5 juin 2008

 

Rapport scientifique des astronomes visiteurs à l’OHP pour les observations effectuées en 2007

 

 

I.              Observations scientifiques

 

I.1. Système solaire

 

I.1.1. Astrométrie des satellites de Jupiter et Saturne.

(J.E. Arlot, 1,20-m)

 

Le suivi des satellites lointains de Jupiter et Saturne a été poursuivi. Cette campagne d’observations, d'une durée de dix ans, devrait se terminer en 2008. Les réductions sont en cours et l’ajustement des modèles théoriques devrait alors permettre de déterminer la précession des orbites de ces satellites avec précision ainsi que les différentes classes dynamiques auxquelles appartiennent ces satellites. En 2007, les problèmes techniques du télescope de 1,20-m ont fortement réduit le nombre d’observations effectuées.

 

I.1.2. Observations de Vénus avec EMILIE : mesure des vents.

(Bertaux J.-L., Gabsi Y., Schmitt, J., 1,52-m, EMILIE, 29 mai-4 juin, 18-25 octobre).

 

Deux campagnes d’observation de Vénus ont été effectuées à l’élongation maximum au cours de l’année 2007, en utilisant le spectromètre EMILIE au télescope 1,52-m de l'OHP. La première campagne s’est tenue du 29 mai au 4 juin (Vénus du soir), et la seconde (Vénus du soir) du 18 au 25 octobre 2007.

L’objectif de nos observations était de mesurer la vitesse des vents de Vénus à la hauteur du sommet des nuages (gouttelettes d’acide sulfurique), vers 68 km d’altitude. La technique consiste à mesurer l’effet Doppler des raies du spectre solaire. On trouve une vitesse de l’ordre de 78 à 104 m s-1, en assez bon accord avec les mesures effectuées depuis Venus Express avec une autre technique : le déplacement de détails dans la couverture nuageuse, observés principalement dans le contraste UV.

 

Jérôme Schmitt a pu montrer, en analysant les images du disque de Vénus prises simultanément, que la qualité de la turbulence influait sur le résultat. D’autre part, au cours des missions, nous avons affiné notre stratégie, en réalisant que les mesures faites au limbe éclairé sont plus fiables que les mesures faites sur le disque ou au terminateur, qui peuvent être entachées de l'effet Young (les gouttelettes sont plus éclairées par un bord du soleil que par l'autre, et le soleil tourne avec une vitesse de 2,3 km s-1).

 

Il faut noter que nous n’avons pas utilisé l’AAA comme système d'asservissement du spectromètre, mais plutôt le spectre d’une lampe à Xénon comme système d’étalonnage pour suivre finement les dérives (minimes) du spectromètre EMILIE, fonctionnant sous vide.

 

Gabsi, Y., Bertaux J.-L.,  Hauchecorne A., Schmitt J. & Guibert S. 2008, Planetary and Space Science (sous presse) :

Measuring Venus’ winds using the AAA: Solid superrotation model of Venus’ clouds

 

I.1.3. Dynamique de la basse mésosphère de Vénus.

(Widemann, SOPHIE, 28 mai-2 juin)

 

La basse mésosphère de Vénus (68-85 km) représente une zone de transition vers les régimes différents de la haute mésosphère. Les mesures obtenues avec SOPHIE permettront d’établir des contraintes sur les mécanismes de décroissance de la superrotation.

 

Rapport non parvenu.

 

I.1.4. Photométrie d’astéroïdes binaires

(A. Klotz et Z. Challita, 0,80-m, 10-16 septembre)

 

(12008) Kandrup est un astéroïde binaire éclipsant ayant une période de trente heures. Une courbe de lumière de cet objet a été établie à l’aide du télescope de 0,80-m. Ces observations devraient permettre de déterminer la géométrie et la masse de ce système.

 

Rapport non parvenu.

 

I.1.5. Photométrie d’astéroïdes binaires

(Pascal Descamps, IMCCE – Observatoire de Paris ; 1,20-m ; 14-19 mars, 26 novembre-2 décembre)

 

Photométrie différentielle des astéroïdes binaires

L’observation et l’étude des astéroïdes binaires, triples ou multiples, selon le nombre de lunes en orbite autour de l'astéroïde principal, constituent une source d'information unique sur la structure interne, l'origine et l’évolution de la population astéroïdale, en connexion très étroite avec l'histoire collisionnelle du système solaire.

Le télescope de 1,20-m de l’OHP, particulièrement adapté à la photométrie différentielle, constitue un moyen observationnel indispensable et performant dans l'étude des systèmes astéroïdaux binaires. Dans la suite de ce rapport, nous exposerons les observations et les résultats obtenus à l'aide du 1,20-m. Ce travail est effectué en collaboration avec deux collègues de l’IMCCE, Jérôme Berthier et Frédéric Vachier.

Les systèmes doubles synchrones ou les astéroïdes de type binaire-contact peuvent être détectés par le biais d’observations photométriques sur des instruments de taille modeste (ouverture comprise entre 0,20-m et 1,20-m). Nous avons mis sur pieds un programme d’observations photométriques de certains astéroïdes de la ceinture principale dans le but de déterminer soit des phénomènes mutuels marqués (pour des systèmes doubles synchrones), soit des courbes de lumière ayant une morphologie typique de celle créé par un binaire-contact vu par la tranche (Descamps, 2007).

Les observations photométriques effectuées sur le télescope de 1,20-m montrent l’importance et l’utilité de disposer de télescopes de classe moyenne dans l’étude et la découverte d’astéroïdes binaires détachés ou en contact.

Campagnes d'observation de phénomènes mutuels

La première campagne d’observation de phénomènes mutuels au sein d'un système astéroïdal eut lieu en 2005 pour le système de (90) Antiope. Dans ce type de campagne d'observations, il est impératif de disposer d'un réseau d'observateurs bien réparti en longitude afin de pouvoir capturer le maximum possible de phénomènes observables.

En 2007, nous avons calculé les prédictions de phénomènes mutuels au sein de deux systèmes binaires connus, celui de (22) Kalliope (Descamps et al. 2007) et celui de (617) Patroclus (Marchis et al., 2007). Durant la semaine du 14 au 19 mars 2007, il nous a été possible d’observer un début d’éclipse entre les composantes du système double synchrone de Patroclus. Ce système est constitué de deux sphéroïdes tournant l’un autour de l’autre en 111h, de sorte qu’en dehors de tout phénomène, la courbe de lumière reste extrêmement « plate ». Lors de l’éclipse observée, le passage de l’une des composantes devant l’autre a donné lieu à une chute en magnitude significative de près de 0,2 magnitude. La collecte de telles observations nous permettra non seulement d’améliorer notre modèle orbital du système mais également de déterminer les propriétés physiques de chacune des composantes.

Nous avons également tenté d’observer une éclipse de Linus par Kalliope le 18 mars 2007. Le type de phénomène est ici différent car Linus a une taille égale à 20% de celle de Kalliope. De ce fait, les phénomènes sont en réalité de légères atténuations de lumière de l’ordre de 0,09mag pour une courbe de lumière de rotation montrant des variations de 0,5 mag. La détection de ces phénomènes requiert par conséquent une observation hors phénomène qui, une fois superposée, est en mesure de révéler cette atténuation. Il nous a été possible d’observer une courbe de référence complète de rotation de Kalliope le 16 mars mais nous n’avons pu mener à son terme, pour des raisons météo, l’observation de l’éclipse prévue le 18 mars. Néanmoins, l’observation du 16 mars a montré après analyse al présence d’un début d’éclipse de Kalliope par Linus. Elle constitue l’une des cinq détections positives auxquelles cette campagne a donné lieu. Le bilan complet de ces observations a été soumis à publication dans la revue Icarus en octobre 2007 et devrait être publié courant 2008 (Descamps et al., 2008). Le résultat remarquable est la détermination d’une nouvelle taille équivalente de Kalliope, de 166 km, bien inférieure à sa taille IRAS adoptée jusqu’à présent (181km). Les conséquences de ceci sont immédiates sur la mesure de la densité de Kalliope, 3.4g cm-3, proposant ainsi une nouvelle vision des propriétés physiques de cet astéroïde de classe M (selon la taxonomie de Tholen).

