[OBSERVATION RARE] 2014-2015 - Alpha Comae Berenices - Une éclipse pour une reine

[OBSERVATION RARE] 2014-2015 - Alpha Comae Berenices - Une éclipse pour une reine

 

Appel à observations

 

[Eclipse prévue pour le 25 janvier 2015 +/- 2 semaines. Commencer les observations dès le mois de décembre si possible !]

 

Où l'on discute d'une étoile étonnante de la Chevelure de Bérénice, d'importance historique ; l'une des toutes premières étoiles dont les caractéristiques physiques principales aient été déterminées, il y a près de cent cinquante ans et qui, après avoir fait coulé beaucoup d'encre, conserve un intérêt certain, gardant un voile de mystère encore, que des observations à mener au cours de l'hiver 2014-2015 permettront peut-être de lever – une chance tous les 26 ans seulement !

 

Mille merci à Christian Joye pour son aide précieuse et sa traduction magistrale de la pensée de Friedrich Struve et à André Debackère pour ses suggestions et sa relecture attentive.

Merci à Matthew W. Muterspaugh (Tennessee State University) pour les précisions apportées au sujet de l'éclipse à venir et son observation.

 

Critiques, commentaires … et participations bienvenus.

 

Une version blog de ce post, avec images et cartes, est disponible ici :

http://millimagjournal.wordpress.com/alpha-comae-berenices/

 

Une mailing-list est disponible ici :

https://groups.yahoo.com/group/alf-com-eclipse

 

Des news, mises à jour et dernières minutes, intervenues depuis la rédaction de ce texte, sont disponibles ici :

http://millimagjournal.wordpress.com/alpha-comae-berenices/alpha-comae-berenices-updates/

 

 

Table/contenu :

 

1. Les nuits d'Égypte - Mythologie

2. Diadem – Une étoile de la Chevelure de Bérénice

3. Les nuits de Bath, et celles de Dorpat – Herschel et Struve à la poursuite des étoiles doubles.

4. Nocturne lent – 150 ans d'observations assidues

5. Les nuits d'Algol – L'éclipse de 2015

6. Nuits d'hiver – Observations à mener

7. Pour quelques nuits de plus – A la recherche d'éventuelles exoplanètes

8. Notes

9. Annexe – Ueber Doppelsterne … par Friedrich Struve, texte complet.

10. Pour en savoir plus (partie historique)

 

 

Les nuits d’Égypte

 

Il y a de cela très longtemps, à la période hellénistique, dans une Égypte déclinante mais encore régie par le culte d'Amon-Rê, attentive aux levers héliaques de Sirius et dépendante comme toujours des crues du Nil, le besoin de conquérir était incommensurable ; et l'ambition, la gloire, l'honneur et la vengeance de très puissants moteurs encore.

 

Bérénice de Cyrène naquit en 267/266 avant notre ère ; elle était princesse de Cyrénaïque, en Libye orientale, une ancienne province d’Égypte qui avait accédé à l'indépendance quelques décennies auparavant à la suite d'une révolte. Fille du Roi-Gouverneur Magas et de la Reine Apamè, d'origine macédonienne – parfois nommée Agas dans certains textes –, la fillette fut promise, dès son plus jeune âge, au fils de Ptolémée II souverain d’Égypte, en gage d'amitié entre les deux royaumes désormais en voie de réconciliation. L'union aurait lieu lorsque le prince serait en âge d'accéder au trône d’Égypte.

 

Mais ce mariage de ne fut pas célébré. Du moins pas avant certains détours. Car les choses ne sont que rarement aussi simples qu'elles peuvent l'être quand le destin s'en mêle. Et quand certaines volontés versatiles s'expriment elles aussi.

 

A la mort du Roi Magas, en 250 (donnée pour 258 dans certaines chronologies anciennes), la mère de Bérénice dénonça l'accord qui liait possiblement le destin de la Cyrénaïque à celui de l’Égypte et préféra offrir son pays, ainsi que sa fille, âgée d'une quinzaine d'années, en mariage à Demetrius, un frère du roi de Macédoine, parti plus avantageux s'il en était, car la Macédoine était alors alliée à l'immense Syrie et dictait sa loi dans tout le Moyen-Orient, de la Mer Égée à l'Indus. Demetrius, qui était plus âgé de dix ans que la jeune princesse, et dont il est dit qu'il était fort bel, bien fait de sa personne, et très fier, délaissa comme de juste le tendron pour un plus substantiel morceau, enlevant sans beaucoup de panache il faut dire, et après un siège de pure forme seulement, la reine-mère Apamè qui n'opposa qu'une résistance symbolique.

 

Après une année d'une cohabitation aussi affligeante que stérile, ne pouvant supporter davantage cette suite d'affronts – après tout la jeune fille était princesse macédonienne de par sa mère et elle avait donc de qui tenir –, Bérénice fit trucider l'inconvenant époux, qui succomba rapidement par le fil de l'épée un soir dans le lit d'Apamè, qui s'essaya bien à le protéger jusqu'au bout, mais ... les assassins étaient trop nombreux et trop bien armés.

 

Lorsque Ptolémée II mourut, trois ans plus tard, le sémillant prince Ptolemaios « vivant pour toujours, Aimé de Ptah », fils aîné du défunt, accéda enfin au trône d’Égypte sous le nom de Ptolémée III Évergète. Dans la foulée, il épousa une Bérénice de Cyrène libre comme jadis, au comble du bonheur et tout à la joie de pouvoir honorer sa promesse, enfin.

 

La jeune reine, connue sous le nom de Bérénice II d’Égypte, fut une souveraine populaire, active et progressiste qui n'entendit pas demeurer dans l'ombre de son mari, se mêlant de politique et de religion, autant que d'économie. On rapporte ça et là qu'elle paya de sa personne en participant aux Jeux Néméens vers 245-241, ainsi qu'à des Jeux Olympiques ultérieurement, mais à une date non précisée, ce qui est une gageure à tout le moins, à une époque où l'accès même aux stades, et la participation aux jeux, étaient interdits aux femmes. Mais ceci est sujet à caution. Quoiqu'il en soit, le couple vécut heureux aussi longtemps qu'il put et eut quatre fils et deux filles.

 

Il existe d'assez nombreux portraits de Bérénice sur des pièces de monnaie, et l'on a retrouvé quelques bustes et têtes de marbres, que l'on peut voir à Alexandrie, à Londres, à Rome ou en Cyrénaïque à Benghazi, ville dont le nom dérive directement du grec Béréniké.

 

« Aujourd’hui, les Grâces sont au nombre de quatre : aux trois d’autrefois s’en est ajoutée une quatrième, récemment façonnée et encore humide de parfums, la bienheureuse et rayonnante aux yeux de tous, Bérénice, sans laquelle les Grâces ne sont pas les Grâces. »

Ainsi le poète Callimaque de Cyrène chantait-il les louanges de sa reine.

 

Un jour, tandis que Ptolémée s'en était allé guerroyer quelque part en Syrie pour voler au secours de sa sœur, une autre Bérénice, jeune veuve du Roi Antiochos II, celle-là, en grand danger d'être passée par les armes par une faction rivale – une bien perfide contrée que cette Syrie donc, aux mains des Séleucides, alliés des Macédoniens ... –, Bérénice de Cyrène, au comble de l'inquiétude, coupa une longue mèche de ses cheveux qu'elle déposa dans le temple d'Arsinoe-Aphrodite à Alexandrie, en offrande à la déesse, dont elle espérait s'attirer les bonnes grâces et une protection efficace pour son mari depuis trop longtemps absent.

 

Sans aucun doute le sacrifice plût-t-il en très haut lieu car la mèche disparut aussi tôt que la nuit fût tombée, au grand dam du clergé local, circonspect. Et désireux – surtout – de ne pas se retrouver en porte-à-faux vis-à-vis de la reine. Disparition tout à fait déconcertante qui rendit plus inquiète que de raison encore la languissante amoureuse, et l'installa dans de bien menaçantes dispositions envers les serviteurs du temple. Il fallut toute la finesse d'esprit alors, et la persuasion de l'astronome royal Conon de Samos – mais peut-on attendre autre chose que de la finesse d'esprit de la part d'un astronome ? –, pour ramener Bérénice dans de plus sages dispositions. A tout cela, il y avait une explication rationnelle : non seulement la disparition des nobles bouclettes n'annonçait aucune catastrophe, et la protection du mari était assurée – c'était certain –, mais l'oblation avait tant ravi la déesse que, sous ses ordres, la chevelure de Bérénice s'en était allée rejoindre les cieux, pour paraître au firmament, désormais et à jamais, sous la forme d'un poudroiement d'étoiles fabuleuses ... Etonnement ! Et Conon l'astronome de brandir un index fébrile, quoi qu'un peu inquiet encore, et de montrer à la jeune femme sidérée un joli petit groupe d'étoiles nouvellement apparu dans la queue du Lion, lequel, par diplomatie, avait accepté de se séparer d'une touffe de poils : la Chevelure de Bérénice envolée était retrouvée !

 

« Et afin que la Couronne d'or de la fille de Minos ne fût pas seule, pour les hommes, à siéger et à briller dans le ciel entre tant d'astres, et qu'on m'y vît aussi, moi, la belle Boucle de Bérénice, Cypris, alors que tout humide des flots de la mer, je montais vers les Immortels, Cypris me mit, astre nouveau, parmi les anciens. » (1)

Callimaque, Élégies.

 

Après plus de vingt-cinq années de règne aussi heureuses que mouvementées – la politique et la guerre ne laissent que rarement sereins ceux qui s'y adonnent –, Ptolémée III mourut de mort naturelle en 222. Bérénice ne lui survécut pas longtemps : elle fut empoisonnée l'année suivante par l'un de ses fils, Ptolemaios – encore un –, le futur Ptolémée IV qui, en passant, massacra aussi le reste de la famille – ses trois frères et un oncle – d'une manière qui ne se peut pas être décrite ici. Ceci avant d'épouser Arsinoé Philopator, l'une de ses sœurs.

 

« O tempora, o mores ».

Ainsi, tous les vingt-cinq ans et quelque, le diadème de Bérénice porte-t-il aux cieux le deuil de la belle princesse macédonienne, perdue quelque part dans l'Histoire de l’Égypte.

 

 

Diadem

 

La Chevelure de Bérénice (Coma Berenices en latin) est une constellation somme toute assez insignifiante, coincée de façon un peu cavalière entre l'arrière train du Lion et les bottes de Philomenus le Bouvier ; la seule constellation, avec l'Ecu de Sobieski, qui doive son existence à un personnage historique. De taille moyenne et dépourvue d'étoiles brillantes, la constellation est peu caractéristique et ne se laisse que difficilement discerner si l'on ne dispose pas d'un bon ciel ; elle abrite néanmoins huit objets du catalogue de Messier, dont un bel amas globulaire (M53) et sept galaxies (M64, 85, 88, 91, 98, 99 et 100). La zone correspond peu ou prou au pôle nord galactique, une région pauvre en étoiles et nébuleuses gazeuses mais riches en galaxies de toutes tailles et éloignements. On peut cependant, sous un ciel bien transparent, apercevoir une petite zone criblée d'étoiles faibles, à mi-chemin entre la constellation des Chiens de Chasse et le Lion : les plus fines des mèches de Bérénice, telles que désignées par Conon l'astronome, un amas d'étoiles déterminé en tant que tel en 1935 et connu sous le nom de Melotte 111 (80 étoiles situées à un peu moins de 300 al).

 

Diadem est l'étoile principale de la Chevelure de Bérénice. Son nom latin évoque bien évidemment la couronne de la reine Bérénice ; il est amusant de constater par ailleurs que le nom arabe traditionnel de cette étoile, Al Dafirah, signifie « la tresse ». Il s'agit d'une étoile assez quelconque sur laquelle le regard n'achoppe pas, sauf à la rechercher spécifiquement – c'est un bon jalon pour repérer l'amas M53, localisé à moins d'un degré de là.

 

De couleur blanche, tirant légèrement vers le jaune, Alpha Com – ou Alf Com, indifféremment – brille à la magnitude 4.32, soit un peu moins que l'étoile Bêta de la constellation, dont l'éclat est égal à 4.23.

 

Diadem prend le numéro 42 dans le catalogue de Flamsteed, et 114378 dans celui de Henry Draper. Mais l'étoile possède d'autres alias encore, dont les plus emblématiques ne sont pas sans lui conférer plus de mystère encore : Hipparcos, Gliese, 2Mass, Iras, AAVSO, STF, ADS et WDS, par exemple – une quarantaine de dénominations au total.

 

L'appartenance de l'étoile au catalogue de Gliese nous met la puce à l'oreille : l'étoile est une très proche compagne du Soleil. Sa parallaxe la situe quelque part entre 60 et 65 al (+/- 19 pc) selon les auteurs, ce qui ajoute encore à notre intérêt pour elle.

