• Astéroïdes
  Les programmes d’observation d’astéroïdes effectués depuis plusieurs années avec les télescopes de 1,20 et 0,80 m ont été poursuivis au cours de l’année 2002.
  • On a continué la surveillance de rapprochements et d’occultations stellaires par des astéroïdes qui permettent, grâce aux observations en réseau, d’en déterminer les caractéristiques morphologiques (diamètre, binarité…). Malgré l’amélioration croissante de la précision des prédictions, aucune occultation n’a pu être observée à l’OHP en 2002. Cependant, plusieurs mesures astrométriques pendant les rapprochements serrés ont contribué à l’interprétation d’occultations observées en d’autres lieux. Notamment, les mesures faites à l’OHP ont permis d’expliquer l’événement d’avril 2002 concernant une occultation par l’astéroïde 79 Eurynome observée près de Bordeaux (collaboration au réseau EAON).
  • Des observations d’astéroïdes supposés binaires ont été effectuées en coordination avec l’Observatoire d’Itajuba (Brésil). Il s’agit notamment des astéroïdes Metis, Eugenia, Melpomene et Danae pour lesquels on va rechercher la signature astrométrique de la rotation du système astéroïde-satellite autour de son centre de gravité.
  • Enfin, on a observé plusieurs astéroïdes impliqués dans des rapprochements entre astéroïdes au cours de la prochaine mission GAIA. Collectées sur plusieurs années, ces observations contribuent à la détermination des masses.

• Satellites de Jupiter et de Saturne
  
  • Les satellites lointains de Jupiter et de Saturne ont des orbites mal définies, de périodes de 1 à 2 ans. Une campagne d’observation a débuté en 1998 au télescope de 1,20 m pour ajuster les paramètres des modèles orbitaux [02/18]. Deux des nouveaux satellites découverts au CFHT et au VLT (S/1999 J1 et S/2000 S3) sont désormais suivis. De nombreuses images CCD ont été obtenues de janvier à mars et en décembre.
  • Les années 2002 et 2003 sont favorables aux observations des phénomènes mutuels des satellites galiléens de Jupiter. Elles permettent, avec une précision jusqu’à 10 fois meilleure que celle des observations classiques, de déterminer l’accélération du mouvement des satellites, signature de la dissipation d’énergie à l’intérieur de ces corps. En décembre 2002, éclipses et occultations d’un satellite par un autre ont été observées avec le télescope de 0,80 m et avec celui de 1,20 m.

• Comètes
  On a suivi au télescope de 1,20 m la séparation des fragments du noyau de la comète 51P/Harrington.

• Vénus
  

  Le programme de mesure de la vitesse des vents dans la mésosphère de Vénus s’est poursuivi à l’aide du spectrographe Aurélie du télescope de 1,52 m, dans son mode à très haute résolution (110 000). Le champ de vitesse des vents est mesuré par l’effet Doppler de raies de la bande d’absorption 5n3 du CO₂ vers 8708 Å, ce qui donne accès à la région de l’atmosphère comprise entre 70 et 90 km où l’on a simultanément décroissance du vent zonal et circulation thermosphérique.

  Les résultats préliminaires des mesures effectuées en juillet et août 2002 à l’élongation orientale, complémentaires de celles effectuées en 2001 à l’élongation occidentale (voir Rapport d'Activité 2001), ont permis d’affirmer que la circulation des vents dans la basse mésosphère était principalement zonale dans la première échelle de hauteur atmosphérique au-dessus de la limite supérieure des nuages [02/98].