Image generated by ESP Ghostscript (device=ppmraw)

CREATOR: XV version 3.10a-jumboFix of 20050410  Quality = 75, Smoothing = 0

 

Fig. 1 : Courbe de lumière composite de l’astéroïde double 90 Antiope obtenue à partir les observations OHP effectuées les 29 et 30 novembre 2007 et les 1er et 2 décembre 2007 au 1,20-m. La courbe en trait plein résulte de la modélisation du système. L’anomalie en sortie de la première éclipse, pour laquelle il est noté une nouvelle atténuation de flux, est restituée par l’effet d’un large cratère d’impact situé sur l’une des deux composantes du système double d’Antiope.

 

Enfin, à la fin de 2007, ont commencé les phénomènes mutuels au sein de l’astéroïde double 90 Antiope. Cette campagne prendra fin en mars 2008. Comme en 2005, il s’agit, grâce à un grand réseau d’observateurs, de capter un maximum de ces phénomènes afin de préciser les résultats précédemment acquis lors de la campagne de 2005 mais également d’étudier et d’interpréter l’anomalie photométrique révélée sur les courbes de lumière de rotation (Fig. 1). Les premières modélisations montrent qu’elle pourrait être due à la présence d’un large cratère d’impact sur l’une des deux composantes du système double. Ce résultat pourrait procurer une piste en ce qui concerne l’origine de ce système double particulier. D’autres observations sont prévues en 2008 pour affiner et confirmer cette interprétation possible. L’ensemble des courbes de lumières ainsi que les résultats en découlant feront l’objet d’une publication à la fin 2008.

Les qualités photométriques moyennes du site de l’OHP (turbulence comprise entre 2 et 3 secondes d’arc) ne sont pas un obstacle à une photométrie différentielle de précision. Nous avons pu ainsi observer des objets astéroïdaux jusqu’à la magnitude 16 avec une précision au mieux de 0,001 mag et au pire de 0,02 magnitude.

 

De telles performances ont rendu possible l’observation réussie d’un phénomène mutuel au sein du système double de (617) Patroclus, un début d’éclipse mutuelle au sein de l’astéroïde binaire (22) Kalliope ainsi que la courbe de lumière complète de l’astéroïde double (90) Antiope. Par ailleurs nous avons pu découvrir un astéroïde de type « binaire-serrée », Kuopio, pour lequel il nous faudra poursuivre les observations photométriques afin d’en préciser la nature complète.

 

L’étude photométrique des astéroïdes apparaît comme complémentaire des observations à haute résolution angulaire réalisées sur les plus grands télescopes au sol. Elles permettent la détermination de certaines propriétés physiques des systèmes binaires (formes des corps, périodes de rotation sidérale, propriétés de surface de diffusion de la lumière solaire) qui sont inaccessibles par imagerie directe. C’est pourquoi nous nous proposons de poursuivre ces campagnes d’observation photométrique des systèmes astéroïdaux connus.

 

Descamps, P., 2007. Planetary and Space science (sous presse).

Roche figures of doubly synchronous systems.

 

Descamps, P., Marchis, F., Pollock, J. et al. 2007, Planetary and Space science (sous presse).

2007 mutual events within the binary system of (22) Kalliope

 

Marchis, F., Baek, M., Berthier, J. et al. 2007, CBET 836, Edt. by Green, D. W. E.

(617) Patroclus

 

Descamps, P.,  Marchis, F., Pollock, J. et al., 2008. Icarus (soumis), astro-ph/0710.1471.

New determination of the size and bulk density of the binary asteroid 22 Kalliope from observations of mutual eclipses.

 

I.1.6. étude polarimétrique de comètes et d’astéroïdes

(Hadamcik, 0,80-m, 12-19 mai)

 

Le gradient spectral en polarisation pour des astéroïdes de type C est trouvé positif ; il a le même signe pour les chevelures cométaires et est inverse de celui des astéroïdes de type S. Il dépend donc essentiellement de la composition et non seulement de la dimension des particules. Ces résultats ont confirmé ceux obtenus par la compilation des observations précédentes (Belskaya et al., 2008). Cependant le nombre d’observations à des angles de phase supérieurs à 23° est encore insuffisant.

 

Belskaya I.N., Levasseur-Regourd A.-C., Cellino A. et al., 2008, Icarus (soumis),

Polarimetry of main belt asteroids: wavelength dependence.

 

Hadamcik E. &  Levasseur-Regourd A.-C., 2007, BAAS, DPS 39.5319,

Imaging polarimetric observations of different comets 9P, 73P (B-C) and C/1999 S4. Particles properties in different comae regions.

 

Levasseur-Regourd A.-C., Lasue J.,Hadamcik E. & Botet R., 2007, BAAS, DPS 39.5904, Structure of cometary and interplanetary dust, a clue to the formation and early evolution of dust particles in the solar system,

 

I.2. Recherches et études d’exoplanètes

 

I.2.1. Recherche à haute précision de super-terres

(Udry S., SOPHIE)

 

Parmi les quelques 200 exoplanètes connues à ce jour, un très petit nombre ont une masse inférieure à 0,1 MJup (30 MSoleil). Cela est dû à la précision limitée des mesures de vitesses radiales. SOPHIE offre la possibilité de découvrir dans l’hémisphère nord des planètes de faible masse. Le présent programme a pour but d’entreprendre une telle recherche sur un échantillon d’étoiles brillantes.

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.2. Recherche de Neptunes chauds

(Santos N.C., 1er-6 février, SOPHIE)

 

Les modèles de formation planétaire suggère que des planètes ayant des masses de l’ordre de celle de Neptune devraient exister autour d’étoiles de faible métallicité. Ce programme avait pour but de rechercher de tels objets.

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.3. Recherche d’exoplanètes en orbite autour d'étoiles riches en métaux

(Moutou C., SOPHIE)

 

Depuis quatre ans a été conduit un programme de recherche de planètes extrasolaires par mesure de vitesse radiale d’un échantillon stellaire bien défini : centré sur le soleil et sélectionné sur la base d’un excès marqué de métallicité. Plusieurs études montrent en effet une probabilité plus grande de trouver des planètes géantes, en orbite de courte période, autour d’étoiles riches en métaux. Cette recherche permet d’une part d’améliorer notre connaissance des distributions statistiques des éléments orbitaux des systèmes planétaires et ainsi de mieux préciser les contraintes sur leurs mécanismes de formation. Elle offre d’autre part une chance réelle de détecter de nouveaux systèmes présentant un transit planétaire pour une étoile de magnitude apparente adéquate pour des études complémentaires ultérieures, du sol ou de l'espace.

Dans le cadre de ce programme, sept nouvelles planètes ont été détectées dont trois en 2007 (HD 45652, HD 43691 et HD 132406).

 

Da Silva R., Udry S., Bouchy F. et al. 2007, A&A 473, 323

Elodie metallicity-biased search for transiting hot Jupiters. IV. Intermediate period planets orbiting the stars HD43691 and HD132406

 

Santos N.C., Udry S., Bouchy F. et al. 2008, A&A (sous presse), arXiv.0805.1019

Elodie metallicity biased search for transiting hot Jupiters. V. An intermediate period Jupiter planet orbiting HD45652.

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.4. Recherches et caractérisations des Jupiters chauds

(Moutou, C., 1,93-m, SOPHIE)

 

Ce sous-programme qui vise les Jupiters chauds est en compétition avec les autres programmes SOPHIE de suivi de transits (HAT, WASP, CoRoT). Il faut mettre en avant l’intérêt de trouver des Jupiters chauds autours d’étoiles brillantes. Néanmoins l’année d‘observations n’a pas permis de valider notre stratégie. Il convient, pour des soucis de rentabilité, d’étendre ce sous-programme à la recherche de périodes et de masses intermédiaires.

Les objectifs sont donc à la fois un survey exploratoire autour d’un grand nombre d‘étoiles, une recherche systématique de Jupiters chauds en transit autour d’étoiles brillantes, et un suivi des Jupiters chauds à transits déjà connus. A ce jour 577 étoiles ont été observées. La recherche de Jupiters chauds n’a pas conduit aux résultats escomptés.

Le suivi des Jupiters a conduit à plus de résultats (HAT-P-2, Loeillet et al. 2007, HD 189733, analyse en cours).

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.5. Recherches d’exoplanètes autour des naines M

(Delfosse X., 1,93-m, SOPHIE)

 

Les observations actuellement disponibles semblent indiquer un déficit de Jupiters chauds autour des naines M mais avec un niveau de confiance statistique encore insuffisant. Le présent programme a pour but d’augmenter la taille de l’échantillon.