 

L'American Association of Variable Star Observers (AAVSO) la connaît sous les identificateurs suivants : 1305+18 et NSV6116 (New catalog of Suspected Variable). Il s'agit donc d'une étoile variable, assez curieusement caractérisée par une période de 9485.68 jours et affublée d'un plus énigmatique encore « Mag. Range 4.32 - ? V »

 

Mais ne faisons pas durer le suspense plus longtemps : ce sont les inscriptions de l'étoile au Washington Double Star catalogue (WDS), sous l'identifiant 13100+1732AB, et à l'Aitken Double Star Catalogue (ADS) sous la dénomination ADS 8804AB qui motivent notre intérêt pour cette fois. Une nouvelle requête auprès de l'International Variable Star Index (VSX), nous apporte le renseignement qui nous manquait pour commencer à entrevoir la vérité : « VSX Variability Types – EA - β Persei-type (Algol) eclipsing systems ». Cette fois, nous sommes définitivement fixés.

 

Alf Com est donc à la fois classée en tant qu'étoile double visuelle et étoile binaire à éclipses. Diable !

 

 

Les nuits de Bath, et celles de Dorpat

 

Il est couramment estimé que plus de la moitié des systèmes stellaires localisés dans une large portion de la galaxie aux environs du Soleil sont en réalité des étoiles doubles, ou des systèmes multiples comprenant trois ou quatre étoiles, ou davantage. Et il en va sans doute de même pour le reste de la Voie Lactée, où cette proportion est cependant plus difficile à vérifier. Parmi ces étoiles doubles, dont les composants sont physiquement liés l'un à l'autre et que l'on appellera de façon un peu paradoxale « étoiles doubles visuelles », certaines sont des paires dont les compagnons sont assez largement séparés, en apparence comme en réalité, caractérisées par des périodes orbitales pouvant se compter en siècles et dont l'apparence évoluera peu ou très peu, ou même pas du tout, au cours d'une vie humaine, et d'autres seront des doubles beaucoup plus serrées, dont l'observation régulière permettra de mettre en évidence un mouvement faible mais réel à l'échelle de quelques années, voire moins. Le couple Mizar AB, par exemple, a une période orbitale au moins égale à plusieurs millénaires, tandis que celle du couple Sirius AB est égale à 50 ans.

 

C'est Friedrich Georg Wilhelm von Struve (1793-1864) qui, le premier, découvrit la duplicité d'Alf Com en 1826. Nouvellement diplômé de l'Université de Dorpat en Russie – maintenant Tartu, seconde ville d'Estonie –, le jeune Struve occupa bientôt l'essentiel de ses nuits à dresser un catalogue aussi exhaustif que possible des étoiles doubles observables depuis l'hémisphère nord, jusqu'à la déclinaison 15° sud, raisonnablement accessible depuis son observatoire ; étoiles doubles pour lesquelles il semble se passionner depuis ses tous premiers travaux de 1813-1814, depuis que, très officiellement, il ait été institué astronome à l'Observatoorium de Dorpat, une toute nouvelle institution impériale.

 

En suivant une idée émise par Galilée cent cinquante ans plus tôt, William Herschel (1738-1822, le découvreur d'Uranus) avait démontré, dans un long papier lu en séance le 6 décembre 1781 devant les dignitaires de la Royal Society de Londres, tout l'intérêt qu'il y avait à mesurer les étoiles doubles, et la méthode par laquelle on pouvait en dériver l'éloignement considérable des étoiles.

 

Les étoiles doubles, dont on ne savait rien, à dire vrai, devaient être vues comme un moyen possible, sinon commode, d'accéder aux dimensions de l'univers par le truchement du mouvement de leurs composantes, duquel on pouvait dériver une mesure de leur hypothétique parallaxe, laquelle parallaxe permettait d'accéder indirectement, ensuite, aux masses des étoiles mesurées, en associant de façon fort élégante l'éloignement désormais connu à la luminosité apparente. Parce que l'on pensait, pour l'essentiel, que toutes les étoiles étaient identiques dans l'univers, que les moins brillantes étaient les plus éloignées et que les étoiles dites doubles ne se montraient sous cet aspect que tout à fait fortuitement : deux étoiles situées sur une même ligne de visée, mais en réalité situées à des distances très différentes.

 

« Soit OE (fig1) deux points opposés de l'orbite terrestre, compris dans le même plan que deux étoiles a et b de magnitude inégale. Soit l'angle aOb observé quand la Terre se trouve en O ; et l'angle aEb également observé quand la Terre est en E. De la différence de ces angles, s'il s'en trouve une, nous pouvons calculer la parallaxe des étoiles, selon une théorie que nous donnons ensuite. Ces deux étoiles, pour des raisons qui apparaîtrons bientôt, devront être aussi proches l'une de l'autre que possible, et également autant différer en magnitude qu'il sera possible. »

 

Herschel, William, On the parallax of the fixed stars, Philosophical Transactions of The Royal Society, vol 72, Londres, 1782.

 

Et Herschel de s'atteler à la tâche, et de rechercher, découvrir et observer le plus possible d'étoiles doubles depuis le ciel de Bath, Angleterre, où il avait son observatoire – travaux préparatoires à de futures mesures de parallaxe.

 

Le Catalogue of Double Stars de William Herschel, publié en 1782 dans les Philosophical Transactions, avec ses addenda de 1784 et 1821 était donc, au début du dix-neuvième siècle, le catalogue de référence en la matière, avec ses 800 et quelque entrées (795 à 827 selon les versions). Ce qui était encore trop peu aux vues du jeune Friedrich Wilhelm Struve qui, dès lors, observa sans relâche, dans la continuité d'Herschel, de façon non systématique encore avant 1820, puis de façon rationnelle ensuite, entre 1824 et 1827 principalement, période pendant laquelle il inspecta toutes les étoiles qui lui étaient accessibles depuis l'Estonie, soit plus de 120000 jusqu'à la magnitude 8 – visuellement, il va sans dire –, passant en revue jusqu'à 400 étoiles à l'heure. 120000 étoiles parmi lesquelles il découvrit 3112 couples célestes, dont il estima scrupuleusement, par la suite, l'éclat des composantes et leur séparation, et pour lesquels il mesura aussi l'angle d'inclinaison du couple. L'observatoire de Dorpat était à son apogée et Struve qui, dans l'intervalle en était devenu le directeur, disposait pour cela, depuis 1824, en plus de l'instrument de transit d'excellente facture signé Dollond et du petit achromat de cinq pieds qui étaient installés depuis son arrivée, de la plus grande lunette achromatique du monde, une lunette formidable de précision dont l'objectif, d'un diamètre de 9 pouces français pour 13 pieds de focale, avait été taillé par Fraunhofer. Une lunette qui donnait fréquemment des grossissements supérieurs à 1000 fois et qui, surtout, montée sur un équatorial à mouvement d'horlogerie autorisait des observations aussi longues, confortables et détaillées que nécessaires ; une réelle innovation.

 

Le Catalogus novus stellarum duplicium et multiplicium de Struve fut publié en 1827. L'étoile immatriculée sous le numéro STF1728 est Alpha Com.

 

Le Washington Double Star catalogue, dans sa version de 2012, propose un corpus de 657 mesures de STF1728 accumulées entre 1827 et 2011. La première entrée est une détermination par Friedrich Struve datant de la toute fin du mois d'octobre 1827 (1827.83), observation très probablement effectuée le matin du 30 ou du 31, à une époque de l'année où l'étoile, observée depuis l'Estonie, est assez basse sur l'horizon ouest après le coucher du Soleil (15° d'altitude une heure après la fin du jour) et guère plus haute au petit matin à l'est (27° d'altitude une heure avant l'arrivée du Soleil). Les deux composantes de l'étoiles, mesurées au micromètre, ont alors une séparation égale à 0,57 seconde d'arc seulement, soit peu ou prou la résolution théorique de l'instrument dont disposait Struve (2). Mais ceci ne doit pas nous étonner outre mesure, car l'homme était un excellent observateur, très capable en situations difficiles, susceptible d'accumuler d'innombrables mesures de toutes sortes, nous l'avons vu, dans n'importe quelles conditions, pour autant que le ciel fût dégagé, y compris en juin, une période de l'année où l'observatoire de Dorpat ne connaît guère de nuit, le Soleil refusant de s'aventurer jusqu'à même 8° sous l'horizon au moment du solstice d'été.

 

Curieusement, la dernière détermination de STF1728 listée par le WDS au moment où cet article est rédigé, détermination en date de 2011.488, donne un écartement des composantes pratiquement égal à ce qu'il était un peu moins de deux cent ans auparavant, soit : 0.594''. Immobilité du couple alors ? Composantes très éloignées l'une de l'autre dans la réalité et ne montrant qu'un infime mouvement à l'échelle des siècles ? Incertitude dans les mesures ? Nous pouvons bien évidemment écarter ces hypothèses, puisque nous savons que Diadem se trouve dans les proches parages du Soleil. Hasard, alors ?

 

Déjà, en 1797, Herschel avait eu l'intuition que la parallaxe des étoiles n'était sans doute pas, après tout, la véritable grandeur qu'il fallait rechercher dans la mesure des étoiles doubles. Cette parallaxe, encore trop étriquée pour être confondue avec les instruments dont il disposait, il l'avait espérée, mais elle n'était pas venue. Alors ? Quelques étoiles fixes, et non des moindres, montraient des variations d'éclat ; c'était un fait établi désormais (3). Pourquoi n'auraient-elle pas montré d'autres variations en sus ? Des mouvements incongrus, peut-être ?

 

Après avoir ré-observé nombre d'étoiles doubles de son catalogue, après vingt ou vingt-cinq ans d'infidélité pour certaines, Herschel dut en conclure que mouvement il y avait parfois, que ce mouvement n'était nullement aléatoire et que, tout au contraire, il était conforme aux lois de la gravitation, pour peu que l'on acceptât que les protagonistes soient réellement liés – changement majeur de paradigme.

 

« Si [...] deux étoiles étaient réellement situées à proximité l'une de l'autre, et dans le même temps isolées de telle sorte qu'elles ne soient pas matériellement affectées par l'attraction d'étoiles voisines, elles composeraient un système séparé, et resteraient unies par le lien de leur gravitation mutuelle. Ceci devrait être appelé étoile double réelle […]. Il est facile de prouver, selon la doctrine de la gravitation, que deux étoiles doivent être connectées ensemble de sorte qu'elles décrivent des cercles, ou des ellipses, autour de leur centre commun de gravité. […] Ces […] orbites, aussi simples qu'elles soient, ouvrent un vaste champ de réflexion et, je dois ajouter, de calculs. […] Je communiquerais bientôt une série d'observations d'étoiles doubles par lesquelles on verra que nombre d'entre elles ont changé de situation, dans une course progressive, dénotant une révolution périodique l'une autour de l'autre ; et que le mouvement de certaines d'entre elles est direct, tandis que pour d'autres il est rétrograde.»

 

Herschel, William, Catalogue of 500 new nebulae, nebulous stars, planetary nebulae, and clusters of stars …, Philosophical Transactions, vol 92, Londres, 1802.

 

Herschel tint parole. Dans un nouvel article qui fut lu en séance en juin 1803, l'astronome désigna cinq étoiles dont il avait calculé les orbites et la période de révolution, et une sixième pour laquelle il annonçait une possible conjonction à venir entre les deux composantes.

 

Alpha Geminorum (Castor), période égale à 342 ans et deux mois.

Gamma Leonis, période d'environ 1200 ans.

Epsilon Bootis, période au moins égale à 1681 ans.

Zêta Herculis, étoile pour laquelle une conjonction à terme est possible entre les deux composantes.

Delta Serpentis, période d'environ 375 ans.

Gamma Virginis, période d'environ 708 ans.

 

Herschel, William : Account of the changes that have happened, during the last twenty-five years, in the relative situation of double-stars ; with an investigation of the cause which they are owing, Philosophical Transactions, vol 93, Londres, 1830.

 

Ceci impliquait une nouvelle façon de concevoir l'étoile en tant qu'objet possiblement différent du Soleil, avec des caractéristiques qu'il faudrait bientôt détailler.

A Dorpat, en deux décennies tout au plus, l'infatigable Struve accumula tellement d'observations et de mesures d'étoiles doubles qu'il fut bientôt en mesure de dépasser le maître, et d'établir des conclusions irréfutables, passant de la supputation à peu près complète à l'explication pure et dure, quant à la nature véritable du « phénomène étoile double », dont il dressera un portrait assez avancé dès 1837, dans un opuscule d'une soixantaine de pages publié à Saint Petersburg : Ueber Doppelsterne nach den auf der Dorpater Sternwarte mit Frauenhofers grossem Fernrohre von 1824 bis 1837, angestellten Micrometermessungen.