Planètes extrasolaires

• Le programme « Élodie » de recherche d’exoplanètes
  La quête des planètes extrasolaires se poursuit à l’OHP avec le spectrographe Élodie au foyer du télescope de 1,93 m. A la fin 2002, le bilan s’établit à 18 planètes découvertes, parfois en collaboration avec d’autres groupes. La moisson 2002 a révélé plusieurs planètes, dans l’ordre de leur masse : HD 150706b, HD 37124c, HD 20367b, Gl 777Ab, HD 23596 et HD 33636. On remarquera que HD 37124 fait partie d’un système abritant 2 planètes, détectées indépendamment par le groupe de Berkeley. L’orbite de HD 33636 obtenue à l’OHP est de période nettement plus longue que celle obtenue par le groupe de G. Marcy.
  Ce programme se poursuit sur le même échantillon de quelques 350 étoiles, mais révèle des planètes nouvelles de périodes de plus en plus longues. L’exemple de la planète en orbite autour de l’étoile b>Gl 777A est particulièrement remarquable. Avec une masse jovienne, une orbite quasicirculaire et une période de plus de 7 ans, un tel système se rapproche de ce que révèlerait l’observation du système Soleil-Jupiter observé depuis un autre astre avec un instrument ayant la précision d’Élodie.
  L’ensemble des exoplanètes détectées par tous les observatoires impliqués dans cette recherche est d’une centaine. De nombreuses propriétés statistiques commencent à émerger de ces observations qui apportent des contraintes aux scénarios de la formation planétaire.
  En outre, en décembre 2002, a été annoncée la première mesure astrométrique du mouvement « réflexe » de l’étoile Gl 876 autour de laquelle une planète avait été découverte avec Élodie (voir Rapport d'Activité 1998). Ces observations, réalisées par le HST, combinées aux mesures de vitesse radiale Élodie, ont permis une mesure très précise (affranchie de l’incertitude sur l’inclinaison orbitale) de la masse planétaire [02/05].
• Planètes extrasolaires dans des systèmes binaires serrés
  Ce programme a été entrepris à l’OHP avec Élodie et à La Silla (ESO, Chili) avec Coralie (au télescope suisse de 1,20 m) dans le but de rechercher des planètes dans des systèmes binaires serrés, de périodes comprises entre 2 et 50 ans. A la fin 2002, les conclusions, évidemment provisoires, sont :
  • aucune planète n’a été trouvée parmi les 30 étoiles de l’échantillon
  • plusieurs systèmes montrent des variations de vitesse radiale, mais le nombre de mesures est insuffisant pour expliquer la cause de la variabilité
  • quelques systèmes ont été mesurés un nombre suffisant de fois pour affirmer qu’ils ne contiennent pas de planètes.