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.6. Recherches d’exoplanètes autour d’étoiles de type précoce

(Lagrange A.-M., 1,93-m, SOPHIE)

 

Les étoiles les plus massives n’ont pas jusqu’à présent fait l’objet de recherches d’exoplanètes car elles  présentent peu de raies, souvent élargies par de grandes vitesses de rotation. Grâce à une nouvelle méthode de mesure des vitesses radiales, une recherche systématique de compagnons de faible masse autour d’étoiles naines de type A et F.

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.7. Suivi des longues périodes

(Queloz D., 1,93-m, SOPHIE)

 

Ce programme a pour objectif la détection des planètes géantes sur des orbites semblables à Jupiter et Saturne. Des étoiles ont été découvertes avec ELODIE qui présentent des variations de vitesse lentes compatibles avec la présence de planètes semblables à Jupiter. Le suivi de ces étoiles permettrait de trouver des planètes géantes au-delà de 5 u.a.

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.8. Confirmation de candidats exoplanètes découverts avec CoRoT

(Moutou C., SOPHIE)

 

La mission spatiale CoRoT permet de détecter des candidats exoplanètes par l’observation des transits de la planète devant l’étoile. L’observation systématique de ces candidats avec SOPHIE permet de confirmer éventuellement ces candidats. Tel a été le cas des étoiles CoRoT-Exo-1b et CoRoT-Exo-2b.

 

Barge, P., Baglin A., Auvergne M. et al. 2008, A&A 482, L17

Transiting exoplanets from the CoRoT space mission. I. CoRoT-Exo-1b: a low density short-period planet around a G0V star

 

Alonso R., Auvergne M., Baglin A. et al. 2008, A&A 482, L21

Transiting exoplanets from the CoRoT space mission. II. CoRoT-Exo-2b: a transiting planet around an active G star

 

Bouchy F., Queloz D., Deleuil M. et al. 2008, A&A 482, L25

Transiting exoplanets from the CoRoT space mission. III. The spectroscopic transit of CoRoT-Exo-2b with SOPHIE and HARPS

 

Rapport non parvenu.

 

I.2.9. Confirmation de candidats exoplanètes

(Pollacco, SOPHIE, 4-8 juillet; 27-31 août)

 

Le but de cette campagne était d’effectuer le suivi d’étoiles identifiées par la caméra à grand champ SuperWASP à La Palma comme possédant peut-être une planète à transit. Deux séries de quatre nuits ont été accordées à ce programme sur le spectrographe SOPHIE pendant les pleines lunes de juillet et août. Ces missions ont été financées par OPTICON.

L’existence d’une nouvelle planète (WASP-3b) a pu être confirmée. Deux autres candidats ont encore besoin d’observations complémentaires. Pour d’autres étoiles, il s’avère que le compagnon est une naine brune ou une étoile de faible masse.

 

Pollacco D., Skillen A., Collier C.  et al., 2008, MNRAS 385, 1576

WASP-3b : a strongly irradiated transiting gas giant planet

 

I.2.10. Observations de candidats exoplanètes

(Mazeh, 2-9 mai, 3-8 octobre et 7-12 novembre, SOPHIE)
 
Soixante seize observations de quinze planètes candidates ont été effectuées ; douze d’entre elles ont été rejetées, une a été confirmée (HAT-P-5b), alors que la nature des deux dernières reste incertaine. Vingt et une observations de deux systèmes planétaires connus (HD147506 et HAT-P-5) ont permis de préciser leurs paramètres orbitaux.
 
Bakos G.A., Shporer A., Pal A. et al. 2007, ApJ, 671, L173.
HAT-P-5b: a Jupiter-like hot Jupiter transiting a bright star
 
Loeillet B., Shporer A., Bouchy F. et al. 2008, A&A 481,529
Refined parameters and spectroscopic transit of the super-massive planet HD 147506b.
 

I.2.11. Y a-t-il un Jupiter chaud autour de HD188753A?

(Eggenberger A., SOPHIE, 21 octobre-18 novembre 2007)

 

La découverte d’une planète géante de courte période (un Jupiter chaud) autour de la composante primaire du système triple HD188753 a suscité un vif intérêt car cette planète défie la plupart des théories de formation planétaire qui ont du mal à expliquer son existence. Afin de confirmer cette découverte, nous avons observé le système HD188753 avec ELODIE de juillet 2005 à août 2006. Nos données ELODIE ne montrent aucune trace de la planète annoncée par Konacki, mettant en doute l’existence de cette planète. Le point faible de notre analyse par rapport à celle de Konacki est que nos données ELODIE ont une résolution spectrale plus faible que les données HIRES (42 000 contre 65 000). Afin de déterminer une fois pour toutes s’il y a ou non un Jupiter chaud autour de HD188753 A, nous avons demandé du temps SOPHIE pour observer HD188753 à plus haute résolution spectrale en 2007. Ces observations ont eu lieu du 21 octobre au 18 novembre. Au total, 18 des 20 observations prévues ont été effectuées. L’analyse de ces nouvelles données est en cours ; nous ne pouvons pas encore nous prononcer sur les résultats.

 

I.2.12. Etude de faisabilité pour des programmes de recherche de planètes dans et autour d’étoiles binaires

(Eggenberger, A., SOPHIE, septembre-décembre 2007)

 

Les systèmes binaires relativement serrés (≤100 u.a.), dont un grand nombre sont des binaires spectroscopiques, sont des cibles très intéressantes pour les programmes de recherche de planètes circumstellaires (i.e. orbitant une seule composante) en raison des contraintes que ces systèmes peuvent amener pour les processus de formation et de migration planétaires. Par ailleurs, la recherche de planètes circumbinaires (i.e. orbitant la paire stellaire) constitue un champ de recherche prometteur et totalement inexploré jusqu’à présent. Malgré cet intérêt, les binaires spectroscopiques à double spectres (SB2s) sont systématiquement écartées des programmes de recherche de planètes car elles posent des difficultés techniques. Néanmoins, des efforts ont été entrepris ces dernières années afin de surmonter ces difficultés et de pouvoir chercher des planètes dans et autour de SB2s. Afin de mieux caractériser les difficultés liées aux recherches de planètes dans et autour de SB2s et afin de démontrer la faisabilité de recherche de planètes circumbinaires avec SOPHIE, nous avons demandé 1,5 nuits de temps d’observation en 2007. Ce temps devrait nous permettre d’observer trois SB2s représentatives des systèmes que nous pourrions inclure dans un programme de recherche de planètes circumbinaires. Sur les 31 mesures prévues pour ce programme entre septembre et décembre 2007, 17 ont été effectuées. Les mesures vont se poursuivre et nous attendons d’avoir l’ensemble des données en main pour analyser les résultats. En effet, avec moins de dix mesures par cible, il est difficile de tirer des conclusions solides concernant nos capacités de détection d’une part, et l’existence d’éventuelles planètes autour de nos trois cibles d’autre part.

En résumé, nous avons obtenu pour le moment environ la moitié des observations demandées et nous comptons analyser l’ensemble de nos données à la fin du semestre. Si notre capacité de détection de planètes circumbinaires se révèle satisfaisante pour les trois systèmes de ce programme test, nous soumettrons en octobre prochain une demande pour démarrer au semestre 09A un programme systématique de recherche de planètes circumbinaires.

 

I.2.13. Suivi photométrique de transit planétaires observés avec CoRoT

(Alonso, 1,20-m, 8-10, 21-22 octobre)

 

La mission spatiale CoRoT détecte des transits planétaires possibles qu’il est nécessaire de confirmer par des observations photométriques au sol. Tel était le but de ces deux missions au 1,20-m.

 

Rapport non parvenu.

 

I.3. Physique stellaire

 

I.3.1. Préparation de la mission GAIA

(C. Soubiran, SOPHIE, 24-28 mai, 25-30 octobre)

 

Le satellite GAIA est une mission astrométrique de l’ESA. Le présent programme a pour but la préparation à la mission Gaia par la construction d’un catalogue d’étoiles de référence en vitesses radiales et à valider une méthode de calibration par des astéroïdes.