 

« Il est remarquable que des soleils puissent tourner autour d'autres soleils si rapidement, avec une période du même ordre que la planète Uranus met pour parcourir son orbite autour du Soleil. Nous devons en conclure que soit ces soleils sont plus proches qu'Uranus de notre soleil, ou bien que la masse totale des 2 étoiles, du fait de leur vitesse, est significativement plus grande que la masse de notre soleil. Ces observations doivent être discutées plus avant et vont conduire à une conclusion évidente. En ce qui concerne l’orbite des étoiles doubles, il semble que celle de ξ de la Grande Ourse, selon les mesures de Mädler, soit la plus fiable. Si l'on connaissait la parallaxe de ces 2 étoiles, et en conséquence leur distance depuis la terre, on pourrait calculer les éléments de l’orbite et en particulier son aplatissement. Pour le moment, l'on en est réduit à estimer, selon les dernières informations, que l’une des étoiles se trouve à environ 2 millions d’UA de nous. ξ de la Grande Ourse est une étoile de 4eme magnitude pour laquelle on estime l’éloignement à 7 ½ millions d’UA. Selon ces hypothèses, et avec beaucoup d’arbitraire, nous pouvons en déduire les relations entre masse et magnitude de ces étoiles, et à partir de leurs magnitudes apparentes, décrire ces étoiles doubles de la manière suivante :

 

ξ de la Grande Ourse est une étoile double dont les 2 étoiles ont des masses égales à 117 fois et 42 fois celle du Soleil, et donc égales à 159 fois celle de notre soleil ensemble. Si l'on prend pour ces 2 corps la même densité que le Soleil, leurs diamètres sont respectivement de 4 9/10 et 3 ½ fois celui du soleil. Leur orbite est elliptique avec une période de 60 ½ années. Sur cette trajectoire, leur éloignement moyen est de 83 2/5 d'UA, soit presque 4 ½ fois la distance Uranus-Soleil. L’éloignement minimal est de 50 UA et l’éloignement maximal est de 117 UA. L’inclinaison de leur plan de mouvement est de 37° 45’ par rapport à l’écliptique. Leurs diamètres apparents, compte-tenu de la distance, sont, pour les 2 étoiles : 1/400'' et 1/565''. En observant ces 2 étoiles dans notre meilleur télescope avec une résolution de ½’’, et compte-tenu de la dispersion atmosphérique de la lumière dans l’instrument et l’œil, elle doit être discernable. » (4) (5)

 

L'astronomie descriptive était née.

 

Mais revenons à Alf Com. Dans les derniers paragraphes de son mémoire, Struve note ceci :

 

« J’ai ici 2 cas remarquables. ζ d'Hercule : en 6 ans l’étoile compagnon a disparu complètement et a réapparu de l’autre côté. L’étoile 42 de la Chevelure de Bérénice était double de 1827 à 1829, et elle est maintenant à peine plus grosse qu’une étoile simple. En 1833, même avec un grossissement de 1000 fois, je ne voyais qu'une simple forme ronde sans déformation. Mais en 1835, l’étoile s’est à nouveau allongée ; et elle est apparue double et bien séparée en 1836. Il est probable que l’étoile compagnon n’a pas encore atteint sa position extrême, mais reviendra à sa position passée dans 8 années. Il est difficile de faire une estimation avec précision, car la lumière provient d’étoiles qui sont trop peu écartées l’une de l’autre, et il est également possible qu’il y ait un changement de luminosité. » (5)

 

Ainsi donc, le comportement de l'étoile ζ Hercule, s'était-il révélé tel que prédit par Herschel bien des années auparavant (6) ; et l'étoile 42 Comae Berenices montrait la même propension à s'afficher en conjonction tous 12 ou 13 ans, ou bien tous les 24 ou 25 ans, il n'était pas encore possible de le signifier.

 

 

Nocturne lent

 

La suite de notre histoire, comme un larghetto-ostinato, s'inscrit dans l'agitation molle et routinière d'observations patiemment réitérées, d'observatoires en observatoires, de déterminations répétées de l'orbite d'Alf Com en déterminations répétées au long des décennies, et d'affinements successifs des paramètres orbitaux de l'étoile, par petites touches.

 

L'astronomie des étoiles doubles s'était déplacée de Dorpat à Pulkovo, en Russie, un peu au sud de Saint-Petersburg, d'où Otto Struve – le fils de Friedrich – observait les couples stellaires avec la dernière née de chez Merz & Mahler de Munich, un vrai monstre de précision optique et mécanique : un réfracteur équatorial de 15 pouces de diamètre (38 cm), nouvelle plus grosse lunette du monde.

 

« Cette étoile double [Alf Com] […], depuis 1833, a été observée aussi régulièrement que possible chaque année par mon père à Dorpat, et par moi-même à Pulkovo, et durant les quarante dernières années, elle a présenté trois fois de plus le rare phénomène d'une occultation d'une étoile par l'autre. […] Les deux étoiles ont un éclat si proche – 6,0 selon mon père – que je ne pus jamais savoir avec certitude laquelle des deux était la plus brillante. Cette circonstance et la rectilinéarité de son mouvement apparent, même après trois occultations, laisse encore des doutes en ce qui concerne sa période de révolution, qui peut aussi bien être 13 ans, ou le double de ce temps. Des observations récentes me décident en faveur de la seconde hypothèse, et je puis donc désormais distinguer entre les deux branches de l'orbite, ainsi qu'indiqué dans la liste ci-après [...] ce qui montre clairement que le plan de l'orbite coïncide si étroitement avec la direction du Soleil qu'il n'y a pas la plus petite trace d'inclinaison. En conséquence, la situation du plan est exactement déterminé. Il nous faut adopter l'inclinaison i=90°, et l'angle entre le nœud ascendant et le cercle de déclinaison, égal à la moyenne de toutes les directions observées, est égal à 11.0°. »

 

Struve, Otto, Observations and orbit of the double star Σ 1728 = 42 Comae Berenices, Montly notices of the Royal astronomical Society, 1875.

 

Les composantes du couple formant Alf Com était si serrées, en 1895, que l'astronome américain Thomas Jefferson Jackson See ne put voir l'étoile que sous une forme à peine oblongue à l'oculaire de la lunette Clark de 26 pouces du Leander McCormick Observatory en Virginie, avec un grossissement de 1300x. Utilisant ses observations et toutes celles qui avaient précédé, la période orbitale qu'il dériva était égale à 25.556 années. (See T.J. J., On the orbit of 42 Comae Berenicis, Monthly notices of the RAS, 1896, sup.)

 

Les déterminations de l'orbite d'Alpha Comae Berenices se succèdent ensuite avec régularité, à chaque fois un peu plus précises.

 

Bibliographie sommaire, ou « morceaux choisis » parmi un siècle de papiers astronomiques publiés en toutes langues à propos d'Alpha Com et disponibles en ligne – cela sans compter les innombrables publications de mesures.

 

Doberck W. 1908

Aitken Robert Grant 1918

Laves Kurt. 1927

Crawford R. T. 1928

Haffner H 1948

Pavel F. 1949

Lippincott Sarah 1961

Hartkopf W. & al 1989

Hoffleit Dorrit 1996

Bartkevicius & al 2001

Pavlovic & al 2005

Zasche & al 2009

Hartkopf & al 2010

etc...

 

 

Les nuits d'Algol

 

Au fond, la question qui était implicitement posée par Friedrich Struve en 1837, c'était de savoir si Alf Com produisait ou non, à intervalle, de vraies éclipses que l'on pouvait observer, et non de simples appulses (ou rapprochements), ce qui sans doute, eût pu permettre, en ce dix-neuvième siècle de progrès scientifiques balbutiants, de relier deux phénomènes encore très distincts : l'étoile double visuelle et la binaire à éclipses, dont Algol (Bêta Persei) était devenue l'archétype et, ainsi, de faire un grand pas dans la description de l'étoile en tant qu'objet physique et non plus en tant que simple abstraction. Mais de cela, Struve n'avait probablement pas conscience, même si l'idée avait été émise par John Goodricke, un astronome amateur anglais extrêmement jeune qui eut un destin tragique, cela dès 1782, tandis qu'Herschel en était encore à considérer que les étoiles n'étaient doubles qu'en apparence. Les variations d'éclat de l'étoile Algol étaient connues depuis le milieu du dix-septième siècle déjà, mais c'est Goodricke qui démontra leur caractère périodique et leur attribua une explication tout à fait plausible, invérifiable à l'époque : c'est un compagnon invisible d'Algol qui, passant régulièrement devant l'étoile principale, produisait des éclipses. De fait, le couple est tellement serré qu'il est impossible à observer en tant que tel à l'oculaire ; seules ses éclipses, qui ont lieu tous les 2 jours et 21 heures, le trahissent. Lesquelles éclipses sont mises en évidence en traquant dans le temps les variations de luminosité de l'étoile. Les catalogues modernes recensent des milliers de binaires à éclipses, dont la période orbitale va de quelques dizaines de minutes à plusieurs centaines de jours.

 

Savoir si Alf Com produit des éclipses !

 

Sarah Lee Lippincott démontra en 1961 que les éclipses d'Alf Com étaient indiscutablement possibles : durée deux heures au maximum, surveillance indispensable sur plusieurs jours, date de la conjonction impossible à déterminer avec précision.

 

Et puis … rien ! La littérature ne rapporte aucune observation ni même aucune tentative d'observation du phénomène, a priori.

 

La dernière opportunité en date pour mettre en évidence les éclipses d'Alf Com fut calculée pour 1989. En utilisant les données de très nombreuses observations par interférométrie des tavelures (speckle interferometry) menées sur une douzaine d'années, notamment avec le télescope de 4 mètres de Kitt Peak (précision : séparation possible de composantes de l'ordre de 0.025'' et même 0.001'' sur les étoiles les plus brillantes), William Hartkopf et Harold McAlister du Georgia State University d'Atlanta prédirent une occultation totale ou partielle d'une étoile par l'autre pour le 15 février 1989, avec une incertitude de plus ou moins deux semaines sur la date, caractérisée par une baisse d'éclat générale du couple comprise entre 0.1 et 0,8 magnitude sur une durée de 1.3 jours. Tout en soulignant que l'absence d'éclipse était également possible, car l'inclinaison orbitale du couple était mesurée à 90.063° +/- 0.04° (circulaire CBAT 4678 du 22 novembre 1988). Les deux chercheurs notaient également que l'orbite calculée par leurs soins était assez peu différente des orbites calculées précédemment à partir d'observations micrométriques. Le magazine Sky and Telescope lança l'alerte dans son numéro de février 1989 (Vigil for a unique stellar eclipse) : « Imaginez deux balles de ping-pong séparées par 200 pieds (60 mètres) orbitant l'une autour de l'autre tous les 26 ans. Vous avez un bon modèle à l'échelle de l'étoile binaire visuelle Alpha Comae Berenices, une paire de naines de type F6, légèrement plus grandes et plus chaude que le Soleil ... ». Et puis …

 

Et puis rien de plus. Il semble que l'étoile n'ait pas été suffisamment suivie en 1989 pour qu'une conclusion puisse être établie dans un sens ou dans un autre.

Une demie orbite plus loin, soit au cours de l'année 2000, eut lieu une autre conjonction entre les deux composantes d'Alf Com, mais cette fois, aucune date ne fut avancée pour la survenue de l'éclipse éventuelle, et il n'y eu pas de surveillance. Mais nous y reviendrons.

 

Et ensuite ?

 

La prochaine « fenêtre » d'observation est donnée pour le mois de janvier 2015. L'orbite, cette fois, est déterminée par Matthew Muterspaugh (Tennessee State University), William Hartkopf (US Naval Observatory) et collègues : The phase differential astrometry data archive. II. Updated binary star orbits and a long period eclipsing binary, The astronomical journal, december 2010.

 

Pour caractériser l'orbite d'Alf Com, des données visuelles ont été prises en compte, sur une très longue période, ainsi que des observations par interférométrie des tavelures, des observations astrométriques de haute voltige (précision de l'ordre de 35 µas pour le positionnement des astres sur des couples serrés), et des observations spectroscopiques (déterminations de vitesses radiales ; avec quelques doutes, il semble, dans le cas d'Alf Com) ; le tout combiné pour une précision meilleure sur le sujet que tout ce qui ait jamais été publié. La conjonction aurait donc lieu le 24 janvier 2015, à trois ou quatre jours près (« to within about a week » ), elle durerait 1.5 jour, et l'approche la plus serrée se ferait à 0.32 mas. En mettant les choses au pire (erreur 1 σ sur la distance estimée de l'étoile et sur l'inclinaison du plan orbital - erreur raisonnable), ajoutent Muterspaugh et Hartkopf, il y aurait encore éclipse, mais celle-ci serait un peu moins profonde car la séparation ne serait plus égale, au mieux, qu'à 0.38 mas ; toute autre erreur sur les paramètres orbitaux ne ferait que déplacer la date du phénomène. Les auteurs font enfin remarquer que c'est la géométrie même du couple qui empêche la survenue des éclipses avec un décalage d'une demie période orbitale (comme lors de la conjonction de l'an 2000) ; à savoir : avec une inclinaison du plan orbital d'Alf Com égale à 90.054° et une excentricité à 0.4957, nouvelles valeurs calculées, la séparation du couple n'est pas inférieure à 0.9 mas alors, et dans ces conditions, les disques stellaires ne sont pas même tangents.

