondaires de type M, ils ont déterminé la métallicité d’un échantillon de naines M. Ce but fut atteint en mesurant la métallicité des étoiles primaires et en supposant une métallicité indentique pour leurs compagnons M. Ils pensent que cette approche est une approche robuste et rapide en comparaison des précédentes tentatives de détermination de métallicité d’étoiles de type M (ajustement de modèles d’atmosphère directement sure les spectres d’étoiles M). Ils reportent 20 nouvelles métallicités d’étoiles M, représentant le plus large et le plus uniforme des échantillons constitué à ce jour. Cette étude focalise plus particulièrement sur la dépendance en métallicité de la relation masse-luminosité et sur la métallicité des naines M à planètes.

Aujourd’hui, ils ont établi une calibration précise (±0.2 dex) de la métallicité des étoiles de très faibles masses à partir de leurs luminosités visible et infrarouge, ils montrent que la dispersion observée dans la rélation masse-luminosité établie de manière empirique dans la bande V est effectivement due à la métallicité. Aussi, ils sont à même de donner une estimation de la métallicité des naines M à planètes, ou encore de comparer la distribution en métallicité des naines M du voisinage solaire avec la distribution en métallicité des étoiles de type solaire. Dans la publication soumise à A&A, ils discutent ces deux dernier résultats dans le contexte de la fréquence des planètes autour des étoiles en fonction de la métallicité de l’étoile hôte.

 

J.-C. Bouret (Marseille) poursuit un programme avec le spectrographe ELODIE  au télescope de 1m93 qui a pour objectif d’observer un grand nombre d’étoiles massives (type O et B) dans le but de déterminer des propiriétés physiques telles que le taux de perte de masse, la température effective, les abondances. Nous complétons ces données par un programme identique à l’ESO et nous utilisons également les données UV disponibles dans les archive IUE, HST et FUSE.

 

M.Chevreton (Meudon) a testé un photomètre rapide à base de CCD au télescope 1m20. La cible principale des observations était RXJ 2117+3412, une naine blanche chaude de type PG1159, observée dans le cadre de la 24ème campagne WET (Whole Earth Telescope). Des bonne données ont été obtenues pendant quatre nuits sur cet objet, ce qui va permettre d’améliorer la résolution temporelle de la campagne WET. Le but principal cette campagne était de mesurer la dérive des périodes d’oscillation pour voir l’effet du refroidissement de cette étoile et on cherche donc la meilleure résolution temporelle possible. Par ailleurs on a testé un certain nombre de candidates DA naines blanches variables issues du survey de Hamburg et proposées par nos collègues de l’Université de Kiel.

 

M. De Becker et G. Rauw (Liège) étudient, avec le spectrographe AURELIE au télescope de 1m52, un échantillon d'étoiles présentant des caractéristiques suggérant une transition possible vers le type WN (étoiles ON ou à raies en émission). Une variabilité significative observée dans les profils de certaines raies (essentiellement He II l4686) pour quelques objets sera discutée notamment dans le contexte d'une étude de binarité. Dans le cadre de cette campagne, l'étude de l'étoile ON HD 14633 a donné lieu à une collaboration avec une équipe américaine concernant les étoiles de type "runaway". Un article basé en partie sur des spectres obtenus à l'OHP a été accepté par ApJ (Boyajian et al.). Les observations des étoiles HD 15570 et HD 15629 également réalisées au 1m52 ont permis de compléter l'étude des étoiles les plus chaudes de l'amas IC 1805. Les données obtenues à l'OHP ont permis de mettre en évidence une variabilité très forte de la raie He II l4686.

                  Ils ont également conduit un suivi régulier de la binaire HD155558 dans l'amas IC1805 à l'aide du spectrographe ELODIE au télescope de 1m93, réalisé en mode "service."  Cette binaire de période 440 jours présente notamment une émission radio non-thermique qui pourrait être liée à l'interaction des vents stellaires au sein du système. L'analyse des données recueillies au cours des ces missions a permis de raffiner la solution orbitale. De plus, elle a permis pour la première fois de détecter la signature du compagnon et lui attribuer un type spectral. Les résultats préliminaires de cette analyse ont été publiés dans une thèse de doctorat (De Becker 2005).