Nous avons obtenu 219 mesures sur les 450 escomptées la météo ayant été défavorable environ la moitié du temps. Nous avons présenté les résultats des premières campagnes à la SF2A 2007 à Grenoble (Crifo et al 2007). Nous avons mis en évidence un écart systématique de l’ordre de 100 m s-1 entre les VR mesurées avec ELODIE et celles mesurées avec SOPHIE. Cette différence entre le point zéro des deux instruments doit être éclaircie. Le même écart est en effet observé en comparant les mesures SOPHIE et celles provenant du catalogue de Nidever et al. (2002). Sur 30 standards UAI mesurés avec SOPHIE et ELODIE, nous obtenons une dispersion des écarts de 49 m s-1, qui résulte de la précision des deux instruments ainsi que de la dispersion cosmique. Cette bonne valeur nous garantit que SOPHIE a la précision requise pour notre programme. Pour les astéroïdes, nous obtenons un écart-type de l’ordre de 10 m s-1 en comparant les VR mesurées et celles calculées par les éphémérides, avec toutefois quelques points déviants correspondant à des observations à bas rapport signal sur bruit.

 

F. Crifo, G. Jasniewicz, C. Soubiran, D. Hestroffer, A. Siebert, A. Guerrier, D. Katz, F. Thévenin & C. Turon, in: SF2A-2007, juin 2007, Grenoble

Towards a new set of radial velocity standards for Gaia

 

Mishenina T.V., Gorbaneva T.I., Bienaymé O., Soubiran C., Kovtyukh V.V. & Orlova L.F. 2007, Astronomy Reports 51,382

Abundances of Neutron-Capture elements in atmospheres of cool giants

 

I.3.2. étoiles massives

 (M. De Becker, G. Rauw, Y. Nazé et N. Linder ; 1,52-m du 8 au 15 avril et du 22 octobre au 22 novembre ; 1,93-m )

 

La mission en mode visiteur du 8 au 15 avril 2007 au 1,52-m a consisté en l’observation d’étoiles massives appartenant à l’amas ouvert NGC 2244. L’objectif de cette campagne est la recherche de nouveaux systèmes binaires parmi les étoiles O et l’étude de phénomènes conduisant à une variabilité du profil de leurs raies spectrales. Au cours de cette mission, nous avons également obtenu une série de spectres de l’étoile O9.5V HD93521 qui présente des pulsations non-radiales. Ces données sont actuellement en cours d’analyse.

Le programme d’observation en mode visiteur de 30 nuits au 1,52-m, du 22 octobre au 21 novembre, consistait en l’étude d’un échantillon d’étoiles massives dans les régions de Persée et de Cassiopée. Cet échantillon contient notamment des supergéantes avec raies en émission présentant une variabilité très forte (essentiellement He II λ4686) sur des échelles de temps allant de quelques heures à quelques jours. Des supergéantes présentant également des abondances atypiques en azote ont également été observées. Le suivi intensif de ces étoiles a permis d’obtenir des séries temporelles sans précédent pour ce type d’objet. D’autre part, un suivi intensif pendant trois nuits presque complètes d’un candidat pulsateur non-radial a été mené. Les données obtenues nous permettront de confirmer si des variations périodiques sur une échelle de temps de quelques heures sont détectées. Les données recueillies pour cet échantillon d’étoiles nous permettront de finaliser cette campagne qui avait débuté fin 2004. L’échantillonnage temporel atteint au cours de cette campagne (couvrant des échelles de temps allant de quelques heures à quelques années) a permis de dresser un diagnostic détaillé de la variabilité du spectre visible de ces étoiles. L’analyse de ces données est en cours. De plus la longue base de temps de cette mission a permis d’optimiser la stratégie d’observation en fonction des cibles observées et des variations des conditions météorologiques. Au cours de cette même mission, le suivi spectroscopique d’étoiles binaires en fuite de type SB1 (HD 14633 et HD 15137) a permis de compléter les données recueillies précédemment. Les périodes proches respectivement de 14 et 29 jours pour ces deux étoiles ont été couvertes par cette mission et une amélioration des solutions orbitales sera calculée prochainement. De plus, des observations de AO Cas (voir ci-dessous) et d’étoiles de l’amas NGC2244 (voir plus haut) ont également été menées pendant cette mission de longue durée.

Des observations en mode service au 1,93-m équipé de SOPHIE de l’étoile de Plaskett (mars 2007) et de AO Cas (novembre 2007) ont conduit à l’obtention de données actuellement en cours d’analyse. Ces observations visent à caractériser l’effet Struve-Sahade pour ces deux étoiles, selon une approche comparable à celle adoptée par Linder et al. (2007). Enfin, des observations en mode service au 1,52-m équipé d’Aurélie et au 1,93-m équipé de Sophie ont été dédiées à l’étoile Cyg OB2 #9. Cette supergéante appartient à la catégorie des émetteurs radio non-thermiques. Ces observations visent à rechercher la présence d’une compagnon, afin notamment de confirmer le scénario binaire pour les émetteurs radio non-thermiques. D’autres observations sont en cours avec le 1,93-m dans le cadre d’une campagne d’étude de multiplicité à plus long terme.

 

I.3.3. Suivi au sol d’étoiles cibles de CoRoT

(P.  Mathias : SOPHIE, 11-20 janvier, 27 janvier-1er février et 13-25 juin)

 

Ces missions furent consacrées au suivi au sol de quelques étoiles cibles de CoRoT. Elles étaient coordonnées avec des observations effectuées avec les instruments FOCES (CAAO), FEROS (ESO) et HERCULES (MJUO). Toutes ces données sont centralisées et disponibles pour le consortium CoRoT.

Les observations, effectuées en mode HR, concernaient principalement une étoile, γ Doradus (HD 49434), ainsi que, plus marginalement, trois autres candidats CoRoT : HD 50747, HD 50846, HD 51106. Plus de 400 spectres ont été obtenus de HD 49434. Nous avons pu confirmer le statut hybride de cette étoile, avec la première détermination de périodicité : trois hautes fréquences (autour de 10 c.d-1) typiques de modes p, ainsi qu’au moins une basse fréquence (vers 1.25 c.d-1), représentative des modes g.

Le programme des trois autres cibles concernait surtout la détermination des éphémérides de la binarité. HD50747 est une SB2 avec Porb = 9.24 d, HD50846 une binaire à éclipse avec Porb = 11.16 d, et HD51106 une SB2 avec Porb = 4.001 d. De ces trois étoiles, seule HD50846 présente d’évidentes variations de profils.

Les cibles liées à CoRoT observées en juin étaient HD 181555 (δ Scuti) et HD 180642 (ß Céphéide). Respectivement 65 et 35 spectres on été obtenus par étoile. HD 180642 est la seule ß Céphéide qui sera suivie par CoRoT lors de sa mission. Une fréquence est clairement dominante vers 5.5 c.d-1, correspondant à un mode radial. Mais cette étoile est multipériodique, d’autres fréquences émergeant dans les résidus. Le plus spectaculaire est la détection d’un “stillstand” dans la courbe de vitesse radiale, pour l’instant non clairement expliqué.

D’autre part, en début de nuit, des séries temporelles ont été effectuées sur le système de 12 Boo. Les 300 spectres obtenus sont encore en cours de traitement. Cette première tentative a pour but de valider la méthode pour faire une demande de temps exclusive sur cet objet afin de contraindre très précisément les modèles d’évolution stellaire, en particulier le phénomène d’overshooting.

 

I.3.4. Détermination de la métallicité d’étoiles jeunes dans la région Taurus-Auriga.

(J. Bouvier, N.C. Santos, C. Melo,  D. James, 1,93-m SOPHIE, observations de service)

 

Ce programme consiste à déterminer par spectroscopie à haute résolution la métallicité d’étoiles jeunes de plusieurs régions de formation stellaire. Les premiers résultats de cette étude (hémisphère sud) ont déjà été publiés : James et al. 2006, A&A, 446, 971. Des observations spectroscopiques ont été effectuées du 12 au 16 décembre 2006 avec le spectrographe SOPHIE au télescope de 1,93 m d’étoiles de type T Tauri dans le nuage du Taureau. Au cours de notre mission 84 étoiles ont pu être observées. Le traitement des données est en cours.

 

Les objectifs immédiats de cette étude sont de :

 a/ mesurer la vitesse radiale de chaque étoile considérée comme membre du Taureau afin de confirmer leur appartenance cinématique à la région.

 b/ mesurer pour chaque étoile la largeur équivalente de la raie du lithium à 6708 Å (signature de jeunesse pour les étoiles de type solaire) afin de confirmer leur appartenance à une région âgée de moins de 107 ans.

 c/ mesurer la largeur équivalente de plusieurs raies du fer afin de déterminer la métallicité (rapport [Fe/H]) des étoiles jeunes qui sont véritablement membres du Taureau.