 

Si l'on considère un diamètre apparent à peu près équivalent à 0.7 mas pour chacune des deux étoiles, l'éclipse de janvier 2015 aurait une grandeur de l'ordre de 0.50 environ, au plus favorable, et la baisse de luminosité pourrait atteindre 20%. Elle serait encore égale à 15% dans des conditions moins avantageuses, ce qui est demeure accessible à l'observation  amateur dans une très large mesure.

 

Mais avant d'aller plus loin, résumons sommairement ce que nous connaissons au sujet des composantes d'Alpha Comae Berenices.

 

Alf Com AB est donc un système très homogène, avec des composants A et B presque similaires en éclat, de magnitude 4.98 pour la composante A, et 5.18 pour la composante B (VSX/Hipparcos). Ce sont des étoiles de la séquence principale, de classe spectrale F5/F5 (certaines sources donnent F6 pour B ). La masse globale du système est communément estimée entre 2.4 et 2.8 masses solaires, A ayant pour masse 1.43 Msolaire et B 1.37 Msolaire (Muterspaugh et Hartkopf estiment le total à 2.45 Msolaire). La température de surface de ces étoiles est donnée pour égale à 6600 degrés et les luminosités individuelles des deux composantes valent 2.7 et 2.0 fois celle du Soleil (cas F5/F6). Leur diamètre réel vaut environ 1.25 diamètre solaire. Le demi grand axe de l'orbite a est estimé à 12.5 UA. La période orbitale déterminée par Muterspaugh et Hartkopf est 9485.68 jours (25.97 ans).

 

Pour mémoire, le WDS mentionne l'existence d'un compagnon C à Alf Com. Il s'agit d'une étoile de magnitude 11.45 localisée à 87.20'' d'Alf Com AB, angle 346°, pour l'année 2001. Le WDS ne cite que 13 relevés de position entre 1851 et 2001 pour cette étoile. Outre la dénomination STF1728AB,C qui lui a été attribuée, celle-ci est églement pointée au catalogue UCAC4 sous le numéro 538-054275 ; sa position est la suivante : J2000 AR: 13h09m57.750s DE:+17°33'11.46". Mais nous ne ferons que mentionner son existence, car son appartenance au système Alf Com est controversée. Pour mémoire, nous donnerons les mouvements propres de STF1728AB et STF1728C en mas/an en RA/Dec, soit -433.13/ 141.24 et -11.8/-1.0, à partir desquels chacun pourra se forger une opinion. La parallaxe du compagnon C, ainsi que sa classe spectrale ne sont pas connues.

 

 

Nuits d'hiver

 

Une éclipse tous les 26 ans dans les cheveux de Bérénice, pour le ressouvenir d'une reine, donc. Mais pour quel bénéfice ?

 

Alf Com est un cas absolument unique, pour autant que nous sachions. Il s'agit de la seule étoile double visuelle qui soit susceptible de produire des éclipses. Si la conjonction de 2015 n'est pas correctement suivie, il faudra attendre l'année 2041 pour avoir une nouvelle opportunité de répondre de façon définitive à la lancinante question de « l'éclipse invisible » : oui ou non y en a-t-il, et si oui, quand ? Mais il ne s'agit là que d'une toute première grille de lecture un peu superficielle. A la clef, une redoutable contrainte pour les théoriciens, qui pourront mettre leurs observations en perspective et affiner leurs calculs d'orbite, pour mieux supputer Alf Com. Car sont en jeu, au final, les masses et diamètres respectifs de ses composantes et autres données fondamentales, des détails essentiels pour comprendre les phénomènes physiques à l’œuvre dans les étoiles et obtenir, en retour, un meilleur calibrage du voisinage du Soleil et de l'univers plus lointain.

 

L'approche la plus pragmatique consiste à considérer que l'estimation de Muterspaugh et Hartkopf est bonne, que la conjonction aura lieu dans la fourchette temporelle pré-déterminée et que, si éclipse il y a, la baisse d'éclat sera voisine de 0.5 à 0.8 magnitude, ce qui rendra sa détection accessible à n'importe quel observateur, même très peu équipé et/ou modérément familiarisé avec les méthodes d'estimation d'éclat des étoiles variables. L'observation sera réalisable en visuel, en allant au plus simple. Dans ce cas, il faudra prendre soin d'observer au moins une ou deux fois par nuit claire (n'oublions pas que nous sommes en hiver et qu'il n'y aura peut-être pas beaucoup de nuits dégagées pendant la période visée, il faudra donc faire quelques efforts pour ne pas réitérer l'échec de 1989 …), à l'oeil nu ou avec une petite paire de jumelles, du 20 au 30 janvier 2015. Bien repérer la zone et se familiariser avec l'éclat normal d'Alf Com dès le début de janvier, si on en a la possibilité, serait une bonne idée. Le but ici n'est pas d'effectuer une mesure précise de la baisse d'éclat – encore que –, mais juste de repérer la survenue de l'éclipse – qui peut aussi bien ne durer que quelques heures seulement –, et de donner immédiatement l'alerte sur la toile sur un maximum de forum et de mailing-lists astronomiques, à l'échelle du pays et surtout à l'international (ne pas hésiter, étant donné la grande rareté du phénomène, à relayer l'information, y compris dans un mauvais anglais auprès de listes a priori non concernées, quitte à faire des « hors-sujet », il se trouvera bien toujours, à l'autre bout du clavier, un observateur capable de poursuivre les observations en cours). Reporter l'heure de l'observation à la minute près devrait être suffisant.

 

Si on le souhaite, il est tout à fait envisageable de tenter une estimation d'éclat en visuel ; ce qui n'est pas très difficile en première approche. La limite de détection communément admise se situe vers 0.1 magnitude de variation pour un observateur aguerri. L'Association Française des Observateurs d’Étoiles Variables (AFOEV) propose un protocole très complet que l'on trouvera ici :

 

http://cdsarc.u-strasbg.fr/afoev/var/deb.htx

 

Un plus évident, si on en a la possibilité, serait de prendre au moins quelques photographies de la zone de ciel montrant Alf Com, chaque nuit observée, même si l'on ne détecte aucune baisse d'éclat à l'oeil a priori. Un objectif de 50 à 100 mm sur un simple trépied, si l'on ne possède pas mieux, fera parfaitement l'affaire puisque les temps de pose ne devront pas excéder quelques secondes, ceci afin de ne pas saturer les étoiles (Alf Com est très brillante). Il faudra prendre soin de bien cadrer la double au centre de l'image et d'avoir des étoiles de comparaison dans un champ assez large. Procéder par courte « rafales », avec un déclencheur, éventuellement en bracketant, et en répétant les prises de vue toutes les dix minutes, par exemple. S'arranger pour avoir des images d'offset/flat/dark, serait encore mieux, même il s'agit surtout ici d'objectiver une baisse d'éclat, et non de faire des mesures à une millimagnitude près. Les images pourront être prises avec tout APN capable de travailler en mode brut RAW ; le mieux serait de faire des essais au préalable. Le logiciel IRIS (freeware bien connu : http://www.astrosurf.com/buil/iris/iris.htm ; très nombreux tutoriaux), après un court temps de prise en main, permet facilement de traiter ses images APN et de faire des mesures d'éclat très précises après les avoir converties au format FIT. Le logiciel permet également d'estimer si les temps de poses que l'on applique sont corrects ; utiliser pour cela, sur les images de test, la fonction « coupe » : toute image stellaire présentant un plateau au sommet de sa courbe est saturée et inutilisable pour une mesure de brillance.

 

Surveiller les variations d'éclats de l'étoile Algol au cours de l'une de ses éclipses, en décembre ou janvier prochain, pourrait constituer un excellent entraînement à l'estimation visuelle ou à la prise de vue. L'étoile varie entre les magnitudes 2.1 et 3.4 et retour en 12 heures environ. On trouvera les instants des minimas prévus sur la page d'Olivier Ravet. Un petit soft (lien sur la page de l'auteur) permet d'évaluer à tout instant l'état de la binaire et d'en estimer l'éclat par avance ou a posteriori. Le logiciel permet, en outre, de déterminer les instants des minimums secondaires, qui ne sont pas plus profonds que 0.1 magnitude et durent également une douzaine d'heures, et dont le suivi permettra de s'entraîner à la photométrie de précision.

[Note : il apparaît, a posteriori, que les éphémérides données par ce logiciel n'ont pas toute la précision requise ; une éphéméride plus précise sera obtenue avec une requête VSX : cliquez sur "Ephemeris"]

http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=26202

 

Les images d'Alf Com capturées au cours de l'hiver 2014-2015 seront potentiellement précieuses, même si elles semblent ne rien montrer ; bien archiver ces images au format RAW ou FIT, et n'en détruire aucune. Prendre soin de noter également, pour chaque plage observée, y compris en cas de rapport négatif, les heures de début et de fin d'observation, afin de contraindre au mieux le phénomène. De même, penser à mettre son APN à l'heure (à la seconde) sur l'horloge parlante, par exemple.

Nous avons dit un peu plus haut que la conjonction de 1989 n'avait pas été suivie suffisamment pour démontrer quoique ce soit. Ce n'est pas peut-être pas exact ; c'est tout au moins ce que la page Wiki consacrée à Alf Com indique, mais cela sans aucune référence (au passage, il y a erreur d'une année sur la date de la conjonction telle qu'indiquée sur cette même page ...) ; en réalité, nous n'avons pu trouver aucun texte ou papier mentionnant les résultats de la campagne d'observation de 1989 qui aurait permis de se faire une idée plus précise de ce qui attend les observateurs en 2015. Contactée à ce sujet, l'AAVSO n'a pas répondu à la date où nous publions cet article ... Aussi, baser les observations de la présente conjonction sur la prédiction unique de Muterspaugh et Hartkopf et se restreindre à seule (très) courte fenêtre de surveillance de fin janvier serait sans doute faire preuve d'un optimisme vaillant. Sans doute vaudrait-il mieux s'astreindre à une observation plus étendue, soit du premier janvier au premier mars par exemple. Après-tout, durant l'hiver, les nuits claires ne sont pas si nombreuses que cela.

 

Calendrier pour la Latitude 45°N et la Longitude 0° :

(Dates / Levers d'Alf Com / Passages à l'altitude 20° / Aube astronomique / Altitudes d'Alf Com au moment de l'aube astronomique)

 

15 Décembre Lever : 00h20 20° : 02h20 Aube : 05h46 / 54°

01 Janvier Lever : 23h09 20° : 01h13 Aube : 05h53 / 61°

15 Janvier Lever : 22h14 20° : 00h18 Aube : 05h51 / 62°

01 Février Lever : 21h07 20° : 23h07 Aube : 05h40 / 58°

15 Février Lever : 20h12 20° : 22h13 Aube : 05h24 / 54°

01 Mars Lever : 19h17 20° : 21h17 Aube : 05h02 / 49°

 

Une surveillance photométrique assidue d'Alf Com sur toute la période indiquée est un projet fascinant qui permettrait peut-être de détecter une éclipse marginale de l'étoile, avec une baisse d'éclat peu sensible qui serait, autrement, difficilement objectivable ou même indétectable à l'oeil. Cela permettrait aussi de bien cerner, si l'on a cette chance-là d'être sous un beau ciel étoilé au bon moment, le début ou la fin du phénomène, qui seront très graduels. Il faudra, pour cela, disposer d'un peu plus de matériel ; mais une fois encore, un amateur même faiblement équipé pourra réaliser un excellent travail. Une petite monture équatoriale motorisée sur laquelle sera installé un APN, une caméra dédiée au planétaire ou une CCD d'entrée de gamme munis d'un téléobjectif pourront largement suffire. Le but avoué est d'atteindre une précision de l'ordre de quelques centièmes de magnitude. Alain Klotz (CESR, Toulouse) et Jean-François Le Borgne (Observatoire Midi-Pyrénées, Toulouse), notamment, ont montré qu'avec une installation de ce type, l'incertitude sur les données pouvait être aussi bonne que 0.03 mag sur une étoile 11.5 en cinq minutes de pose (10 fois 30 secondes), et bien meilleure encore sur des étoiles plus brillantes (0.01 mag sur une étoile 7.0).

 

Lire :

Klotz et Le Borgne : VTT (very tiny telescope) : Automatisation de l'observation d'étoiles variables brillantes, Note circulaire GEOS nc 1105, 2009.