D'autres observations en mode "service" obtenues avec le même instrument ont permis de suivre les variations du spectre de HD 191612 qui alterne entre un type O6 avec d'intenses raies d'émission et un type plus froid (O8) dépourvu de raies d'émission. A ce jour le comportement de cet objet est toujours inexpliqué. Les changements du spectre se déroulent sur une échelle de temps d'environ 18 mois. Grâce notamment à des données collectées l'OHP, il a été possible d'établir la périodicité du phénomène et de prédire la transition O8/O6 (Walborn et al. 2004) qui a effectivement eu lieu en octobre 2004 comme le montrent les observations service précédentes obtenues avec ELODIE. Les observations de 2005 ont permis de compléter le suivi en vue de couvrir la totalité du cycle. Quelques résultats ont été présentés à l'occasion d'une conférence internationale (Nazé et al. 2005).

 

Y. Fremat, P. Lampens (Bruxelles) ont poursuivi un programme d'observations à haute résolution des cibles HIPPARCOS situées dans la LCIS (i.e. dans le diagramme H-R, il s'agit du bas de la bande d'instabilité des céphéides) ayant des vitesses radiales apparemment variables. Ils ont obtenu plus d'une centaine de spectres avec le spectrographe ELODIE au télescope de 1m93, pour quelques 32 étoiles de type spectral F2 à A2. Chaque étoile fut observée à plusieurs reprises afin de déceler des variations spectroscopiques rapides (i.e. ayant une période de quelques heures) ou plus lentes (i.e. sur quelques jours). Une première analyse des mesures s'est basée dans un premier temps sur les fonctions de corrélation croisée (CCF) obtenues par INTERTACOS à l'aide du masque F0. Les cibles les plus prometteuses ont été ensuite soumises à un suivi photométrique de quelques heures étalées sur 2 nuits, au moins. Plusieurs variables photométriques et spectroscopiques ont ainsi pu être identifiées, parmi lesquelles 2 nouvelles étoiles de type d Scuti particulièrement intéressantes: l'une est multipériodique et montre des variations photométriques très complexes, l'autre est confinée dans un système binaire spectroscopique et possède une composition chimique particulière. Ces résultats ont fait l'objet, au mois de juin 2005, d'une première publication dans la revue Communication in Asteroseismology et ont été présentés à la même époque sous la forme d'un poster lors d'un colloque à Rome (Italie, 19-24 juin 2005, Stellar pulsation and evolution)

                  Les spectres obtenus ont ensuite été analysés de façon plus détaillée afin de déterminer les paramètres stellaires de chacune des cibles. Ces paramètres ont ensuite été utilisés pour produire un spectre de référence que nous avons corrélé avec les observations ELODIE. Par cette procédure, nous avons confirmé la nature multiple de 8 étoiles, parmi lesquelles une binaire à éclipses de type W Uma et une binaire montrant des variations ellipsoïdales. Nos conclusions ont été soumises très récemment pour publication dans A&A.

                  Des observations du système triple DG Leo ont été menées en janvier 2003 en collaboration avec H.Henberge et ont déjà fait l'objet d'un rapport. L'analyse détaillée du spectre déconvolué des 3 composantes de ce système a été publiée en 2005 dans MNRAS. Les mesures de vitesses radiales ont par ailleurs été récemment combinées à une nouvelle mesure astrométrique du système visuel (DG Leo A - B) afin d'obtenir une description beaucoup plus précise de son orbite. Les résultats préliminaires de cette procédure ont été présentés lors d'un workshop ESO, tandis que nos conclusions définitives seront soumises, dans les prochaines semaines, pour publication dans A&A.

 

 

M.Friedjung (Paris) a poursuivi depuis 2002 des observations de plusieurs vielles novae avec le spectrographe AURELIE au télescope de 1m52. Des spectres à haute résolution dans la région de Ha ont été obtenus tandis que des observations photométriques étaient réalisées par Mme. I. Voloshina (Moscou) en Crimée. La vielle nova HR Del paraît être la plus intéressante compte-tenu d'indications d'une activité longtemps après l'éruption, qui serait explicable par une faible combustion thermonucléaire (Selvelli & Friedjung 2003). La photométrie montre une variation avec la période orbitale mais d'autres varaitions sont présentes. Jusqu'à maintenant nous n'avons pas pu trouver une périodicité orbitale dans les variations spectrales apparentes, même pour la largeur équivalente de Ha. L'analyse des données continue.