 

Les résultats de ce projet permettront, d’une part, d’étudier la sensibilité des propriétés globales (rotation, lithium, activité magnétique, multiplicité) des populations stellaires jeunes à la métallicité moyenne du milieu et, d’autre part, de détecter grâce à la taille des échantillons une éventuelle dispersion de métallicité au sein même des échantillons. Jusqu'à présent, toutes les données indiquent que les étoiles à exoplanètes, celles qui possèdent des Jupiters, sont systématiquement surmétalliques par rapport aux étoiles pour lesquels aucune planète de ce type n’a été détectée. La recherche de planètes extra-solaires jeunes sera orientée vers les régions qui possèdent des étoiles jeunes ayant une forte métallicité.

 

I.3.5. Recherches d’oscillations dans Procyon

(F. Bouchy, M. Martic, 1,93-m, SOPHIE, 2-11 janvier ; 1,52-m, EMILIE, 12-15 janvier)

 

L’astérosismologie est une technique qui permet d’accéder à la structure interne des étoiles par l’étude des oscillations de mode p. Procyon A, une étoile de type F5 IV-V, est une cible favorite pour ce type d’observation. En janvier 2007, un consortium international a mis en place le plus grand réseau d’observations astérosismologiques de cette étoile jamais réalisé.

Des observations ont été effectuées dans ce cadre au 1,93-m (SOPHIE) du 2 au 11 janvier et au 1,52-m (EMILIE) du 12 au 15 janvier. L’analyse préliminaire des spectres obtenus a permis de confirmer l’estimation d’amplitude d’oscillation en vitesse par mode (≈50cm s-1) obtenue précédemment.

 

Les résultats issus des observations à l’OHP de Procyon et d’autres étoiles de type solaire montrent que le maximum d’amplitude d’oscillations en vitesse relative à l’amplitude solaire est inversement proportionnel à la gravité de l’étoile (Martic et al. 2007, A&A, soumis). Ces amplitudes d’oscillations observées sont inférieures aux prédictions données par les modèles stellaires et les simulations théoriques d’excitations stochastiques pour les étoiles de type solaire.

 

Mosser B., Bouchy F., Martic M. et al. 2008, A&A 478, 197

Asterosismology of Procyon with SOPHIE

 

Hekker S., Arentoft T., Kjeldsen H. et al. 2007, Journal of physics: Conference series, astro-ph/0710.3772

Oscillations in Procyon A: first results from a multi-site campaign.

 

I.3.6. Rotation rapide et différentielle à la surface des étoiles B sans émission

(J. Zorec, 13-16 février, SOPHIE)

 

Des spectres à haute résolution d’étoiles B sans raie d’émission en rotation rapide ont été obtenus dans le but de découvrit l’origine de cette rotation.

 

Rapport non parvenu.

 

I.3.7. Composition chimique d’étoiles de type A dans l’amas de Praesepe et d’étoiles de type δ Scuti.
(Fossati L. : 9-12 mars 2007 1,93-m SOPHIE).
 
Des étoiles chaudes ont été observées dans l’amas Praesepe, ainsi que sept étoiles δ Scuti de champ et une étoile HgMn. Les principales conclusions que nous avons établies sont les suivantes :
Nous avons déterminé l’âge et la métallicité des étoiles de l’amas Praesepe (log t = 8,77±0.1 dex; z = 0,030±0,007 dex). Ces résultats sont en accord avec ceux qui ont été publiés précédemment par d’autres auteurs. De plus nous avons trouvé une corrélation entre abondances et Vsini pour les étoiles de type Am.
Nous avons déterminé les paramètres spectroscopiques fondamentaux et les abondances des sept étoiles δ Scuti observées et confirmé les particularités de type Am de HD 124953. Nous avons montré que les étoiles δ Scuti ont des abondances comparables à celles des étoiles normales de mêmes types spectraux. 
 
Fossati, L., Bagnulo S., Landstreet J. et al. 2008a, A&A (sous presse), arXiv:0803.3540
The effect of rotation on the abundances of the chemical elements of the A-type stars in the Praesepe cluster
 
Fossati, L., Kolenberg K., Reegen P. & Weiss W. 2008b, A&A (sous presse), arXiv.0804.2402
Abundance analysis of seven δ Scuti Stars

 

I.3.8. Caractérisation des oscillations de type solaire de l’étoile β C Vn comme test da la physique stellaire

(Royer F., 23 avril-2 mai, 11-21 octobre, SOPHIE)

 

Profitant de l’opportunité unique qu’offre l’astérosismologie pour sonder les intérieurs stellaires, deux étoiles ont été observées pour détecter et caractériser les oscillations de type solaire des étoiles β C Vn (G0V) et θ Per A (F7V) grâce à des observations spectroscopiques effectuées avec SOPHIE.

L’incertitude des mesures de vitesses radiales est de l'ordre de 5,5 m s-1 (due en partie aux mauvaises conditions météorologiques lors de la mission : mauvaise turbulence et observations à travers les nuages), alors que les oscillations ont une amplitude attendue de l’ordre de 0,25 m s-1 ; il n'est pas possible dans ces conditions de détecter les modes d’oscillations.  Les vitesses sont en train d’être redéterminées avec le code de Fabien Carrier dans le but d’augmenter la précision et de permettre la détection des modes d’oscillation. Le travail en cours permet pour l’instant d’obtenir un niveau de bruit de 3 m s-1, et l’on espère encore améliorer l’extraction des vitesses.

 

I.3.9. BW Vul : une étoile pulsante à la dynamique atmosphérique exceptionnelle

(Gillet D., SOPHIE, 30 juin-4 juillet)

 

BW Vul est une étoile pulsante à la dynamique atmosphérique exceptionnelle. Son atmosphère est traversée par deux fortes ondes de choc à chaque cycle de pulsation. Le but des observations effectuées lors de cette mission est d’identifier les mécanismes physiques en cause par l’étude de la déformation du profil des raies.

 

Rapport non parvenu.

 

I.3.10. Vitesses radiales d’étoiles pauvres en métaux

(L. Sbordone, 21-25 octobre 2007)

 

Ce programme avait comme but d’explorer la possibilité d’utiliser SOPHIE pour dériver les vitesses radiales des étoiles naines pauvres en métaux, mais riches en éléments produits dans le r-process (capture neutronique rapide). L’origine de ces étoiles est encore obscure, mais une possibilité existe qu’elles soient les compagnons d’étoiles plus massives qui avaient explosé comme SN, laissant une étoile à neutrons ou un trou noir en un système binaire avec l’étoile encore visible. Si cette hypothèse est correcte, les étoiles "r-enhanced" devraient montrer des variations de vitesse radiale. Le problème technique avec ces observations était que les étoiles « r-enhanced » sont généralement faibles (V=12-16) et avec peu de raies: il n’était donc pas sûr que SOPHIE pouvait être efficace avec ces objets. Cependant les observations ont été réussies, toutes les étoiles prévues ont été observées et les spectres se sont montrés de qualité suffisante pour mesurer des vitesses radiales avec la précision requise. L’analyse des données est en cours : les étoiles étaient très pauvres en métaux, les masques de cross-correlation employés par SOPHIE (conçues pour des étoiles riches en métaux) n’ont pas toujours permis d’obtenir de bonnes vitesses radiales dans la pipeline de réduction (ce problème était prévu avant l’observation).

Deux nouvelles missions sont prévues en mars et en août 2008 car la majorité de ces étoiles n’ont souvent qu’une ou deux mesures de vitesse radiale, ce qui est insuffisant pour déterminer la masse d’un éventuel compagnon. .

I.3.11. Astérosismologie de l’étoile centrale du système planétaire 51 Peg

(G. Vauclair, 6-15 août, SOPHIE)

 

La connaissance précise des propriétés des étoiles centrales des systèmes planétaires est indispensable pour une meilleure compréhension des processus de formation des planètes. Dans ce but nous avons observé en premier lieu l’étoile 51 Peg. Les observations sont en cours de réduction. La détection et l’identification des modes p permettra de déterminer les paramètres fondamentaux : log g, Teff et métallicité et d’attribuer à cette étoile une masse et un âge et de sonder sa structure interne.