 

Ou, plus sommairement :

http://www.astrosurf.com/thizy/rochelle2009/doc/2009oct28G%20RR%20Lyrae%20%28Alain%20Klotz%29.pdf

 

Il y a nécessité impérieuse, cette fois, de suivre une méthodologie rigoureuse : les images devront être calibrées et les instruments et ordinateurs mis à l'heure à la seconde avant chaque observation. Une très légère défocalisation des optiques permettra d'étaler les images stellaires, ceci afin d'éviter tout risque de saturation. Effectuer quelques tests au préalable ; en particulier, il faut veiller à ce que la lumière d'une étoile proche ne vienne pas se mêler, sur les images, à celle d'Alf Com. Une à trois images en rafale, avec un temps de pose de quelques secondes au maximum, toutes les cinq minutes (soit 150 à 500 images par nuit) devraient permettre d'obtenir une résolution temporelle suffisante. Si nécessaire, se reporter aux tutoriaux signés Christian Buil (IRIS) : http://www.astrosurf.com/buil/iris/tutorial15/doc38_fr.htm

 

 

Pour quelques nuits de plus

 

L'astronomie amateur (et professionnelle) est un sport de combat, ou :

Et maintenant, un peu d'astronomie-fiction ...

 

En 1995, Michel Mayor et Didier Queloz démontrèrent, à l'aide du spectrographe ELODIE au foyer du T193 de l'OHP, que les exoplanètes étaient une réalité en découvrant un « Jupiter chaud » autour de l'étoile 51 Pegasi de magnitude 5.49. Près de 2000 planètes ont, depuis, été découvertes, en particulier par la méthode de l'analyse des vitesses radiales (spectroscopie) et par l'observation de transits – notamment –. Parmi cette large population, une soixantaine de planètes orbitent autour d'étoiles binaires, ce qui est à la foi beaucoup et peu. Peu, car il existe un biais observationnel, ce type de recherches, réputées délicates encore il y a peu, n'ayant été entreprises que tardivement. Plusieurs cas intéressants ont été découvert à l'aide du satellite Kepler : les systèmes Kepler 16 et Kepler 34, par exemple, sont des systèmes tout à fait extraordinaires.

 

Il a été démontré que la répartition de la matière dans les systèmes binaires était assez largement soumise à la règle de la coplanarité : quand des planètes se forment autour d'étoiles doubles, leur plan orbital se confond avec celui des étoiles parentes. Le processus est complexe, mais il est globalement équivalent à celui qui est à l’œuvre autour des étoiles simples, à ceci près qu'il existe des zones privilégiées où des corps peuvent se former par accrétion et y demeurer (zones stables) et des zones où la formation de planètes ne peut avoir lieu parce que les vitesses relatives des corpuscules en présence, trop élevées, ne permettent pas l'accrétion – les impacts sont trop violents.

 

On distingue deux populations de planètes autour des étoiles doubles (ou multiples) : les planètes de type P (P pour planetary), dont les orbites sont circumbinaires (elles orbitent autour du centre de gravité commun des deux étoiles compagnes et se trouvent donc loin physiquement de leurs soleils), et les planètes de type S (S pour satellite), qui orbitent autour de l'étoile primaire (orbites circumprimaires) ou de l'étoile secondaire (orbites circumsecondaires). Ces dernières (type S) se trouvent, par la force des choses, bien plus près de leur étoile que les planètes de type P, dans des zones de stabilité généralement étroites, à l'intérieur desquelles la force de gravitation de l'étoile compagne n'a que très peu ou pas d'influence du tout. Les planètes qui ont été découvertes dans des systèmes binaires, à ce jour, sont des deux types. Mais leur nombre demeure encore largement insuffisant pour que des études exhaustives puissent être dressées sur le sujet. En découvrir de nouvelles est vivement espéré par les experts en exoplanètes.

 

Le cas d'Alf Com est tout à fait intéressant en ce sens que l'inclinaison du système est proche de 90°, nous l'avons déjà dit. Il a été assez largement étudié sous l'angle théorique de la possibilité de l'existence de planètes en son sein. Sans entrer dans le détail, signalons simplement que l'étendue des zones de stabilité orbitales ont été calculées dans au moins trois études pour les composantes A et B (les études 1 et 2 sont en date de 2012, tandis que l'étude 3 est plus ancienne : 1998 ; références plus bas). Dans tous les cas, on considère des étoiles de masse légèrement différente : classe spectrales F5/F6.

 

Zones de stabilité de type S, limites externes, la limite interne étant l'étoile elle-même :

 

A : 1.465 UA (étude 1) ou : 1.45 UA (étude 2) ou : 1.49 UA (étude 3)

B : 1.339 UA (étude 1) ou : 1.42 UA (étude 2) ou : 1.45 UA (étude 3)

 

Durée de révolution calculée pour une planète localisée en bordure externe de zone de stabilité de type S :

 

A : 372 jours (étude 1) ou : 555 jours (étude 3)

B : 346 à 349 jours (étude 1) ou : 544 jours (étude 3)

 

En ce qui concerne la zone de stabilité de type P, celle-ci s'étend au-delà de 41.08 UA ou 45 UA dans le cas d'Alf Com pour les études 2 et 3. Période de révolution d'une planète localisée en bordure interne de zone de stabilité de type P : 182 ans (étude 3).

 

La situation n'est pas claire pour autant, s'agissant d'éventuelles planètes pouvant réellement exister dans le système Alf Com. Des recherches ont probablement été effectuées et certaines autres sont peut-être encore en cours en ce moment même, mais on n'en trouve pas trace dans la littérature, et pour cause : la concurrence est rude entre équipes de chercheurs ... A ce jour, ce que l'on peut affirmer, c'est qu'aucune planète n'y a été officiellement découverte et annoncée.

 

L'étoile a nécessairement été surveillée sous l'angle des transits par plusieurs programmes, mais si aucun phénomène de ce type n'a encore été découvert chez Alf Com, on ne peut en déduire que l'absence probable de planète de type « Jupiter chaud » dans les parages tout à fait immédiatement des deux composantes, ce qui n'exclue pas que des planètes géantes puissent se trouver à plus grande distance. Un détail encore : la plupart des programmes de recherche automatisés d'exoplanètes sont conçus de telle sorte qu'ils puissent surveiller la plus large population d'étoiles possible ; les étoiles modérément faibles étant la cible privilégiée, cela exclue, par définition, les étoiles brillantes, peu nombreuses et que l'on sacrifie, qui apparaissent comme saturées sur les images ; de là à penser qu'Alf Com ait pu être incorrectement suivie de ce point de vue là, il n'y a qu'un pas que l'on peut être tenté de franchir ...

 

S'agissant d'observations spectroscopiques (études des vitesses radiales), rien n'est clairement établi non plus et les chiffres que l'on peut trouver sont tout à fait contradictoires et très amples selon les sources. La relative proximité des deux composantes d'Alf Com semble brouiller les pistes. L'on peut probablement en conclure, une fois encore, qu'aucune planète géante ne se trouve à proximité immédiate de l'une des composantes. Mais tout ceci reste « à prendre avec des pincettes » car la difficulté observationnelle est réelle, tant en photométrie qu'en spectroscopie.

 

Citons les trois études desquelles les délimitations de zones de stabilité autour d'Alf Com ont été tirés :

 

Etude 1 : Eggl S., Pilat-Lohinger E. et al : Circumstellar habitable zones of binary star systems in the solar neihborhood, Monthly notices of the RAS, 2012,

Etude 2 : Jaime L. G., Pichardo B. et Aguilar L. : Regions of dynamical stability for discs and planets in binary stars of the solar neighborhood, Monthly notices of the RAS, 2012.

Etude 3 : Holman M. et Wiegert P. : Long-term stability of planets in binary systems, arXiv, 1998.

 

Et deux articles d'un grand intérêt également, au sujet de la formation des planètes dans les systèmes binaires :

 

Thebault P. (Lesia, Observatoire de Paris) et Haghighipour N. : Planet formation in binaries, arXiv 2014.

Holman M. et Wiegert P. : Long-term stability in binary systems, arXiv 1998.

 

Christian Buil (salut Christian !), infatigable défricheur et passeur de talents, a largement innové en la matière, et démontré, dès 2005, que la détection de transits d'exoplanètes connues était à la portée de l'amateur, ceci avec des optiques parfois étonnamment petites (téléobjectif de 200mm à f2,8), derrières lesquelles n'étaient installés que de simples APN. La précision obtenue, dans d'excellentes conditions peut alors être égale à 0.001 magnitude. Le projet professionnel XO (McCullough et al : The XO Project: Searching for Transiting Extra-solar Planet Candidates, 2005) a prouvé qu'il était envisageable même de découvrir des exoplanètes avec de très bonnes mais très petites optiques ; ainsi les planètes géantes gazeuses de la série XO (XO-1b à XO-5b) ont-elles été découvertes avec des objectifs de 200 mm ouverts à 1.8 (diamètre 110 mm) et des temps de pose très courts (quelques dizaines de secondes, en mode automatique) – certes depuis des observatoires d'altitude.

 

L'amateur déterminé pourra donc envisager une surveillance systématique d'Alf Com au cours de l'hiver 2014-2015, « au cas où ». On partira du présupposé selon lequel la prévision de Muterspaugh et Hartkopf est globalement correcte : dans ce cas nous avons la zone de stabilité de type S d'une composante d'un système binaire qui va potentiellement défiler devant son étoile compagne, ce qui n'a jamais été observé auparavant. Ou, du moins, nous observerons le défilement d'un « demi système planétaire » car, ne l'oublions pas, la grandeur de l'éclipse n'est que 0.50 au maximum. Dans ces conditions, seule une planète dont l'orbite sera légèrement inclinée par rapport au plan orbital commun pourra défiler et montrer un transit. Cela tombe plutôt bien : il a été démontré (articles cités) que dans les systèmes binaires, même au niveau d'une zone de stabilité orbitale, les chances de formation et de survie d'une planète sont un peu meilleures légèrement en dehors du plan orbital.

La fenêtre d'observation se prolongera jusqu'au début de l'été, avec une probabilité d'observation positive qui ira en diminuant pour devenir nulle lorsque la zone de stabilité de type S aura entièrement défilé (de l'ordre de 180 jours – estimation – avant et après la conjonction du 24 janvier 2015 ; le phénomène a donc débuté à la fin de l'été 2014 mais il était alors impossible à observer en raison de la proximité du Soleil). On recherchera une planète géante à grand rayon ou très grand rayon (plusieurs Jupiter), seule susceptible d'imprimer sa marque en ombre chinoise devant le disque d'une étoile de type F5 ou F6, beaucoup plus brillante que le Soleil ; une planète localisée assez à distance de son soleil et qui n'aurait pas laissé de marque lisible en spectroscopie. La baisse de luminosité attendue est de l'ordre de 0.3% pendant quelques heures, pour un objet de la taille de Jupiter, soit une baisse assez faible au final, puisqu'en réalité c'est la lumière de deux étoiles F5 ou d'un couple F5F6, et non pas celle d'une étoile isolée, que nous recueillerons combinée sur nos optiques au moment d'un éventuel transit. La difficulté est donc plutôt élevée. Pour comparaison, lorsque nous observons le transit de l'exoplanète de type « Jupiter chaud » TrES-3b, la baisse de luminosité atteint 2.6% … mais l'étoile surveillée alors, de type spectral G, n'est que de magnitude 12.40 et le signal est 1000 fois plus faible que dans le cas d'Alf Com ; un tel transit est facilement accessible avec une lunette de 100 mm, cependant.

 

Transit de TrES-3b observé avec une lunette de 100 mm/CCD :

http://var2.astro.cz/EN/tresca/transit-detail.php?id=1368276404

 

Transit de HAT-P-23b, également observé avec une lunette de 100 mm/CCD. La planète mise en évidence est ici encore un « Jupiter chaud » de 2.09 masses joviennes et 1.368 rayon jovien ; la baisse de luminosité pendant le phénomène ne dépasse pas 0.0076 magnitudes et l'étoile surveillée, de magnitude 11.94, est de classe spectrale G5.

 

http://var2.astro.cz/EN/tresca/transit-detail.php?id=1381750014

 

Transit de HAP-P-7b observé avec un télescope de 200 mm/CCD. La planète est encore un « Jupiter chaud », de 1.8 masse jovienne et 1.42 rayon jovien, orbitant en un peu plus de 2 jours autour d'une étoile de classe spectrale F6 de magnitude 10.5. La baisse de luminosité pendant le transit est égale à 0.0067 magnitudes.