 

A.-M. Hubert (Meudon) a déterminé les paramètres fondamentaux Teff, log g et v sin(i) de l'étoile Be Upsilon Cygni (HD 202904) avec des observations faites en multi-site entre 1998 et 2004, dont celles obtenues avec le spectrographe AURELIE au télescope de 1m52 (Neiner et al. 2005). Compte a été tenu des effets dus à la rotation et la variabilité a été étudiée. Deux période de pulsation (P=0.33j et 0.38j) ont été trouvés dans les variations des raies photosphériques. Ces variations sont bien reproduites par les modèles de pulsations non-radiales avec le mode rétrograde l= – m=3 et le mode zonal l=3, m=0. La période de rotation stellaire 0.65j est cohérente avec celle que l'on déduit des paramètres fondamentaux obtenus en modélisant le spectre de raies et en considérant que l'étoile tourne à 88% de la valeur critique.

                  Dix-sept nouvelles étoiles Be ont été détectées à l'aide de la base GAUDI de COROT. Cette étude est basée en partie sur des observations faites avec AURELIE et avec le spectrographe ELODIE au télescope de 1m93. Par ailleurs, les paramètres fondamentaux de 64 étoiles Be incluses dans le cône de COROT ont également été déterminés, en partie à l'aide des observations obtenues avec ces deux spectrographes (Frémat et al., astro-ph/0509336).

 

F.Galland (Grenoble) poursuit un programme de recherche de compagnons de faible masse autour d’étoiles de type précoce. Lors de neuf missions avec le spectrographe ELODIE au télescope de 1m93, il a obtenu 621 spectres en 25 nuits sur 96 des 124 étoiles de l’échantillon sélectionné d’étoiles de type s spectraux allant de B8V à F7V et ayant une vitesse de rotation comprise entre 5 et 200 km/s. 60 étoiles ont ainsi à présent au moins 4 points de mesure de VR (et 96 au moins deux) : 38 candidats standards (VR constante) peuvent être identifiées, 8 étoiles montrent des variations de VR de type Delta-Scuti ou Gamma Dor, 4 candidats compagnons ont des masses dans le domaine planète/naine brune et 3 candidats compagnons ont des masses stellaires. Les précisions obtenues sont par exemple de 80 m/s pour une étoile A7V, v sin(i) = 91 km/s, et de 39 m/s pour une étoile F5V, v sin(i) = 45 km/s.

 

R.Monier (Montpellier) à l'aide du spectrographe ELODIE du télescope de 1m93 cherche à améliorer la connaissance de la composition chimique de ces naines de type A et F du Groupe Ursa Major, en déterminant les abondances de 11 éléments chimiques. Ces déterminations d'abondances doivent permettre de placer des contraintes sur les modèles évolutifs des intérieurs de ces étoiles et en particulier sur les processus de transport y ayant lieu (compétition entre la diffusion radiative et les processus de mélanges hydrodynamiques).


Notre Galaxie

 

O.Bienaymé (Strasbourg) a poursuivi les observations de géantes du clump du voisinage solaire avec le spectrographe ELODIE au télescope de 1m93. L’analyse de l’abondance des éléments alpha montre que la distribution des rapports [alpha/Fe] ne diffère pas de ce qui est connu pour les naines locales, imposant des limites strictes au processus de mélange au sein des enveloppes stellaires. D’autre part, on a montré que la comparaison des rapports [alpha/Fe] permet de discriminer les populations du disque mince et du disque épais, critère complémentaire et indépendant du critère cinématique : ceci conduit fortement à penser que ces deux composantes galactiques ont subi des évolutions chimiques distinctes. L’analyse des géantes locales et en direction du pôle ont permis également de contraindre le potentiel gravitationnel du dsique galactique dans le voisinage solaire.

                  Environ 80 naines G et K du disque galactique ont été observées avec ELODIE pour constituer un échantillon complet en distance. Les abondances chimiques détaillées sont déterminées. Les études antérieures sont basées en garnde partie sur des abondances déduites des mesures ohotométriques à bandes étroites (Strömgren ou Genève) qui peuvent introduire des biais considérables. L'analyse de ces nouvelles mesures fournit une base observationnelle rigoureuse pour traiter le problème des naine G et K, c'est à dire l'évolution chimique du disque galactique.

                  Les mesures radiales de 12 étoiles observées en juin 2005 avec ELODIE ont servi à une validation indépendante des mesures du projet RAVE, qui a actuellement mesuré 80000 vitesses radiales d'étoiles de magnitudes I=9 à 12(V de 9 à 13). 150 vitesses dans la littérature ont servi à valider ces mesures. Cependant, seules les observations avec ELODIE fournissent directement une précision meilleure que le km/s pour les étoiles simples.