 

I.3.12. Recherche détoiles carbonées très lointaines dans le halo

(N. Mauron, CARELEC, 16-21 mai, 10-14 septembre)

 

Le but du programme était d’effectuer un relevé complet de la population de géantes AGB froides et riches en carbone dans le halo de la Galaxie. Ces étoiles sont rares et environ une centaine sont connues. Leur position dans le halo et leur vitesse radiale indiquent que la moitié d’entre elles provient du courant de marée de la galaxie naine du Sagittaire. L'autre moitié n’a pas d'origine connue. Notre programme vise à agrandir l’échantillon et en particulier trouver de tels objets à de grandes distances du centre galactique, typiquement 100 kpc ou plus.

L’étude des étoiles carbonées dans le halo galactique a été poursuivie au télescope de 1,93-m. Le but est de recenser cette population et de mieux connaître ses propriétés. Ces étoiles sont au stade de la branche asymptotique des géantes, lumineuses et froides. Leur masse initiale est de l'ordre de 1,3 masse solaire, et elles ne peuvent s'être formées dans le halo. Vu leur âge intermédiaire de quelques milliards d'années, elles ne peuvent pas non plus appartenir au halo vieux. Ainsi, elles proviennent de l'accrétion de petits satellites par notre Galaxie, tels que la galaxie naine du Sagittaire. Notre recherche de ces étoiles comprend la sélection de candidats dans le catalogue infrarouge 2MASS, puis leur spectroscopie avec Carelec en basse résolution.

Parmi les résultats acquis en 2007, plusieurs étoiles ont été découvertes situées à 50-100 kpc et dont la localisation dans le halo correspond bien à une boucle lointaine du courant du Sagittaire située vers le pôle Sud Galactique. D'autre part, plusieurs carbonées très poussiéreuses (avec J-K >3) ont été trouvées loin du plan galactique. L'étude de ces sources pourra renseigner sur la perte de masse à basse métallicité, qui est mal connue.

 

I.3.13. Recherches de binaires spectroscopiques

(J.-L. Halbwachs, SOPHIE)

 

Le programme porte sur des étoiles dont la vitesse radiale était parue variable au vu de mesures venant de Coravel. Son but était de compléter ces mesures Coravel, déjà anciennes, avec des mesures à haute précision afin de réviser des orbites douteuses (incluant deux candidates naines brunes ou planète massive) ou d’allonger la couverture en temps de binaires à longues périodes. Il s’agissait également de contrôler deux binaires pour lesquelles Coravel révélait deux pics de corrélation, mais de comportement aberrant.

Dans le courant de l’année 2007, nous avons obtenu 41 mesures pour 10 étoiles. Grâce à ces données complémentaires, et au vu d’un dépouillement préliminaire, il est apparu que :

-  les deux candidates « naine brune » étaient en fait une étoile de vitesse constante et une binaire à longue période.

-  deux orbites calculées sur la base des mesures Coravel, mais considérées comme peu fiables, ont été confirmées et améliorées. Parmi ces étoiles, une s’est avérée être une binaire à deux spectres à longue période ; la combinaison des éléments spectroscopiques avec les mesures à venir de Gaïa devrait permettre d’évaluer les masses des composantes (le demi-grand axe astrométrique devrait être de l’ordre de 10 mas).

-  cinq étoiles de vitesse variable étaient des binaires à longue période pour lesquelles il a été possible d’estimer les éléments orbitaux (quoique deux de ces orbites restent à confirmer). Parmi celles-ci, nous avons une binaire à deux spectres, dont les composantes devraient être séparables en haute résolution angulaire (demi-grand axe attendu de l’ordre de 90 mas), ce qui permettrait d’évaluer leurs masses.

-  pour deux étoiles, la période s’est avérée trop longue pour qu’il soit déjà possible de l’évaluer.

-  les pics secondaires douteux qui apparaissaient dans les mesures Coravel de deux étoiles n’ont pas retrouvés dans les spectres de Sophie, et peuvent être considérés comme des artefacts.

En conclusion, les mesures obtenues ont complétées très utilement les mesures Coravel. En particulier, deux candidates naines brunes se sont avérées de fausses alertes, et les masses des composantes de deux couples sont maintenant accessibles, moyennant des observations astrométriques à haute précision. Ce bilan préliminaire devrait encore être amélioré par la détection de pics secondaires dans les spectres de Sophie, grâce l’essai de masques appropriés.

 

I.3.14. Détermination de la relation masse-luminosité des binaires spectroscopiques de très faible masse

(X. Delfosse, 21-24 mai, 8-11 octobre, SOPHIE)

 

Nous menons depuis 1994 un programme de mesures de binaires spectroscopiques de très faible masse (type spectral entre M0 et M6.5) dans le but de déterminer la relation masse-luminosité de ces étoiles. Nous obtenons, en conjuguant des mesures précises en vitesse radiale (avec ELODIE puis SOPHIE) et en haute résolution angulaire (PUEO sur le 3,6-m CFHT et NACO au VLT), des mesures de masses avec 1% de précision. Cela nous permet d’apporter des contraintes essentielles de la physique stellaire. La phase actuelle de mesure concerne des binaires de longues périodes qui devront être poursuivies quelques années avant qu’il soit possible d’en déduire des mesures de masses précises. Durant l’année 2007 nous avons effectué pour ce programme six nuits d’observation sur le 1,93-m OHP avec le spectrographe SOPHIE.

 

I.3.15. Spectroscopie de supernovae

(Agnoletto I., 11-13 décembre, 1,93-m, CARELEC, 1,20-m, “target of opportunity”)

 

Nous avons obtenu le premier spectre de la supernova 2007sa et effectué un suivi photométrique. Cela a, en particulier, permis de déterminer le type de la supernova (Ia), sa vitesse d’expansion (9000 km/s) et la présence dans son spectre de raies Si II et Na I D (suggérant un rougissement d’environ 0.27 mag). Cette mission a également permis de suivre une autre supernova (2007rx) en imagerie.

 

Agnoletto, I., Harutyunyan A., Benetti S. et al. 2007, CBET 1163.

 

I.4. Milieu interstellaire

 

I.4.1. Étude de la structure à très petite échelle du gaz moléculaire dans les nuages interstellaires.

(Patrick Boissé, 1,93-m, SOPHIE, observations de service)

 
Durant l’année 2007, notre programme de suivi de l’étoile "runaway" HD 34078 (AE Aur) et de ζ Per a été poursuivi avec deux observations réalisées en février et septembre. Les spectres acquis vont être inclus (avec le dernier qui doit être pris en février 2008) dans une étude de la variabilité des raies de CH et CH+ conduite depuis 2003.
Les observations 2007 ont permis de confirmer sans ambiguïté la réalité de variations erratiques de ces absorptions et de mettre en évidence une forte corrélation entre les fluctuations de CH et de CH+. Le gain en S/B et l’amélioration du recalage en longueur d’onde d’une époque à l’autre apportés par l’utilisation de SOPHIE sont très appréciables et permettent de caractériser avec une excellente précision les variations des profils de raies associées aux fluctuations des largeurs équivalentes, et ainsi de poser des fortes contraintes sur les modèles.
Un travail de modélisation a été développé pour rendre compte de ces observations. Nous pensons maintenant que les variations observées ainsi que l’abondance anormalement élevée de CH et CH+ sont associées à du gaz situé à l’interface entre le vent stellaire de HD 34078 et le nuage moléculaire que cette étoile traverse actuellement. Ces conditions très particulières devraient nous permettre d'apporter de nouvelles contraintes sur le processus de production du radical CH+, dont l'abondance élevée observée dans le milieu interstellaire reste actuellement une énigme.
 
En parallèle, nous suivons les raies IS de l’étoile brillante HD 24398 (ζ Per). Il s'agissait initialement d’un test de stabilité instrumentale, permettant de vérifier l’homogénéité des observations réalisées sur divers sites (HD34078 et ζ Per sont également observées à McDonald par S. Federman ainsi que par J. Krelowski); en effet, le mouvement propre de ζ Per étant nettement plus lent que celui de HD 34078, on peut s’attendre à ce que les raies soient bien plus stables. Après un suivi de plusieurs années - durant lesquelles ζ Per s’est tout de même déplacée de manière significative - la remarquable stabilité des raies de CH et CN dans la direction de cette étoile montre 1/ que la stabilité temporelle des instruments utilisés est excellente et 2/ qu'il n'y a pas de structure à petite échelle notable dans le gaz moléculaire sondé par ζ Per. On apporte donc une réponse claire (en tout cas, pour la matière située devant ζ Per) à la question qui a motivé notre étude

 

I.5. Galaxies

 

I.5.1. étude des propriétés spectrales des galaxies avec formation stellaire

(A. Boselli, CARELEC, 10-23 avril)

 

Les observations obtenues en 2007 avec CARELEC en mode "balayage de fente" nous ont permis d’obtenir des spectres intégrés d’une cinquantaine de galaxies spirales du « Herschel référence sample”, sélectionnées pour être observées en temps garanti par l’instrument SPIRE.