 

http://var2.astro.cz/EN/tresca/transit-detail.php?id=1382291168

 

Une stratégie possible dans le cas d'Alpha Comae Berenices : instrument à poste fixe, poses unitaires de 3 à 5 minutes avec un APN ou – beaucoup mieux – une CCD, en mode défocalisé, sensibilité ramenée au minimum (résolution maximale, filtre ./...), avec une optique supérieure ou égale à 200 mm. Le rapport FD de l'instrument n'est pas un critère discriminant dans la mesure ou l'étoile observée est très brillante et le rapport signal/bruit au mieux de sa forme : autant l'augmenter (barlow) s'il y a nécessité/possibilité. Reste le problème du ciel … Il est parfois des nuits exceptionnellement sèches, transparentes et photométriques en hiver. Le froid ambiant favorisera l'imagerie en réduisant notablement le bruit de fond.

 

Au demeurant, il faut être lucide : au-delà de la part du rêve, il est fort peu probable qu'un amateur isolé détecte quoi que ce soit en orbite autour d'Alf Com ; il s'agit pratiquement d'un travail de professionnel nécessitant des semaines de traque assidue ; un travail qui pourrait s'apparenter à rechercher une aiguille dans une meule de foin dans laquelle on n'est pas même certain qu'il y ait une aiguille à trouver. D'autant plus que la géométrie du système Alf Com n'autorisera le sondage, au final, que d'un tiers de la zone où pourrait se trouver une éventuelle planète géante entre décembre 2014 et juin 2015. Mais qu'importe ! Il s'agit là d'une manière tout à fait inédite de pousser « l'enquête exoplanète » au-delà de ses limites habituelles, en la menant en dehors du plan orbital d'une binaire, en dehors de la zone de transit « ordinaire », et hors de la zone facilement accessible en spectroscopie. En mode automatique, et dans le cadre d'une coopération internationale avec suivi continu de l'étoile ... tout deviendrait presque possible ... sur le papier ! Quoi qu'il en soit, l'occasion est unique : une tentative tous les 26 ans, nous l'avons déjà dit. Et ne rien mettre en évidence du tout, après des semaines d'observation, avec une résolution de quelques millimagnitudes seulement, en posant les choses au pires, ce serait déjà largement contraindre l'étude du système Alf Com, ce qui serait un beau résultat encore pour un petit groupe d'amateurs déterminés.

 

Pour en savoir plus au sujet de l'observation des transits d'exoplanètes :

 

Buil, Christian : Observation of HD189733 b

http://www.astrosurf.com/buil/extrasolar/obs.htm#Observation%20of%20HD189733%20b

 

Gary Bruce L., Exoplanet observing for amateur, Reductionist Publications, d/b/a, 2007.

http://brucegary.net/book_EOA/EOA.pdf

 

 

Notes :

 

(1) Cypris : nom chypriote de la déesse Aphrodite.

(2) Cette observation, et sept autres effectuées par Struve de 1829 à 1837, répertoriées au WDS, ne sont pas reprises dans les Observationes astronomicas institutas in specula caesareae Dorpatensis, vol VII, regroupant les observations Struve pour les années 1827 à 1831. Elles sont données dans le Stellarum duplicium et multiplicium mensurae micrometricae, Saint Petersburg, 1837.

(3) A ce sujet, lire : Herschel, William : On the method of observing the changes that happen to the fixed stars …, Philosophical Transactions, vol 86, 1796. Voir également : A Third Catalogue of the Comparative Brightness of the Stars …, Philosophical Transactions, vol 87, 1797, et : A Fourth Catalogue of the Comparative Brightness of the Stars, Philosophical Transactions, vol 89, 1799.

(4) La parallaxe de l'étoile 61 du Cygne, première étoile dont la distance fut connue, ne fut mesurée par Bessel qu'en 1838.

(5) Traduction Christian Joye. Le texte complet se trouve en annexe, ci-dessous. Struve, Friedrich G. W., Ueber Doppelsterne nach den auf der Dorpater Sternwarte mit Frauenhofers grossem Fernrohre von 1824 bis 1837, angestellten Micrometermessungen, Saint Petersburg, 1837.

(6) En réalité, Struve se trompe : la période de ζ d'Hercule, qui est désormais bien connue, est égale à 34.45 ans, et le plan orbital du couple est incliné à 131° seulement. La séparation entre les deux composantes, de mag 2.95 et 5.40, n'est jamais inférieure à 0.5''. Il s'agit donc d'une configuration qui est très éloignée de celle par laquelle se présente le couple Alf Com AB. Peut-être la différence de luminosité entre les deux composantes est-elle la source de l'erreur ?

 

 

Annexe :

 

Struve Friedrich G. W. : Ueber Doppelsterne nach den auf der Dorpater Sternwarte mit Frauenhofers grossem Fernrohre von 1824 bis 1837, angestellten Micrometermessungen, Saint Petersburg, 1837.

Texte complet. Traduction Christian Joye.

 

"Le résultat le plus important de mes mesures consiste, finalement, en [la mise en évidence de] changements de positions respectives des étoiles doubles, liés à leur mouvement sur leur orbite. Je montre qu’en comparant les résultats de mes mesures avec les résultats plus anciens de Herschel nous avons :

 

58 étoiles doubles pour lesquelles le changement est certain,

39 étoiles doubles pour lesquelles le changement est probable,

66 étoiles doubles pour lesquelles le changement est éventuel.

 

Ces changements ne sont pas liés à un mouvement propre des étoiles, mais bien plus à un changement de positions relatives d’une étoile par rapport à l’autre, donc une conséquence de leur liaison physique. Ceci permet de conclure que la majorité des changements observés, c'est à dire 48 sur les 58 listés ci-dessus, trouve sa source dans [le positionnement relatif des étoiles] et que, entre autres, on observe plus de changement quand elles se rapprochent que quand elle s’éloignent. L’observation de ce dernier point conduit a une proposition importante qui peut s’écrire ainsi :

 

« La classification ordonnée des étoiles doubles selon la distance apparente entre les 2 soleils ne doit pas être fondée sur l’apparence seule, mais doit prendre en compte l’angle sous lequel elles sont observées, et ceci, quelque soit l’éloignement. Il y a beaucoup plus d’étoiles doubles de type 1 séparées par moins de 1'' et peu éloignées l’une de l’autre, que d’étoiles de type 2. Leur attraction mutuelle est le seul élément probant mis en évidence par un mouvement plus rapide et une période plus courte. »

 

Savary, Encke, Herschel II [John, fils de William] et Mädler ont réussi à calculer les orbites de quelques étoiles doubles à partir de leurs observations en supposant que les lois simples de Kepler pouvaient s’appliquer. On connaît avec précision les périodes de 4 étoiles doubles ayant parcouru une période complète, ou presque, depuis les mesures de Herschel. Pour 3 autres étoiles doubles, on connaît avec suffisamment de précision leur période grâce aux observations sur une partie de leur trajectoire.

 

Ces étoiles sont :

 

η de la Couronne Boréale, période de 43 ans,

ζ du Cancer, période de 56 ans,

ξ de la Grande Ourse, période de 60 ans,

ρ du Serpent, période de 80 ans,

σ de la Couronne Boréale, période de 200 ans,

Castor, période de 215 ans,

γ de la Vierge, période de 513 ans.

 

Il est remarquable que des soleils puissent tourner autour d'autres soleils si rapidement, avec une période du même ordre que la planète Uranus met pour parcourir son orbite autour du Soleil. Nous devons en conclure que soit ces soleils sont plus proches qu'Uranus de notre soleil, ou bien que la masse totale des 2 étoiles, du fait de leur vitesse, est significativement plus grande que la masse de notre soleil. Ces observations doivent être discutées plus avant et vont conduire à une conclusion évidente. En ce qui concerne l’orbite des étoiles doubles, il semble que celle de ξ de la Grande Ourse, selon les mesures de Mädler, soit la plus fiable. Si l'on connaissait la parallaxe de ces 2 étoiles, et en conséquence leur distance depuis la terre, on pourrait calculer les éléments de l’orbite et en particulier son aplatissement. Pour le moment, l'on en est réduit à estimer, selon les dernières informations, que l’une des étoiles se trouve à environ 2 millions d’UA de nous. ξ de la Grande Ourse est une étoile de 4eme magnitude pour laquelle on estime l’éloignement à 7 ½ millions d’UA. Selon ces hypothèses, et avec beaucoup d’arbitraire, nous pouvons en déduire les relations entre masse et magnitude de ces étoiles, et à partir de leurs magnitudes apparentes, décrire ces étoiles doubles de la manière suivante :

 

ξ de la Grande Ourse est une étoile double dont les 2 étoiles ont des masses égales à 117 fois et 42 fois celle du Soleil, et donc égales à 159 fois celle de notre soleil ensemble. Si l'on prend pour ces 2 corps la même densité que le Soleil, leurs diamètres sont respectivement de 4 9/10 et 3 ½ fois celui du soleil. Leur orbite est elliptique avec une période de 60 ½ années. Sur cette trajectoire, leur éloignement moyen est de 83 2/5 d'UA, soit presque 4 ½ fois la distance Uranus-Soleil. L’éloignement minimal est de 50 UA et l’éloignement maximal est de 117 UA. L’inclinaison de leur plan de mouvement est de 37° 45’ par rapport à l’écliptique. Leurs diamètres apparents, compte-tenu de la distance, sont, pour les 2 étoiles : 1/400'' et 1/565''. En observant ces 2 étoiles dans notre meilleur télescope avec une résolution de ½’’, et compte-tenu de la dispersion atmosphérique de la lumière dans l’instrument et l’œil, elle doit être discernable.

 

Parmi les 7 périodes listées ci-dessus, la période de η Couronne Boréale est la plus courte avec 43 ans.

 

Il se trouve que ces étoiles sont également les plus proches l’une de l’autre, puisque leur éloignement apparent, même au grossissement maximum, reste inférieur à une seconde. Beaucoup d’autres étoiles doubles sont encore plus proches, cela laisse à penser que la période doit également être plus courte. On peut imaginer que des périodes très courtes doivent exister pour de nombreuses étoiles doubles. Il n’est pas invraisemblable que pour ζ Hercules, la période soit de 14 ans et que pour 42 de la Chevelure de Bérénice elle soit peut-être encore plus courte [note : le texte original cite l'étoile 42 de la Couronne Boréale qui n'existe pas]. Dans quelques siècles, l’astronomie atteindra un niveau de connaissance bien plus riche dans ce domaine pour lequel j’ai posé les fondations grâce à mes travaux.

 

Les périodes très courtes pour les étoiles doubles sont observables par les modifications de leurs position par rapport aux étoiles avoisinantes. Mais également, pour les étoiles doubles à plus longue période, on devrait pouvoir observer sur une courte durée leurs changements de position, lorsque l’excentricité de leur orbite est grande.

Pour conclure je vais parler d’observations remarquables que j’ai effectuées dans ce domaine.

 

Déjà dans mon catalogue de 1827, j’ai parlé de 15 étoiles doubles, répertoriées par Herschel, que j’ai vues comme étoiles triples. Je puis décrire ceci grâce à la puissance et la qualité des optiques du télescope de Dorpat, bien qu’il ne soit pas impossible que l’un ou l’autre de ces compagnons proches ait pu être vu par Herschel ; ces étoiles se cachaient mutuellement. Herschel avait remarqué ce phénomène de recouvrement d’une étoile fixe par une autre pour 2 étoiles, ζ d'Hercules et δ du Cygne, pour lesquelles il avait vu un compagnon en 1780 qu'il ne pouvait plus retrouver 20 ans plus tard. C’est seulement depuis 1825 que j’ai pu retrouver ce compagnon, mais à une place différente.

 

De la même manière que pour l’étoile de Herschel, j’ai analysé avec des mesures micrométriques et résolu 20 étoiles de mon catalogue, augmentant ainsi le nombre d’étoiles doubles proche l’une de l’autre. Ceci est sans aucun doute dû à la possibilité d’une meilleure résolution et d’un plus fort grossissement lié à des conditions optimales. Et donc, on peut avancer qu’un certain nombre d’étoiles ne seront résolues que plus tard, car elles sont réellement trop proches l’une de l’autre en ce moment. L’étoile τ du Serpent en est un exemple remarquable. Herschel l’avait vu double. Dans mon introduction au catalogue de 1827, je notais que cette étoile était la seule du catalogue de Herschel pour laquelle la puissance du télescope de Dorpat était mise en défaut. La fiabilité admirable avec laquelle Herschel conduisait ses observations a été de nombreuses fois louée, et je n’ai donc aucune raison d’imaginer une erreur de sa part. J’ai donc considéré judicieux de suivre cette étoile avec application sur une longue période. Déjà en 1827 je pointais mon télescope sur l’étoile qui, 2 ans plus tôt, était parfaitement ronde. Une petite modification de sa forme ne faisait plus aucun doute en 1835 et, en 1836, je reconnu 2 étoiles séparées. J’ai eu besoin d’un grossissement énorme pour séparer la lumière de 2 différentes étoiles qui se trouvaient évidemment très proches l’une de l’autre. Il est facile de comprendre que, voir le phénomène de superposition de 2 soleils formant une étoile double, vu par nous terriens, est particulièrement ardu lorsque la direction de leur mouvement sur est orientée vers la terre et que nous ne pouvons en voir que l’intensité, pour ainsi dire.