La Galaxie

• Les étoiles
  
  • Deux programmes de sismologie stellaire ont été menés cette année avec  le télescope de 1,93 m et le spectrographe Élodie. Le premier programme utilise Élodie et Coralie (au foyer du télescope suisse de 1,20 m de La Silla, Chili), dans leur configuration standard « thorium simultané » [02/53]. Plusieurs modes d’oscillation ont pu être détectés dans l’étoile G0 IVh Boo grâce à ces observations bi-sites : le spectre de puissance montre plusieurs pics entre 0,5 et 1,0 mHz avec une amplitude maximale d’environ 75 cm.s^-1. La comparaison avec des modèles de structure interne a permis de déterminer les paramètres physiques de l’étoile, notamment sa masse (1,55 M₀).
  • Le deuxième programme de sismologie stellaire utilise Élodie couplé à un étalon de Fabry-Perot [02/54]. Ce programme a commencé en 1998 (voir R.A. antérieurs). En 2002, il s’est déroulé dans le cadre d’observations bi-sites incluant le spectrographe FEROS du télescope ESO de 1,52 m (La Silla, Chili). La mission de février a porté sur l’étoile F9Vb Vir. Un total de 1408 spectres a été obtenu. Les résultats confirment l’excès de puissance autour de 1,5 mHz. La mission de décembre a permis de continuer d’observer Procyon.
  • Les étoiles de type d Scuti constituent de bons candidats à l’étude astérosismologique. C’est le cas de FG Vir, dans les variations photométriques de laquelle on a identifié 24 fréquences différentes. Plus de 150 spectres ont été obtenus en 2002 sur une période de 30 jours à l’intérieur d’un réseau multi-sites et multi-techniques, incluant Aurélie et le télescope de 1,52 m, afin de disposer d’une excellente résolution temporelle pour une identification complète des modes.
  • L’astérosismologie peut s’appliquer à des étoiles plus chaudes, ce qui permet d’avoir accès à des structures stellaires n’ayant rien de commun avec l’étoile la mieux connue, le Soleil. C’est le cas des étoiles de type b Ceph dont >n Eri fait partie. Une campagne multi-sites et multi-techniques incluant Aurélie s’est déroulée à la fin de l’année pour l’observation de cette étoile.
  • On a poursuivi avec Aurélie le programme-clé débuté à l’automne de l’année dernière (voir Rapport d'Activité 2001) pour l’étude des étoiles de type g Dor. De par leur situation dans le diagramme HR et du fait qu’elles présentent des pulsations imputables à des modes de gravité, ces étoiles se prêtent bien à une exploration de la structure interne « profonde ». Dans le but de définir un candidat de cette classe dans le cadre des Programmes Additionnels de COROT, un grand effort observationnel est en cours, incluant l’OHP, les observatoires de San Pedro Martir (Mexique) et Pékin (Chine) ainsi que ceux de Grenade et des Canaries. Plus de 60 étoiles-candidates sont concernées.
  • Par ailleurs, a été entreprise une étude globale sur l’abondance des étoiles g Dor et SPB, basée sur des observations avec Élodie complétées par des observations avec FEROS (ESO, Chili).
  • Le programme d’observation avec Élodie d’étoiles naines de type M0 à M6,5, commencé en 1995 (voir R.A. antérieurs) s’est poursuivi. On a obtenu une statistique de multiplicité pour ces étoiles basée sur une large couverture temporelle. Un taux de binarité de 30 à 35% est trouvé. On obtient pour la première fois les distributions des séparations et des rapports de masses pour les systèmes doubles dont la primaire est une naine M. Ces distributions suggèrent un processus de formation différent pour les courtes et les grandes périodes.
  • De mai à novembre 2002 a été réalisé avec Élodie un suivi spectroscopique de l’étoile variable pulsante R Sct, « chef de file » des étoiles RV Tauri. Au cours de cet intervalle de temps qui couvre au moins une période de pulsation de l’étoile (146 jours), on a pu suivre les évolutions des variations des profils de certaines raies de l’hydrogène, du sodium et d’éléments plus lourds que le fer, qui sont autant de signatures de la présence et de la propagation d’ondes de choc dans l’amosphère de l’étoile.
  • Élodie a permis d’observer un échantillon de 80 géantes du « clump » avec un rapport signal à bruit de l’ordre de 200, ce qui permettra une mesure précise de la gravité à la surface de ces étoiles et de leurs abondances. Comme il s’agit d’étoiles Hipparcos dont la distance est connue, il sera possible de déduire leur masse. Enfin, comme ces étoiles restent relativement peu de temps au voisinage du « clump » en comparaison de leur temps passé près de la séquence principale, la détermination de masse conduit de fait à l’âge avec une assez bonne précision. En datant ces étoiles, on devrait obtenir la première chronologie absolue et directe de la formation du disque galactique.
  • Dans le cadre d’un programme commencé en 2001, on a trouvé avec Aurélie environ 25 étoiles bleues lointaines appartenant au bras externe de notre Galaxie. Les distances déterminées sont en très bon accord avec les modèles les plus récents de la structure galactique.
  • Ces observations ont conduit à d’autres découvertes, celle d’un nouveau système binaire (BD +56 864) dont les composantes sont de types 06V et 07V et celle d’une nouvelle étoile Wolf-Rayet, très proche (moins de 2’’) d’une étoile supergéante (BD + 62 2296). Des observations faites avec Élodie ont permis de trouver 3 autres étoiles massives (type B) à une distance inférieure à 30’’ de cette supergéante. Cela signifie qu’on est en présence d’un nouvel amas ouvert.
  • Mesurer la fréquence du phénomène Be en fonction du type spectral, à différents âges, est un moyen de choisir entre les différents scénarios proposés pour expliquer l’apparition d’un disque circumstellaire autour d’étoiles B à certaines phases de leur évolution. Un programme a été mis en place dans ce but portant sur plusieurs amas ouverts d’âges variés. Le premier, NGC 663, a été observé en novembre avec le spectrographe Carelec au télescope de 1,93 m : les spectres de 65 étoiles B ont été obtenus.
  • Les étoiles Be ont également fait l’objet d’observations avec Aurélie.
    • On a montré ainsi que la structure géométrique de l’enveloppe circumstellaire près de l’étoile, ne peut être très plate et qu’elle doit son origine à des éjections discrètes et massives de matière.
    • L’analyse détaillée des étoiles Be « de champ » montre qu’elles peuvent développer leur phénoménologie à n’importe quelle phase de leur évolution sur la séquence principale.
    • Des premiers résultats obtenus sur l’abondance des éléments CNO montrent que la rotation rapide des étoiles Be a une influence sur les rapports des abondances de ces éléments (issus des réactions nucléaires dans le noyau stellaire).
  • Élodie a été utilisé pour l’étude d’amas ouverts : les Hyades, NGC 1817-NGC 1807, NGC 6633-IC 4756. En particulier, une cinquantaine d’étoiles candidates des amas Mel 111 et NGC 6633-IC 4756 ont pu être observées. Leur vitesse radiale, déterminée en ligne, a permis de confirmer ou non leur appartenance à l’amas. Leurs paramètres atmosphériques ont ensuite été estimés avec le programme TGMET et servent à étudier les propriétés générales de ces amas, notamment l’extension de leur « moving group ».
  • On a poursuivi avec Carelec le programme spectroscopique de reconnaissance de candidats stellaires (sélectionnés sur critères photométriques) de la branche asymptotique (AGB) à haute latitude galactique. Grâce à leur forte luminosité, ces étoiles peuvent être détectées jusqu’à 50 à 100 kpc du Soleil ! L’analyse dynamique de ces AGB lointaines sera utilisée pour mieux connaître la masse totale du halo galactique.
  • On a continué le programme de surveillance des binaires X commencé en 2001 avec Carelec. La contre-partie optique du pulsar XTE J1946+274 a été observée. Dans le cercle d’erreur du pulsar X, XTE J1855-026, on a observé une étoile avec la raie Ha en émission au profil P-Cygni permanent, typique d’une étoile supergéante, confirmant l’identité de l’étoile avec le pulsar [02/97].
  • Des observations faites avec le spectrographe Carelec au foyer du télescope de 1,93 m ont permis l’identification et la caractérisation de près de 50 couronnes stellaires détectées par le satellite XMM-Newton dans le plan galactique. Ces données, ajoutées à celles acquises à l’ESO, permettront de donner une description précise des différentes populations de sources X contribuant à l’émission totale de la galaxie à haute énergie.
  • Un programme à long terme de spectroscopie des étoiles jeunes du voisinage solaire a commencé au télescope de 1,52 m avec Aurélie.
  • Au télescope de 1,20 m s’est poursuivi le programme photométrique sur les champs stellaires de Landolt entrepris antérieurement (voir Rapport d'Activité 2001), en mettant l’accent sur les observations dans le bleu et l’ultraviolet.
  • Le télescope de 1,20 m a pu répondre à une alerte provenant d’un événement transitoire de bouffée de rayons gamma (GRB 02 10 04). Plusieurs mesures précises de magnitude ont pu ainsi compléter la courbe de lumière de cet événement également observé en d’autres sites [02/76].
  • Des spectres de novae ont été réalisés avec Aurélie pour l’étude de la raie Ha. Les spectres de la vieille nova HR Del montrent une forte contribution au profil Ha et Hb en provenance de la composante la plus froide. L’analyse du rapport des largeurs équivalentes Ha/Hg de l’association Cyg OB2.