Ces données seront utilisées pour déterminer les propriétés spectrales des galaxies avec formation stellaire, et notamment le rapport des raies de Balmer Hα/Hβ afin de quantifier l’extinction dans ces objets et pour avoir une mesure de leur métallicité.

Combinées aux données SPIRE/Herschel (lancement du satellite prévu pour la fin 2008), les spectres seront utilises pour étudier les propriétés physiques du milieu interstellaire dans différents types de galaxies.

 

II.            Stages d’initiation aux observations astronomiques

 

II.1. École Normale Supérieure, Paris. Stage de rentrée des L3 'Sciences de la Planète Terre'

(0,80-m, 15-17 octobre)

                                  

Les L3 de la formation 'Sciences de la Planète Terre' de l'Ecole Normale Supérieure de Paris débutent leur année par un stage de terrain qui les amène à l'OHP pendant trois jours pour découvrir les instruments de d'observation de l'atmosphère de la Station Géophysique. Ils en profitent également pour visiter certains des télescopes et faire quelques observations astronomiques. Avant cette partie du stage, ils ont passé neuf jours consacrés à la géologie, près de Forcalquier.

 

Les étudiants étaient au nombre de onze, encadrés par R. Plougonven, N. Montoux, R. James et J. Patris. L’essentiel du stage a été consacré à la géophysique, cependant des séances d’observations ont eu lieu au télescope de 0,80-m. Nous alternons au cours du stage les démonstrations sur les différents instruments de la station (les différents LIDARs, le Dobson, le SAOZ, le lâcher du radiosondage, le radar) avec des présentations sur le fonctionnement de ces instruments. Le personnel de la Station Géophysique nous fournit une aide précieuse (indispensable) pour les démonstrations et les présentations des instruments. Trois soirées étaient prévues pour les observations afin d'être surs qu'il y aurait la possibilité, quelque soit le temps, de montrer aux étudiants les LIDARs en fonctionnement.

 

II.2. Stage de Master des universités de Stasbourg et de Grenoble.

(Lançon, 15-24 février 2007)

 

Quinze étudiants ont participé à ce stage aux télescopes de 1,20 et 1,52 m. Des objets à raies d’émission ont été observés en imagerie et en spectroscopie.

 

II.3. Stage de Master 2 Astrophysique-Plasmas-Corpuscules de Bordeaux 1.

(Bacmann, 5–9 mars 2007)

 

Comme les années précédentes, le stage 2007 « Techniques d’observations » du Master 2 « Astrophysique – Plasmas – Corpuscules » de l’Université Bordeaux 1 s’est déroulé durant quatre nuits au mois de mars. Ce stage correspond aux travaux pratiques pour les étudiants choisissant la voie astrophysique. Quatre étudiants ont suivi ce stage, accompagnés de deux astronomes de Bordeaux.

Des observations d’initiation aux observations (spectroscopie et photométrie) ont été effectuées aux télescopes de 1,52-m (5–6 mars) et de 1,20-m (7–9 mars).

 

Le but des observations au télescope de 1,52-m était d’acquérir des spectres avec le spectrographe AURELIE d’étoiles brillantes de paramètres atmosphériques variés, afin de mettre en évidence l’influence des propriétés de l’étoile (température, gravité, etc.) sur son spectre. Les conditions météo n’ont été correctes que pendant six heures pendant les nuits programmées. Les étudiants ont pu mettre en évidence les raies de l’hélium et la raie H de l’hydrogène pour les étoiles les plus chaudes, ainsi que l’existence de bandes moléculaires pour les étoiles de type M. Les spectres ont été également utilisés pour déterminer les vitesses des étoiles qui ont été trouvées en relativement bon accord avec les vitesses tabulées.

 

Le but des observations au télescope de 1,20-m était de faire la photométrie BVRI d’amas ouvert d’étoiles. Ceci a permis aux étudiants de tracer un diagramme HR, dans lequel ils ont mis en évidence la séquence principale ainsi que la branche des géantes.

 

Comme les années précédentes, les étudiants ont été extrêmement satisfaits de ce stage, pendant lequel ils ont eu une première prise de contact pratique avec métier d’astronome (préparation des observations, adaptation de la stratégie en fonction de la météo, réduction des données, analyse).

 

II.4. Stage du Master 2 de l'Observatoire de Paris (Astronomie fondamentale, mécanique céleste et géodésie).

(J.-E. Arlot)

 

Douze étudiants (niveau bac+5) ont participé au stage « Dynamique des systèmes gravitationnels » aux télescopes de 1,52, 1,20 et 0,80 m.

 

II.5. Stage du Master Astronomie et Astrophysique, parcours Recherche, année M2 de l’Observatoire de Paris et des Universités Paris 6, Paris 7 et Paris 11, groupe « Meudon

(P. Gallais, 19-24 mars 2007)

 

Dans le cadre de leur année M2 du parcours Recherche du Master Astronomie et Astrophysique de l’Observatoire de Paris et des Universités Paris 6, Paris 7 et Paris 11, seize étudiants du groupe « Meudon » se sont déplacés à l’OHP du 19 au 24 mars 2007 pour un stage de formation à l’observation. Répartis en six groupes, ils se sont partagés les télescopes de 0,80-m, 1,20-m et 1,52-m pendant les cinq nuits d’observation qui leur ont été attribuées. Ils ont eu accès à différents instruments (spectromètre Aurélie sur le 1,52-m, caméra CCD sur le 0,80-m, caméra IR et interférométrie des tavelures sur le 1,20-m) qui leur ont permis de mener différents mini projets d’observation.

Ces projets tentaient de couvrir les aspects fondamentaux de l’observation. Ils s’étendent de la spectroscopie de noyaux actifs de galaxies (NGC 4151, 3C 273) et d’étoiles de différents types spectraux en vue d’une classification, à l’imagerie dans le visible ou dans l’infrarouge de galaxies proches (M51, M82), en passant par l’observation d’amas globulaires pour l’établissement du diagramme HR de l’amas, ou de nébuleuses de notre galaxie (NGC 2392 avec Aurélie, M 42 en imagerie infrarouge). Bien que les résultats ne mènent pas à des publications, leur qualité montre un intérêt pédagogique indéniable. La prise en main du télescope et de l’instrumentation focale, l’apprentissage aux méthodes d’observation propres au domaine spectral couvert, la réduction des données sur site et l’interprétation des résultats, certes limitée, ont été menés avec beaucoup d’intérêt et de motivation par les étudiants.

 

II.6. Stage du Master 2 Rayonnements, plasma et astrophysique de l'Université de Provence (Aix-Marseille I)

(D. Russeil, 10-14 mars, 0,80-m, 1,20-m, 1,52-m)

 

Le but de ce stage qui consistait à faire aborder les techniques d’observation, de réduction et d'analyse scientifique des résultats aux étudiants en astronomie du Master 2  a été largement atteint. Six étudiants y ont participé. Ils ont pu observer quatre nuits aux télescopes de 0,80-m, 1,20-m et 1,52-m.

Plusieurs programmes d’observation ont été abordés : imagerie en plusieurs couleurs de divers objets : nébuleuses planétaires, restes de supernova, galaxies, spectroscopie d’étoiles de différentes températures, suivi d’un candidat transit exo-planétaire.

Un TP d’interférométrie a été réalisé au 0,80-m. Un masque, comportant deux ouvertures circulaires, était placé devant le télescope ; en jouant sur l’espacement de ces ouvertures le premier “zéro” de visibilité est recherché afin d’en déduire le diamètre apparent des planètes observées.

