TECHNIQUES D'OBSERVATIONS

 

 

Occultation :

 

Une occultation est un phénomène de recouvrement apparent d'un élément par un autre.En astronomie, le recouvrement d'un astre par un objet. La technique consiste à observer la variation de luminosité d'un astre en fonction du temp.

 

Interferometrie par tavelures :

 

L'interférométrie des tavelures est une technique de traitement d'image utilisée en astronomie qui permet d'augmenter de façon radicale le pouvoir de résolution d'un télescope au sol. Son utilisation a mené à nombre de découvertes, dont la lune de Pluton, Charon, la qualité binaire de certaines étoiles autrement perçues comme singulières, et la détection de taches solaires à la surface d'étoiles géantes comme Bételgeuse.

Au sol, dans le domaine optique, les télescopes sont confrontés à la turbulence atmosphérique qui est à l'origine de l'étalement des images (perte de cohérence spatiale de l'onde) formant des tavelures (« speckles » en anglais).La technique consiste en une succession rapide de poses élémentaires de quelques millisecondes. Cette technique rendra aux grands télescopes leur pouvoir de résolution théorique

 

L'interférométrie différentielle :

 

L'interférométrie différentielle consiste en une mesure de la position du photocentre d'une source astrophysique en fonction de la longueur d'onde. Les objets concernés par cette technique sont ceux qui ne sont pas résolus par le télescope. La précision de la mesure est donnée par la résolution du télescope (lambda/D) divisée par le nombre de total de photons collectés dans chaque canal spectral. On peut ainsi atteindre des précisions de l'ordre du dixième de milliseconde d'arc avec des télescopes de 2 à 4 mètres.

L'interférométrie différentielle peut s'appliquer à un vaste ensemble d'objets  parmi lesquels on peut citer:

•  Les systèmes binaires et multiples (séparation des spectres, formation et évolution)

•  La recherche d'exoplanètes

•  Les étoiles en rotation (axe et vitesse de rotation)

•  La cartographie de taches stellaires

•  Les Céphéides (mesure directe de distance)

•  L'astérosismologie

•  Les environnements stellaires

•  Les noyaux actifs de galaxies et les quasars

 

Polarimetrie :

 

La lumière provenant des sources planétaires peut acquérir une polarisation sous l'effet de différents phénomènes:

•  La diffusion sur une surface rugueuse (polarisation des surfaces des corps sans atmosphère)

•  La diffusion dans les nuages de poussières (comètes, poussières interplanétaires, poussières martiennes) ou de nuages atmosphériques (nuages de Vénus, de la Terre, de Jupiter)

•  La diffusion au sein d'une atmosphère, par le gaz lui même (diffusion Rayleigh, responsable aussi de la couleur bleue du ciel sans nuage)

D'autres mécanismes sont également possibles dans les émissions lumineuses de transitions électroniques, comme on en observe dans les aurores polaires des planètes, mais ont encore été peu étudiés.

L'information portée par la polarisation s'ajoute à celle donnée par la variation d'intensité lumineuse avec la longueur d'onde ou les conditions d'éclairement, et peuvent s'interpréter dans les modèles planétaires ou cométaires. Dans le cas de la diffusion par des particules (poussières ou gouttelettes nuageuses), l'information portée par la polarisation sera liée à la taille ou la forme des particules

 

Spectroscopie :

 

La spectroscopie est parmi les moyens d'étude l'outil le plus puissant permettant d'accéder à la

composition des objets. Deux approches sont utilisées pour l'interprétation des données

spectrales. La première approche consiste à comparer les spectres avec ceux des météorites

obtenus en laboratoire. En effet, les météorites représentent le seul matériel de comparaison

disponible. La seconde approche consiste à reconnaître et quantifier les signatures spectrales

des différents minéraux . Il est possible de classer la plupart des astéroïdes sur la base de leurs propriétés spectroscopiques, dans un petit nombre de types que l'on appelle les types taxonomiques. On peut alors associer à chaque type taxonomique (C, S, E, …) un albédo, des minéraux (carbone, olivine, enstatite, …) et des météorites (CI, pallasite, achondrite, …). Toutes ces informations peuvent en retour donner des contraintes précieuses sur la densité de ces objets.

 

Même si une planète est invisible sur une image, sa présence peut être décelable par l'analyse de son étoile. En effet, toutes deux forment un système dynamique et se déplacent sur des orbites elliptiques autour du centre de masse de ce système. Les déplacements de l'étoile sont nettement plus faibles que ceux de la planète, mais ils sont néanmoins décelables dans certains cas par les instruments existants. La spectroscopie stellaire permet de mesurer la vitesse radiale (vitesse d'éloignement ou d'approche) d'une étoile. Si une planète est présente, l'évolution de cette vitesse radiale montrera une oscillation périodique qui pourra trahir sa présence si la précision des mesures est suffisante. C'est en utilisant cette méthode dite des vitesses radiales que Michel Mayor et Didier Queloz ont découvert la première exoplanète en orbite autour d'une étoile de type solaire, en 1995. C'est également cette méthode qui a permis de détecter l'écrasante majorité des exoplanètes connues à ce jour.

 

 

	Techniques modernes d'observation

 

	Grandeurs mesurées	Domaine Spectral	Principe	Avantages/ Inconvénients	Références
Photométrie CCD	période, forme, pole	Visible	Mesure l'éclat et ses variations en fonction de la rotation et l'albédo.		French et Binzel, 1989
Occultation	taille, forme	Visible	Analyse l'ombre projetée par un ast passant devant une étoile.	Précision élevée: D D/D = 5%. Applicable à un nombre limité d'ast.	Millis et Dunham, 1989.
Interférométrie par tavelures	taille, forme	Visible	Composition d'images de qq millisec chacune afin de s'affranchir du seeing.	Grande résolution angulaire	Roddier, 1988. Labeyrie, 1978.
Radiométrie	albédo, taille	Infrarouge	Mesure l'émission thermique		Matson, 1971.
Polarimétrie	albédo, taille	Visible	Mesure la polarisation de la lumière émise.	Temps d'observation long.	Dollfus et al. 1989
Radar	taille, forme, période, pole, texture de surface, composition	Radio	Analyse de l'écho radar retourné par l'ast.	Applicable à un nombre limité d'ast. (grands ou très proches)	Ostro, 1989
Spectrophotométrie	composition	Visible IR UV	Photométrie à travers plusieurs filtres de plusieurs largeurs	Technique supplantée par la spectroscopie.	Mc Cord et al. 1970.
Spectroscopie CCD	composition	Visible IR UV	Obtention d'un spectre continu.		Luu et Jewitt 1990