    Un autre résultat de ce programme concerne l’identification d’un système binaire de type SB2 dans IC 1805. Jusqu’ici un seul système de type SB1 était connu dans cet amas, très jeune et très riche en étoiles O. L’observation de cette nouvelle binaire apportera des renseignements sur les propriétés de ses composantes mais aussi sur celles de l’amas (distance et âge).

• Le milieu interstellaire
  • Un programme a été entrepris il y a plusieurs années pour étudier la structure à très petite échelle des nuages moléculaires. C’est ainsi qu’est suivie avec Élodie l’étoile à grande vitesse HD 34078 afin de sonder le nuage de matière interstellaire situé entre l’étoile et le Soleil (voir Rapport d'Activité 2001). Deux observations ont été réalisées en 2002.
    L’exploitation de l’ensemble des données Élodie acquises sur cette étoile depuis 1999 et la comparaison à des résultats antérieurs montrent des variations clairement distinctes pour CH et CH⁺ à des échelles d’environ 100 UA. En revanche, aux échelles de l’ordre de 10 UA, les observations suggèrent des fluctuations corrélées de CH et CH⁺. Ces résultats apportent des contraintes intéressantes aux mécanismes qui structurent le milieu. Des observations FUSE sont menées en parallèle et envisagées avec le HST.
  • L’enveloppe de la supernova Shajn 147 a été observée, par spectroscopie en absorption, avec Aurélie. Des observations du même type avaient été réalisées en 2001 sur la Boucle du Cygne.