 

Mes observations, sur la base de leurs trajectoires et de leurs mouvements, et des phénomènes qu’ils induisent, peuvent se résumer en 3 types :

 

1) Il y a des étoiles qui ont été observées dans le passé comme étoiles doubles, qui sont si proches que l'on peut à peine deviner un allongement, ou simplement les observer. Par exemple L’étoile Atlas des Pléiades, η d’Hercule, ω du Lion, γ de la Couronne Boréale, γ de la Vierge, et l'étoile No 2173 de mon catalogue. Parmi ces étoiles, l’avant dernière est remarquable, car malgré sa longue période de 500 ans, et du fait de sa forte excentricité et son extraordinaire vitesse angulaire, son orientation a changé au cours des 2 dernières années (1834-1836) de pas moins de 80 degrés, et de plus de 130 degrés depuis 1822. Au même moment, l’écart a réduit de 3'' à 3/10''. L’étoile qui, déjà depuis plus de 100 ans apparaissait comme double avec un petit télescope, est maintenant difficilement visible avec le plus gros télescope. Herschel avait publié que l’étoile apparaissait facilement comme double depuis son observatoire. A Dorpat et à Berlin, elle n’apparaît qu’allongée, de même qu'avec la lunette de Munich.

 

2) Il y a les étoiles qui, auparavant, étaient simples et sont devenues doubles. Parmi elles, τ du Serpent et ε du Petit Cheval. D’autres étoiles passant de doubles à simples, comme 44 du Bouvier et bien d’autres.

 

3) On trouve une connexion entre les 2 phénomènes. J’ai ici 2 cas remarquables. ζ d'Hercule : en 6 ans l’étoile compagnon a disparu complètement et a réapparu de l’autre côté. L’étoile 42 de la Chevelure de Bérénice était double de 1827 à 1829, et elle est maintenant à peine plus grosse qu’une étoile simple. En 1833, même avec un grossissement de 1000 fois, je ne voyais qu'une simple forme ronde sans déformation. Mais en 1835, l’étoile s’est à nouveau allongée ; et elle est apparue double et bien séparée en 1836. Il est probable que l’étoile compagnon n’a pas encore atteint sa position extrême, mais reviendra à sa position passée dans 8 années. Il est difficile de faire une estimation avec précision, car la lumière provient d’étoiles qui sont trop peu écartées l’une de l’autre, et il est également possible qu’il y ait un changement de luminosité."

 

Pour en savoir plus (partie historique) :

 

Mythologie :

Bayle Pierre - Dictionnaire historique et critique, tome premier. Leide, 1730.

http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k50432q

 

Bevan Edwyn R. - The house of Ptolemy. A history of hellenistic Egypt under the Ptolemaic dynasty. 1927, Chicago 1968.

http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Places/Africa/Egypt/_Texts/BEVHOP/home.html

 

Callimaque – Oeuvres de Callimaque, traduction nouvelle avec notes de Joseph Trabucco. Paris, 1934.

http://www.camberbec.org/Callimaque/

 

Dobias Lalou Catherine - Figures féminines en Libye antique : les reines. 2012

(http://ch.hypotheses.org/90)

 

Les reines Lagides : les Bérénice.

http://www.antikforever.com/Egypte/Reines/les_berenice.htm#Berenice%20II_de_cyrene

 

La dynastie Lagide.

http://www.antikforever.com/Egypte/Dyn/ptolemees.htm#Ptolemee%20III

 

Struve, Friedrich G. W. :

 

Tartu Observatorium (Dorpat) :

http://www.aai.ee/muuseum/Main/Downloads/Observatoorium.pdf

(en estonien)

 

Bayerischen Staatsbibliothek : publications en latin, allemand et français de Struve, Friedrich G. W.

http://www.muenchener-digitalisierungszentrum.de/index.html?c=autoren_werke&ab=Struve,%20Friedrich%20G.%20W.&l=de

 

Struve, Friedrich G. W.: Catalogus novus stellarum duplicium et multiplicium : maxima ex parte in specula Universitatis Caesareae Dorpatensis per magnum telescopium achromaticum Fraunhoferi detectarum ; Doparti 1827.

http://reader.digitale-sammlungen.de/de/fs1/object/display/bsb10934431_00005.html

 

Struve, Friedrich G. W., une courte biographie :

http://www.encyclopedia.com/doc/1G2-2830904191.html

 

Herschel William : Double star catalogues

http://www.handprint.com/ASTRO/herschel.html

Modifié 28 décembre 2014 par chrismlt

Merci pour cet article très intéressant !

 

J'espère que l'appel sera entendu par ceux qui disposent de l'équipement nécessaire.

Merci pour cet article très intéressant !

 

J'espère que l'appel sera entendu par ceux qui disposent de l'équipement nécessaire.

 

Bonsoir Yogo !

 

Comme tu as pu le lire, il n'y a aucune nécessité absolue de posséder un matériel sophistiqué pour réussir cette observation, puisqu'une baisse de luminosité de 0.5 à 0.8 mag se voit bien à l'oeil nu. A la limite, Alf Com étant de magnitude 4.32, elle sera, sous un ciel moyen, assez discrète à son éclat normal ... tandis qu'elle disparaîtra au coeur de l'éclipse, pendant une nuit ou deux, alors que les étoiles repères à proximité demeureront observables.

Pour la photographier, n'importe quel APN sur trépied fera l'affaire.

 

En attendant, pour ceux qui maîtrisent l'anglais, il y a cet article concernant l'éclipse de 1982 de l'étoile 31 Cygni (mag 3.8), qui présente des éclipses tous les 10 ans :

 

http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?db_key=AST&bibcode=1984ApJ...281..751S&letter=.&classic=YES&defaultprint=YES&whole_paper=YES&page=751&epage=751&send=Send+PDF&filetype=.pdf

 

Ou cette version, plus sommaire :

http://www.hposoft.com/Astro/PEP/31Cygni.html

 

Les courbes sont très tranchées.

Bonjour tous,

 

Trois points à ce sujet aujourd'hui :

 

1 - La mailing list Alf Com:

 

Je demanderais volontiers aux observateurs qui sont éventuellement intéressés, s'ils le veulent bien, de s'inscrire à la mailing list crée à cet effet. Comme j'ai posté l'appel à observation un peu à droite à gauche, sur des listes et des forums, en plus de contacts privés, je risque d'oublier des observateurs quand j'envoie des infos nouvelles, et aussi, cela me facilitera la tâche, parce que poster les mêmes infos un peu partout, ça prend du temps et ça peut être ennuyeux, à la longue, pour ceux qui ne sont pas concernés de recevoir ces infos en double/triple.

 

Un petit bonus pour ceux qui seront inscrits : Matthew Muterspaugh du Tennessee State University, auteur des prévis en la matière et coordonnateur/observateur pro principal dans cette affaire est inscrit.

 

Nous aurons donc la possibilité d'avoir des infos en live si nécessaire.

Pour vous inscrire :

 

https://groups.yahoo.com/neo/groups/Alf-Com-Eclipse/info

 

Vous ne devriez pas être débordés de mails a priori.

 

***

 

2 - Des étoiles de référence pour ceux qui tenteront la photométrie :

 

Les étoiles suivantes sont recommandées :

 

(Source : Matthew Muterspaugh (Tennessee State University), mail privé)

 

HD114520 (HIP 64312) : V=6.82, B-V=0.46, F2 II.

 

HD 113848 (39 Com, HR 4946, HIP 63948) : V=5.99, B-V=0.39, F4 V.

 

Ces deux étoiles ont été suivies pendant 22 ans à l'aide d'un télescope automatique par Gregory W. Henry (Tennessee State University) et montrent une constance à une millimagnitude près d'une nuit sur l'autre à l'échelle de l'étude ("night-to-night and year-to-year timescales"). La déviation ne dépasse pas 0.0019 mag sur 2000 observations menées en 22 ans. Alf Com elle-même, ainsi que déjà suspecté, montre quelques variations sans qu'il soit possible pour l'instant de déterminer une période (quelques millimagnitudes d'une nuit sur l'autre et à plus grande échelle de temps).

 

Commentaire : ces deux étoiles sont situées assez largement à distance d'Alf Com (HD114520 = 3°42' et HD113848 = 3°43'). Elle seront satisfaisantes en ce qui concerne la détection de l'éclipse d'Alf Com, à condition de disposer d'une optique à champ large et que le ciel soit coopérant (pas de gradient de pollution lumineuse ou de nuages d'altitude), mais feront difficilement notre affaire s'agissant de détections plus pointues.

 

Si l'on ne dispose que d'un champ restreint, les étoiles suivantes peuvent être prises en considération, à défaut :

 

(Source : CDS Strasbourg/ Données Hipparcos / VSX)

 

HD114241, HIP64169, V6.94 mag, K3, localisée à 1°7', variabilité 0.013 hpmag.

HD114326, HIP64226, V5.91 mag, K5, localisée à 41', variabilité 0.014 hpmag, V5.87-5.94 VSX, brillante mais peu fiable.

HD114762, HIP64426, V7.30 mag, F9, localisée à 33', variabilité 0.008 hpmag.

HD114793, HIP64449, V6.51 mag, G8, localisée à 1°22', variabilité 0.006 hpmag.

HD114889, HIP64496, V6.10 mag, G8, localisée à 1°25', variabilité 0.008hpmag.

 

Mise à jour du 2014-12-13 :

 

Interrogés au sujet d'éventuelles étoiles de référence pour la photométrie localisées à moins d'un degré d'Alpha Com, champ courant dans les instruments amateurs, Matthew Muterspaugh et Gregory Henry ((Tennessee State University) donnent les précisions suivantes (source : mail privé) :

 

Mathhew Muterspaugh : Our telescopes move back and forth between the target and comparison stars, rather than trying to observe both simultaneously. I have forwarded your question to Greg Henry, our resident photometry expert, to see whether there might be close-by stars for simultaneous, on-chip CCD photometry. I have done a simple query, and it appears that the following bright stars are within 1 degree:

 

HD 114300 (V=8.27, Hipparcos scatter of 0.015 mag)

HD 114265 (9.77, 0.037 scatter)

TYC 1451-117-1 (V=9.98)

HD 114219 (9.45)

BD+18 2691 (9.67)

BD+17 2592 (9.49)

HD 114762 (7.29, 0.0011 scatter; historically, this may be the first star around which an exoplanet was discovered, in 1989)

BD+18 2692 (V=9.63)

GJ 9428 (V=11.8, but bright for anyone with infrared equipment)

HR 4962 (V=5.87, 0.014 scatter)

BD+18 2699 (V=9.63)

 

I'm not sure how faint you can use reference stars without saturating the detector for the bright target star---it somewhat depends on the well depth of your CCD and its noise properties. While the V=9-10 stars may thus not be useful, HD 114762 and HR 4962 probably provide sufficient references.

 

Gregory Henry : Unfortunately, there are not bright comparison stars within a one degree field of alpha Com A. The closest & brightest within the field is HD 114300. It's about 7 or 8 arc minutes to the southwest of alpha Com. As far as I can determine, it is not known to be variable. This will be a tough observation for CCD users.

 

Commentaire : des étoiles signalées ci-dessus, HD 114300 (M1, mag 8.26) apparaît effectivement comme l'étoile la plus intéressante. Nous l'avions écartée en première intention en raison de son éclat jugé un peu trop faible pour en faire une balise fiable ; toute la difficulté sera d'obtenir suffisamment de signal/bruit sur celle-ci, tout en ne saturant pas notre étoile cible. HD114326 (HR4962) et HD114762 avaient déjà été pointées comme possiblement fiables.

 

 

D'autres updates ici :

 

http://millimagjournal.wordpress.com/alpha-comae-berenices/alpha-comae-berenices-updates/

 

*

 

3 - l'AFOEV est intéressée à recevoir nos observations, lequelles seront ensuite relayées auprès de l'AAVSO. Je détaillerai la marche à suivre dès que possible.

 

Bien à vous.

C

Modifié 24 décembre 2014 par chrismlt

Bonsoir,

je n'interviens ici que pour "marquer la page" et pouvoir y revenir.

Au delà de mes compétences mais passionnant !

JM

https://groups.yahoo.com/neo/groups/Alf-Com-Eclipse/info

 

J'enverrai en sus un mail d'invitation aux personnes qui se sont déjà déclarées intéressées.

 

Vous ne devriez pas être débordés de mails a priori.

 

***

 

 

je suis potentiellement intéréssé.

 

en fonction de ce que le pere noel metra sous le sapin, peut etre serais je en mesure de tenter de la photometrie...