 

II.6. Stage du Master 2 Rayonnements, plasma et astrophysique de l'Université de Provence (Aix-Marseille I)

(Adami C., 11-15 décembre 2007, 0,80-m, 1,20-m, 1,93-m)

 

Le but de ce stage qui consistait à faire aborder les techniques d’observation, de réduction et d'analyse scientifique de données aux étudiants en astronomie du Master 2  a été largement atteint. Les étudiants ont pu observer deux nuits au télescope de 0,80-m, quatre nuits au 1,20-m et deux nuits au 1,93-m.

Plusieurs programmes d’observation ont été abordés : imagerie en plusieurs couleurs de galaxies et d’amas stellaires, spectroscopie d’étoiles de différentes températures, de régions H II, de nébuleuses planétaires et de galaxies.

Un TP d’interférométrie a été réalisé au 0,80-m. Un masque, comportant deux ouvertures circulaires, était placé devant le télescope ; en jouant sur l’espacement de ces ouvertures le premier “zéro” de visibilité est recherché afin d’en déduire le diamètre apparent des planètes observées.

 

II.7. Stage d’étudiants de l’Université de Liège.

(J. Surdej, 31 mars-5 avril 2007)

 

Huit étudiants ingénieurs et trois accompagnateurs ont participé à ce stage qui s’adressait aux étudiants de l’Université de Liège en sciences physiques, technique ingénieur physicien et technique ingénieur aéronautique.

Trois des cinq nuits d’observations allouées au télescope de 0,80-m se sont avérées être de qualité suffisante pour nous permettre d’observer quelques galaxies proches et obtenir des franges d’interférence sur la planète Vénus en vue de déterminer son diamètre angulaire.

Une visite du télescope de 1,93-m a été organisée ainsi que du LIDAR utilisé par des géophysiciens du CNRS pour sonder la composition de l’atmosphère terrestre.

Les objectifs de cette mission d’observation ont été pleinement remplis.

 

II.8. Stage d’étudiants de l’University College, Londres.

(S. Boyle, 12-17 février 2007)

 

Douze étudiants ont participé à ce stage. Ils ont acquis une certaine expérience des observations astronomiques en étudiant au 1,20-m les courbes de lumière de RR Gem et XY CVn et au 1,52-m les spectres de binaires spectroscopiques. Ce stage a persuadé certains d’entre eux de poursuivre leurs études en astronomie.

 

 

II.9. Stage d’étudiants de la National University of Ireland.

(F. McGroarty, 23-29 septembre)

 

Douze étudiants en astrophysique ont participé à ce stage aux télescopes de 0,80-m, 1,52-m et 1,20-m. Ils ont observé des galaxies de Seyfert, des étoiles variables, des amas ouverts, des restes de supernova, des amas de galaxies, en imagerie et en spectroscopie dans le cadre d’un projet de fin d’études de six mois, s’initiant ainsi à diverses techniques d’observations optiques.

 

II.10. Stage de diplôme d’université de l’Observatoire de Paris (DUOP), « Explorer et comprendre l’Univers ».

(Acker A.,  16-21 juillet)

 

En complément aux cours suivis par les stagiaires durant l’année 2006-2007, une initiation aux techniques modernes de l’observation (imagerie et spectrométrie) leur fut proposée grâce à un stage de cinq nuits à l’OHP. Ce stage réunit dix « étudiants » du 16 au 21 juillet. Il fut essentiellement consacré à l’étude d’objets à émission, par l’imagerie aux télescopes de 1,20-m et de 0,80-m et par la spectrométrie au 1,52-m. Une quinzaine d’objets ont été observés et analysés par les stagiaires : Nébuleuses diffuses (régions H II) : NGC 7538 et NGC 7635, étoiles Wolf-Rayet, Be, …. : 88 Her, WR 137, P Cyg, V444 Cyg, nébuleuses planétaires : NGC 40, 6720, 6826, 6543, BD+30.3639, nébuleuse éjectée par une étoile massive : NGC 6888, galaxies : M 51, M 81, M 82, NGC 4151, Mark 35. De plus des diagrammes magnitude-couleur ont été réalisés pour M 13 au 1,20-m. Enfin, une contribution à des programmes de recherche a pu être apportée : 1/ deux étoiles Be (programme CoRoT) ont été suivies quotidiennement, 2/ quatre objets diffus ont été confirmés comme nouvelles nébuleuses planétaires. Malheureusement, des problèmes techniques ont fortement perturbés les observations aux télescopes de 1,20-m et 1,52-m.

 

II.11. école d’été de l’observatoire de Paris pour les enseignants

(Robichon, 13-18 août, 0,80-m)

 

Ce stage était organisé par l’observatoire de Paris pour des enseignants de tous nivaux et de toute la France. Le télescope de 0,80 m a été utilisé pour observer divers objets. Le traitement des images CCD avec IRIS a fait l’objet d’une série de cours et TP durant toute la semaine.

 

II.12. Stage de formation continue des enseignants du second degré dans le cadre du Plan Académique de Formation (PAF).

(J. Strajnic, 21-22 mai)

 

Ce stage s’adresse à des professeurs de l’enseignement secondaire de plusieurs disciplines et vise à les associer à une recherche effective en astronomie leur permettant d’acquérir une certaine culture scientifique. Dans la pratique, les 31 stagiaires ont été invités à participer à une étude astrométrique et photométrique d’astéroïdes à l’aide d’images obtenues avec des caméras CCD au foyer des télescopes de 0,80 et 1,20 m.

 

III.13. Stage ERCA 2007

(Sarkissian, 4-7 février 2007)

 

Avec environ 55 participants, des observations ont été effectuées avec les télescopes de 0,80-m, 1,20-m et 1,52-m, par groupes de 13 ou 14 étudiants, en début de nuit (7h30-12h30). Les objets observés ont été : planètes, nébuleuse d’Orion, galaxies, amas ouverts, etc.: un programme conventionnel pour des étudiants de niveau M2 extérieurs a l'Astronomie.

 

II.14. Stage SIMO 2007

(Sarkissian, 1-4 octobre 2007)

 

Avec environ 30 participants divisés en trois groupes, deux groupes extérieurs à l’astronomie et un groupe du M1 Planétologie d’Ile de France. Des groupes ou sous-groupes de cinq ou six étudiants ont observé avec les télescopes de 0,80-m, 1,20-m et 1,52-m : planètes, nébuleuses en émission, galaxies, amas ouverts, etc.: un programme conventionnel pour des étudiants de niveau M2 extérieurs à l’Astronomie. Le groupe de planétologie a préparé pour chaque soir après les cours, soit de minuit à l'aube, leur propre programme d’observation sur trois thèmes: objets diffus (galaxies et nébuleuses), planétologie (planètes, astéroïdes, comètes, etc.) et étoiles (amas compris).

 

II.15. Atelier du savoir « Initiation à l’astronomie d’observation »

(Descamps, 23-28 avril)

 

En 2007, l’Observatoire de Paris a organisé la première édition de l’atelier du savoir « Initiation à l’astronomie d’observation », cofinancé par la formation permanente du CNRS, de l’Observatoire de Paris et de l’IMCCE. Cet atelier d’une semaine qui s’est déroulé du 23 au 28 avril à l’OHP, s’adresse principalement aux personnels ITA de l’Observatoire de Paris. Il a d’ores et déjà été reconduit en 2008 au vu du succès enregistré auprès des premiers participants.

Des observations ont été effectuées aux télescopes de 0,80-m, 1,20-m et 1,20-m.

 

II.16. Atelier scientifique ‘Arpenter l’univers’ du lycée Gaston Bachelard de Chelles (77)

(G. Dodray, 14-18 mars, 0,80-m)

 

Sept élèves ont participé à ce stage. Le projet à réaliser était de calculer la distance d’une nébuleuse gazeuse (IC 405) à partir d’une étude photométrique des étoiles vues en direction de cette nébuleuse, à l’aide d’images CCD  B et V obtenues au télescope de 0,80-m. A partir d’un calcul de distances d’une centaine d’étoiles par la méthode du B-V (et en faisant l’hypothèse que toutes les étoiles sont dans la série principale), nous espérions mettre en évidence l’absorption partielle du rayonnement par la nébuleuse, et en déduire la distance de celle-ci. La méthode utilisée s’est avérée être ambiguë, deux distances étant possibles : d = 48,5 pc ou d = 436,5 pc.

Les élèves ont apprécié de pouvoir travailler dans un observatoire, avec des astronomes professionnels, et de vivre leur métier pendant ces quelques jours.