 

C.Soubiran (Bordeaux) a observé 25 naines de type spectral K0 à M2 avec le spectrographe ELODIE au télescope de 1m93.  Ces spectres, qui ont un rapport signal-sur-bruit supérieur à 80, ont été intégrés dans la bibliothèque ELODIE.3 (Prugniel & Soubiran, astro-ph/0409314) et servent de référence pour le programme TGMET de détermination automatique de paramètres atmosphériques. En effet il existe un manque d'étoiles de référence dans cette gamma de luminosité/température qui est particulièrement critique pour la mission GAIA. Ses collègues d'Odessa sont actuellement en train d'appliquer leurs outils d'analyse spectrale sur ces étoiles afin de déterminer précisement leur composition chimique.

 

 

Les Galaxies

 

A.Boselli (Marseille) a obtenu des spectres intégrés (dans la fenêtre 3500-7200 Å) avec le spectrographe CARELEC au télescope de 1m93 pour environ 40 galaxies dans l’amas de la Vierge. Ces données, plus celles obtenues les années précédentes, unies à des données photométriques en bande large dans l’UV, visible et proche IR, ont été utilisées pour étudier la distribution spectrale en énergie d ces galaxies. Cette analyse a comme but de poser des contraites observationnelles fortes sur les modèles de formation et d’évolution des galaxies. L’analyse a montré que les populations stellaires des galaxies consistent en un modèle de formation monolithique, c’est à dire un modèle dans lequel les galaxies ont le même âge, et qu’elles ont formé des étoiles avec une efficacité proportionnelle à la masse et indépendant du type morphologique. Les galaxies les plus massives, spirales et/ou élliptiques, ont formé la majorité des étoiles dans un temps très court (0.5 Gyr), tandis que les naines sont encore en train de former des étoiles avec un rythme comparable à celui qu’elles avaient juste après leur formation. Les spectres ont été aussi utilisés pour étuider le cas des raies d’émission et d’absorption des galaxies de type et luminosité différents, et pour effectuer plusieurs analyses multifréquences. Nous sommes actuellement en train de regarder si les galaxies d’amas se comportent d’une façon systématiquement différente que les objets de champs.

                  Les observations obtenues en 2005 avec le spectrographe CARELEC au télescope de 1m93 lui ont permis d'obtenir des spectres intégrés d'une quarantaine de galaxies spirales dans les amas de Virgo, Coma et A1367 sélectionnées en bande UV (GALXE). Ces données ont été utilisées pour déterminer les propriétés spectrales des galaxies avec formation stellaire, et notamment le rapport des raies de Balmer Ha/Hb afin de quantifier l'extinction dans ces objets. Les résultats de ce travail ont été publiés dans Cortese et al. (2006), astroph/0510165 (ApJ., sous presse).

 

Christian Knigge (Southampton) a obtenu avec le spectrographe CARELEC au télescope de 1m93 les spectres de 15 d'objets suspectés d'émettre en Ha ayant été sélectionnées à partir du IPHAS (INT Ha Survey of the Northern Galactic Plane). Les 15 objets se revèlent être des étoiles à raies d'émission et l'un d'eux montre des profils P-Cygni dans les raies de Balmer, méritant une étude plus détaillée. Certains de ces résultats seront publiés dans un article que son étudiant en thèse Andrew Witham (qui a conduit les observations) prépare sur la classification spectrale des sources IPHAS ayant un excès Ha.

 

M.Dennefeld (Paris)  poursuit un programme d’observations de galaxies IR froides proches, contreparties des sources du relevé ISO/FIRBACK à 170m, avec le spectrographe CARELEC au télescope de 1m93. Il s’agit en particulier de mesurer leur rougissement et leur taux de formation d’étoiles, à partir des indicateurs en optique, à comparer aux indicateurs IR lointain ou UV. La question principale est d’identifier la nature des ces objets : s’agit-il de galaxies spirales normales, un peu plus rougies que la moyenne, ou s’agit-il d’objets avec un taux de formation d’étoiles plus elevé, peut-être stimulé par d’anciennes interactions ? Dans les deux cas, la contribution de ces objets à l’histoire du taux de formation d’étoiles dans l’univers est significative. Ce programme doit se poursuivre en 2005. Un premier article d’interprétation a été soumis à A&A.