Les Galaxies

• Pour la troisième année consécutive, des galaxies de faible luminance ont été observées avec Carelec afin d’obtenir des courbes de rotation à haute résolution angulaire. Cette fois-ci une attention particulière a été portée à la reproduction de résultats déjà obtenus par ailleurs, et à une estimation des erreurs induites en positionnant la fente du spectrographe de façon incorrecte. Les résultats obtenus sont cohérents : la répartition de la masse dans les parties internes de ces galaxies ne correspond pas aux profils « théoriques » issus des simulations numériques cosmologiques basées sur les modèles de matière noire froide. Ces résultats constituent le cœur du problème de la matière noire froide à petite échelle.
• On a continué le programme d’observation de galaxies naines avec Carelec. La rotation a été observée dans plusieurs cas et son amplitude, comparée à la dispersion radiale des vitesses stellaires, montre un degré d’anisotropie statistiquement plus faible que prévu, ce qui impose des contraintes sur le mécanisme de formation de ces galaxies. Cela va dans le sens des résultats d’autres travaux récents sur le sujet. Il faut souligner que la faible intensité des galaxies naines en font généralement des objets plutôt accessibles aux grands télescopes. L’usage du télescope de 1,93 m conduit au cumul de plusieurs heures d’intégration par objet.
• Ces mesures de rotation ont également apporté une confirmation cinématique à la récente découverte dans quelques naines d’aspect elliptique, de structures de faible contraste, d’une catégorie que l’on croyait jusqu’ici réservée aux disques de galaxies spirales comme les barres et les bras spiraux.
• Les spectres Carelec observés au cours de l’hiver 2002 sur des galaxies de l’amas de la Vierge et ceux obtenus les années précédentes ont été combinés à des mesures photométriques à large bande pour étudier la distribution spectrale en énergie de ces galaxies. On a ainsi montré que les populations stellaires sont en accord avec un modèle de formation monolithique selon lequel les galaxies ont le même âge et ont formé des étoiles avec une efficacité proportionnelle à la masse et indépendante du type morphologique.

  Les galaxies les plus massives ont formé la majorité des étoiles en un temps très court (0,5 milliard d’années) tandis que les naines sont encore en train d’en former à un rythme resté constant.

• Le programme GHASP d’observation systématique de champs de vitesses de galaxies (voir Rapport d'Activité 2001) commencé en 1998 s’est poursuivi en 2002 au foyer du télescope de 1,93 m. En trois séries d’observations ont été respectivement étudiées 14, 17 et 19 galaxies. Ce programme touche à sa fin puisque 160 galaxies (sur les 200 visées) ont été observées. On trouvera toutes les informations concernant la technique d’observation, la réduction des données, le catalogue en cours d’élaboration et la finalité scientifique, sur le site.
  http://www-obs.cnrs-mrs.fr/interferometrie/GHASP/ghasp.html

  Parallèlement aux observations cinématiques, des observations photométriques ont été effectuées en 2002 avec le télescope de 1,20 m pour 72 galaxies du programme. La distribution de lumière dans ces galaxies, combinée aux données cinématiques, permet, au travers de modèles de masse, d’aborder des problèmes fondamentaux tels que la distribution de la matière noire.

Autres observations

• Scidar Généralisé

  Une campagne d’observation franco-américaine (Université de Nice, US Air Force) destinée à l’étude des mécanismes de formation de la turbulence optique s’est déroulée au mois de juillet 2002 à l’OHP et, simultanément, à l’observatoire d’amateurs Sirène (Lagarde d’Apt, Vaucluse). Le but était de mettre en œuvre, de manière simultanée, le maximum de techniques différentes de détection de la turbulence optique pour remonter à son origine géophysique supposée : les ondes de gravité. Les deux sites impliqués, distants de 20 km, devraient respecter la cohérence des ondes de gravité. Chaque nuit des ballons ont été lachés depuis les deux sites pour des sondages météorologiques, cependant que le Scidar Généralisé de J. Vernin, installé au foyer du télescope de 1,93 m, permettait d’accéder à l’évolution temporelle du profil de la turbulence optique. Les résultats préliminaires montrent clairement une activité ondulatoire de l’atmosphère autour de l’OHP.

• Accéléromètre Astronomique Absolu (AAA)

  L’AAA est couplé depuis plusieurs années au spectrographe Émilie, au foyer du télescope de 1,52 m. Cette installation est un équipement de R&T qui a connu cette année des améliorations techniques et a conduit à des observations intéressantes. Des tests en laboratoire ont montré une stabilité en vitesse inférieure à 50 cm/s sur plusieurs mois.

  On a continué à suivre une vingtaine d’étoiles pour la détection d’exoplanètes. Une stabilité de mesure inférieure à 2 m/s a été obtenue pendant une semaine sur 51 Peg. La meilleure stabilité sur plusieurs mois est estimée à 3 m/s. Elle devrait être améliorée par les futurs développements techniques.

  Des observations sur le Soleil à haute cadence (2,9 secondes par cycle) ont montré la possibilité d’effectuer des mesures avec un bruit inférieur à 25 cm/s sur le court terme. Les oscillations solaires deviennent ainsi parfaitement visibles sur les mesures de vitesse radiale.

  On notera enfin qu’un petit télescope de 30 cm de diamètre est aussi utilisé avec l’ensemble Émilie+AAA pour la mesure des vents atmosphériques terrestres, dans le cadre de l’avant-projet spatial VIVA (Vitesse Intrinsèque des Vents par AAA).