 

 

merci de 'menvoyer un mail d'invitation.

 

 

Merci pour toutes ces infos...

Bonjour tous,

 

 

Une requête sur CDS/Simbad/Strasbourg a permis de dénombrer toutes les étoiles dont la magnitude est comprise entre V4.10 et V4.40, et ayant un type spectral F5 ou F6 ; elles sont peu nombreuses. Ces étoiles ont donc des caractéristiques de base très proches de celles d'Alpha Comae Berenices, et sont susceptibles d'être utilisées comme étoiles de référence – en soirée – pour tester les optiques et les temps de pose à appliquer à Alpha Comae le temps venu.

 

Psi Cap V4.15 F5

Kap Peg V4.16 F5 spect/bin

110 Her V4.19 F6 V 4.17-4.21

Tau Eri V4.20 F5

Ksi Peg V4.20 F6

Kap Tuc V4.25 F6+K1 dbl

45 Oph V4.29 F5

Pi Peg V4.29 F5

Tet Gru V4.33 F5 dbl

Ups2 Cen V4.33 F6 spect/bin

HR2906 V4.39 F6 Puppis

 

Parmi celles-ci, il apparaît que les trois étoiles ci-dessous sont les meilleures candidates : altitude 50 à 60 degrés en début de soirée pour une latitude 45N.

 

Kap Peg (HIP 107354 – Hpmag = 4.2347)

Ksi Peg (HIP 112447 - Hpmag = 4.3058)

Pi Peg (HIP 109410 - Hpmag = 4.3853) ***

 

Depuis l'hémisphère sud, Tau Eri, HR2906 et Tet Gru sont de meilleures candidates.

Bonjour,

 

Je souhaite également recevoir un mail d'invitation si possible

 

A cette magnitude, c'est obligé qu'on obtienne quelque chose de cette campagne d'observation, il suffit de jeter un coup d'oeil ou de jumelles des que l'on peut.

Comment formater vos observations d'Alf Com – C'est facile !

 

Dans la mesure où il s'agit d'une coopération internationale – un observateur isolé au fond de son jardin ne pourra rien prouver, ou si peu –, il va falloir regrouper les observations à venir. L'AFOEV sera notre interlocuteur privilégié. De par sa stature et ses relations, notamment avec l'AAVSO, nous pouvons être certains que nos observations seront utiles/utilisées; qu'elles ne dormiront pas sur nos disques durs.

 

TOUTES LES OBSERVATIONS SERONT UTILES ET DOIVENT ETRE PUBLIEES, y compris des observations jugées « NEGATIVES », c'est à dire des observations qui ne montrent apparemment aucune baisse d'éclat de l'étoile surveillée.

 

L'AFOEV (Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables) est une association fondée en 1921, sise à l'Observatoire de Strasbourg. Elle met à dispositions des scientifiques qui en ont besoin les données recueillies depuis près d'un siècle. D'une manière générale, les données reçues par l'AFOEV sont envoyées, après vérification et traitement, à l'AAVSO (American Association of Variable Star Observers) par son secrétaire, Mr Laurent Vadrot, sur une base mensuelle, et un peu partout dans le monde par l'intermédiaire de son bulletin, qui est aussi référencé sur NASA/ADS.

 

Site de l'AFOEV:

http://cdsarc.u-strasbg.fr/afoev/

 

L'AFOEV traite des milliers de lignes d'observations chaque mois, ce qui est, au minimum, une tâche harassante. Il va donc falloir formater les données avant de les envoyer à l'AFOEV.

 

Pour simplifier le travail de Mr Vadrot, je centraliserai les observations envoyées sur la mailing-list et celles postées sur ce forum, s'il y en a, pour les envoyer en bloc (vous pouvez aussi me contacter en MP). Mais si pour des raisons personnelles vous préférez correspondre directement avec l'AFOEV, pas de soucis ; l'adresse mail de Mr Vadrot est disponible sur le bulletin de l'AFOEV. Il faut savoir que Laurent V est passablement occupé par son travail de secrétaire AFOEV (et vie privée) et qu'avoir affaire avec un interlocuteur unique lui facilitera la tâche.

 

Comment formater nos données/observation - un exemple d'observation visuelle:

 

Star/Date/Magnitude/Observer code

 

AlfCom 56543.1234 4.3 VTL

 

Ou

 

ComAlf 20141215.1234 4.3 VTL

 

Notes:

- les champs de datas doivent être séparés par des espaces !!! NE PAS UTILISER LA TOUCHE TAB.

- Il faut autant de lignes que d'observations au cours d'une nuit

- Dates en jours juliens ou au format VS-NET avec 4 chiffres après la virgule. (Iris retourne la valeur en JD avec « info » ; on peut aussi se procurer cette valeur avec le soft « Cartes du Ciel », notamment).

- la valeur magnitude doit être donnée avec 2 chiffres après la virgule au maximum (1 chiffre pour du visuel). Les photométristes devront qualifier leurs observations par l'un des codes suivants, placés juste après la magnitude :

 

L CCD (U)

M CCD ( B )

N CCD (V)

O CCD ®

P CCD (I)

Q CCD clear‚

R CCD (Rc ou CR)

S CCD (CV)

Y Green channel from DSLR Camera (Canon EOS Digital)

 

Ce qui donne quelque chose comme cela pour une observation faite avec un APN :

 

AlfCom 20150122.1234 4.77Y VTL

 

- Je rappelle que les observations APN doivent se faire dans le canal VERT et non pas RGB, SINON LES OBSERVATIONS SERONT REJETEES, ce qui serait dommage.

- Si vous n'avez pas de code observateur AFOEV, mettez simplement votre nom + pays. Un code perso vous sera attribué et envoyé.

- autres données : n'oubliez pas votre adresse mail. Les renseignements suivants seront utiles et conservés « à par »: Lat/long/altitude, ville, télescope, type de CCD/camera, temps de pose et autres détails d'importance (pas besoin de détailler toute la procédure de traitement cependant), soft utilisé pour la réduction des données, étoile(s) de comparaison utilisée(s), et autres particularités (météo ./... ).

 

 

Autre chose encore ?

 

!!! Si la précision de vos données photométriques dépasse celle qui est demandée par l'AFOEV/AAVSO et atteint la millimagnitude, par exemple, n'hésitez pas à effectuer une double publication sur la liste ou le forum.

 

En cas de nécessité l'AFOEV ou l'AAVSO vous contacteront directement. Des scientifiques sont inscrits sur la mailing-list ; ils vous contacteront si besoin.

 

Je vais créer une page web spéciale sur le « Millimag Journa » pour regrouper toutes les observations reçues. De plus, une copie de vos observations demeura disponible encore dans les archives de la mailing-list tant que celle-ci restera en ligne.

 

Si vous ne souhaitez pas que vos données soient publiées, faites le moi savoir ; j'espère toutefois que les personnes inscrites sur la liste ou qui auront montré de l'intérêt pour cette observation sur le forum auront en tête l'esprit de partage et qu'elles seront heureuses de mettre leurs observations à la disposition de la communauté.

 

En retour, nous espérons des professionnels inscrits sur la mailing-list qu'ils partagent leurs propres données et nous envoient des alertes, afin que nos propres observations soient de meilleure qualité.

 

Notez qu'aucun détail personnel ni adresse mail ne sera placé sur le web. Votre nom peut également être effacé au profit de votre code observateur si vous le désirez. Faites le moi savoir.

 

Vous demeurez propriétaires de vos données évidemment. Toute publication de vos données dans un article scientifique fera l'objet d'un crédit en tant que co-auteur.

 

Bon ciel à tous !

Modifié 27 décembre 2014 par chrismlt

Bonjour tous,

 

Un tutoriel pour envisager sereinement la photométrie automatique sous Iris, avec une feuille de calcul, aimablement fournie par l'ami Etmo , pour interpréter les résultats.

 

Essayez, c'est bien plus facile que ce que l'on pense généralement !

 

http://millimagjournal.wordpress.com/photometrie-iris/

 

C

Bonjour tous,

 

La page des résultats :

 

https://millimagjournal.wordpress.com/alpha-comae-berenices-eclipse-2014-2015-observations/

 

Les données obtenues depuis décembre ne montrent pas de variations significatives de l'éclat d'Alf Com.

 

Nous entrons ce jour dans la période "hot" (11 janvier au 06 février), pendant laquelle l'éclipse a le plus de probabilité de survenir.

 

Une surveillance assidue 24/24 7/7 est nécessaire ; je renouvelle donc l'appel : votre participation est la bienvenue !

 

Mailing list :

https://groups.yahoo.com/neo/groups/Alf-Com-Eclipse/info

 

Autre site d'intérêt :

Brian Tieman (USA) - Photométrie avec un simple télé de 28-105 Nikon.

 

https://sites.google.com/site/astronomer101projects/observer-logs/2015/01-january/20150109#TOC-06:48-Through-the-Exhaust

 

C.

Aïe aïe aïe ... On se donne rendez-vous dans 26 ans et on observe 6 mois avant et 6 mois après ?

Le dernier email de Matthew Muterspaugh indique que l'éclipse, s'il y en a eu une, a eu lieu il y a 2 mois

Des erreurs de mesures, il y a près de 100 ans, ont conduit à un mauvais modèle de prédiction de l'éclipse...

Aïe aïe aïe ... On se donne rendez-vous dans 26 ans et on observe 6 mois avant et 6 mois après ?

Le dernier email de Matthew Muterspaugh indique que l'éclipse, s'il y en a eu une, a eu lieu il y a 2 mois

Des erreurs de mesures, il y a près de 100 ans, ont conduit à un mauvais modèle de prédiction de l'éclipse...

 

Bonjour tous,

 

Effectivement, la campagne d'observations est stoppée. Ce n'est pas encore cette année que l'on en saura beaucoup plus sur cette double à suspense.

 

Il faut cependant se réjouir à plusieurs niveaux. En 1989, malgré l'appel lancé par S&T, il n'y avait pas eu d'échos ; on ne dénombre que 3 données dans la database de l'AAVSO. Cette fois, on dénombre plus de 800 mesures obtenues depuis décembre, dans cette même base de données, auxquelles viendront s'ajouter les 638 mesures que j'ai obtenues moi-même qui seront envoyées d'ici à quelques jours. Si elle la prédiction avait été correcte initialement, l'éclipse ne nous aurait probablement pas échappée.

 

La coopération internationale a bien fonctionné, même si les choses étaient encore en devenir, et des contacts ont été noués.

 

Il faudra effectivement surveiller cette étoile de près sur une plus longue période, sans aucun doute avec des moyens automatisés.

 

L'année prochaine une autre binaire à éclipse à très longue période sera à surveiller, pour une campagne de plus d'un an : VV Cephei. Il s'agit d'une étoile de type Epsilon Aur. J'en causerais dans le micro ici même.

 

L'astronomie est (parfois) un sport de combat !

 

*

Dear All,

 

I want to thank everyone for your observations, though I have some bad news regarding Alpha Com and its predicted eclipse. After many difficulties in obtaining updated separation measurements, it has been discovered that the orbit model which predicted the time of the eclipse was in error due to 3 position measurements from ~100 years ago listing the binary position angle incorrectly by 180 degrees. Using these skewed the orbital model despite the presence of over 600 additional measurements, in just enough of a manner to cause the timing prediction to be incorrect. The eclipse, if it did happen, was about two months ago (at which point, the system was only barely above the horizon at sunrise, so photometry would have been rather difficult anyways). I am working on writing up a formal report detailing the error, describing the events leading to the discovery and correction, presenting a corrected orbit, and the times of the eclipses. However, I wanted everyone to know this as soon as possible so that efforts might not be wasted.

 

Best Regards,

Matthew Muterspaugh

Associate Professor, Physics and Astronomy

Interim Director, Center of Excellence in Information Systems

Tennessee State University (Nashville, TN, USA)

 

*

 

AAVSO Special Notice #395

16 January 2015

 

Alpha Com campaign cancelled

 

We have been informed by PI Dr. Matthew Muterspaugh that his campaign

on alpha Com (AAVSO Alert Notice 506) has been cancelled. Position

measurements published a century ago contained errors that affected

the predictions for the time of eclipse.

 

More information will be coming from Dr. Muterspaugh and we will

disseminate it to everyone in an Alert Notice, but he asked that the

observer community be informed now so that observing efforts might

not be wasted.

 

Thank you very much for your contributions to the campaign to date.

Your careful efforts are appreciated!

 

This AAVSO Special Notice was compiled by Elizabeth O. Waagen.

Dommage... Merci pour les infos en tout cas.

Bonjour tous,

 

Quelques nouvelles fraîches à ce sujet :

 

http://arxiv.org/abs/1501.05639

 

Les choses sont plus claires dorénavant.

Mais la partie n'est pas encore complètement terminée.

 

Wait and see.

C