 

M.-P.Véron-Cetty et P.Véron (OHP) ont étudié les galaxies ayant une luminosité X dans la bande 0,1-2,4 keV supérieure à 1041 ergs mais qui ne sont pas connues comme présentant des raies d'émission caractéristiques des AGNs. Ces galaxies seraient donc des objets dont l'activité optique serait anormalement faible comparée à l'activité X. Pour vérifier cette hypothèse, ils ont construit un échantillon complet constitué de toutes les sources ROSAT-BSC situées à |b|> 30° et d> 0°, identifiées à des galaxies ayant un décalage vers le rouge z<0,20. Cet échantillon contient 237 objets dont 192 AGNs et 45 galaxies ayant des raies d'émission trop faibles pour permettre une classification sans ambiguïté ou pour lesquelles les spectres disponibles sont de qualité insuffisante.

                  Ils ont obtenu avec CARELEC au télescope de 1m93 des spectres de bonne qualité pour 13 de ces galaxies. Il apparaît que trois d'entre elles sont des Seyfert 1, une est une Seyfert 2, trois sont des « starburst ». Pour quatre d'entre elles, la seule raie observée est [N II] l6584 et enfin pour deux autres, aucune raie en émission n'a été détectée. Ces six derniers objets seraient donc effectivement des AGNs ayant une source nucléaire X relativement intense et non absorbée (puisque détectée en X mou) et une activité optique difficilement détectable.

 

M.Marcelin et P.Amram (Marseille) ont poursuivi depuis 1998 le programme GHASP au télescope de 1m93 dont l'objectif premier a été d'obtenir un ensemble cohérent de champs de vitesse d'environ 200 galaxies en Ha avec une résolution spatiale de 1 à 2" et une résolution spectrale de 5 km/s, destiné à compléter le survey WHISP (Westerbork HI Spirals). L'instrument comporte un réducteur focal couplé à un Fabry-Pérot à balayage et un système de comptage de photons. Le survey GHASP, qui est maintenant achévé, constitue le plus gros échantillon de champs de vitesses de galaxies à 2D en optique, puisque le total visé de 200 galaxies est dépassé, avec 220 galaxies observées.  L'exploitation des données du survey devrait se poursuivre sur quelques années encore. Les conclusions obtenues jusqu'ici sont : (1) les courbes de rotation Ha atteignent en moyenne le rayon isophotal de magnitude 25 par seconde d'arc carré, (2) les données Ha permettent d'atteindre le maximum de la vitesse de rotation, (3) l'extension maximal des courbes de rotation obtenues augment avec le type morphologique, jusqu'aux galaxies Sc et Sd, puis redescend pour les magellanique et irrégulières, (4) les galaxies de type plus tardif montrent une courbe de rotation avec une pente interne plus faible, (5) les modèles, appliqués aux galaxies étudiées photométriquement, ont permis de déduire la distribution de matière dans le halo de matière sombre.

 

 

Planètes Extrasolaires

 

A. Eggenberger, M. Mayor et S. Udry (Genève) poursuivent une programme qui a pour but la recherche de planètes extra-solaires géantes autour des composantes primaires de systèmes binaires serrés ayant été détectés et suivis par CORAVEL. L'échantillon observé avec ELODIE se compose d'une trentaine de binaires ayant des périodes supérieures à deux ans. Cet échantillon est traité en parallèle avec un échantillon d'environ 70 binaires observées de la même manière avec CORALIE à La Silla. Les observations sont maintenant terminées et les données sont en cours d'analyse.

                  Environ 70% des systèmes étudiés ne montrent aucune variation de vitesse radiale en plus du mouvement orbital et ne contiennent donc pas de planète géante. Les autres systèmes sont variables et sont actuellement analysés en détail afin de déterminer la cause des variations observées : planète, activité stellaire. svsl ème stellaire triple, effets de contamination. Pour ces systèmes, la corrélation croisée à 1 dimension (telle qu'implémentée à l'OHP pour les spectres ELODIE) ne peut plus être utilisée car le spectre à anal yser est en fait un spectre composite. Nous utilisons alors un algorithme de corrélation à 2 dimensions pour spectres échelles, œ qui nous permet d'obtenir les vitesses radiales des deux composantes individuellement. Pour la plupart des systèmes analysés jusquà présent, les variations de vitesse sont cities soil à des effets de contamination par le spectre du secondaire, soit au fait que le secondaire est lui-même mi(, binaire sped ros)piqlte de courte période (systèmes triples). Pour le moment, nous n'avons pas trouvé de candidat planète, mais il nous reste encore une vingtaine de systèmes à analyser.

                  Il semble donc que les planètes géantes ne soient pas fréquentes dans les binaires serrées. Ceci rejoint la conclusion préliminaire d'un autre de nos programmes qui montre que, globalement, la duplicité stellaire ne favorise pas la formation et la survie des planètes géantes dans des binaires de séparations intermédiaires (35-200 AU). Mais les planètes géantes existent dans les binaires serrées : avec CORALIE notre groupe en a détecté deux (Queloz et al. A&A 354, 99, 2000; Zucker et ai. ApJ 568, 363, 2002) et nous avons un nouveau candidat très intéressant découvert avec ELODIE dans le cadre du programme de Stéphane Udry.

                  Ce programme n'a fait l'objet d'aucune publication en 2005 mais deux articles présentant nos analyses de deux systèmes triples (dont l'un observé avec ELODIE) sont en préparation.

 

 

 

Turbulence atmosphérique

 

J.Vernin (Nice) communique : Entre 2002 et 2005, 2 missions d'observations ont été réalisées à l'Observatoire de Haute Provence : du 17 au 24/07/2002 et du 22/11 au 06/12/2004. Ces campagnes, organisées par le Laboratoire Universitaire d'Astrophysique de l'Université de Nice (L.U. A.N.) et soutenues par l'Air Force Office of Scientific Research (AFOSR IM contrat numéro F61775-02-C0002), avaient pour objectif de détecter et de caractériser la présence d'ondes de gravité dans l'atmosphère afin de mieux comprendre les processus de formation des couches de turbulence optique.

                  Lors de la campagne de 2002 des ballons météorologiques équipés de couples de micro capteurs de température étaient lancés simultanément du site de l'OHP et de l'observatoire de Sirène distant de 20km environ. L'analyse de ces sondages a permis de mettre en évidence la présence d'ondes de gravité hydrostatiques de grande longueur d'onde horizontale (entre 100 à 200 km) et de longueur d'onde verticale kilométrique (entre 0,5 et 2 km). De plus la présence de ces ondes est corrélée avec les principales couches de turbulence optique (Vernin et al. 2006).

                  En plus des sondages ballons, l'utilisation du Scidar Généralisé au foyer du 193 a permis de suivre l'évolution temporelle de la position et de l'amplitude des couches de turbulence optique. Le Scidar Généralisé analyse la scintillation d'une étoile double donnant un profil de l'intensité de la turbulence optique (Cn2) et des composantes du vent horizontale pour chaque couche. Une version utilisant une étoile simple (SSS) a été développée en utilisant les données de la campagne de 2002 (Habib et al. 2005).

                  Lors de la campagne de 2004, complémentaire à la campagne de 2002, les mêmes techniques instrumentales ont été utilisées. Les sondages ballons atmosphériques ont cependant été réalisés à partir d'un seul site. La technique du SSS a été validée en l'utilisant conjointement au 152 de I'OHP et sur un télescope de 60cm de l'Observatoire de Sirène. La campagne de 2004 a permis également de développer un nouvel instrument permettant de mesurer le profil de Cn2 et le profil de l'échelle externe de cohérence spatiale en analysant la covariance des angles d'arrivées du bord lunaire. Les résultats de cet instrument seront comparés avec les données du GSM (Generalized Seeing Monitor) et du scidar. Ces campagnes de mesure ont permis également de comparer la technologie des thermosondes, utilisée lors des sondages ballons, entre le LUAN et l'Air Force Research Laboratory de Hanscom (Jumper et al. 2005).

                  De plus, l'ensemble des mesures des sondages ballons a été intégré dans la base de données du LUAN, nous permettant de réaliser une analyse statistique des paramètres caractérisant l'effet de la turbulence optique pour l'imagerie et l'interférométrie (seeing, échelle externe de cohérence spatiale, profil de l'échelle externe géophysique) pour les différents sites astronomiques analysés (Abahamid et al. 2004).

                  Ces données ont également permis de modéliser et de valider les profils de Cn2 et d'échelle externe dans la couche limite et l'atmosphère libre (Abahamid et al. 2005).

                  De futurs articles doivent également mettre en évidence une corrélation entre le gradient de température potentielle et le Cn2 aboutissant à un modèle prédictif du seeing connaissant les paramètres météorologiques.