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I. La recherche
Il nous a fallut, tout d'abord, trouver une étoile binaire compatible avec nos observations. En effet, une binaire observable uniquement dans l'hemisphère Sud n'est pas compatible avec l'interféromètre en Californie. Il faut aussi que l'étoile soit suffisamment brillante (magnitude < 5) pour que l'on puisse l'observer convenablement. Il existe un outil qui s'appelle Simbad. C'est un service du Centre de données astronomiques de Strasbourg qui répertorie les différentes propriétés de base (coordonnées, magnitudes, parallaxe ...) de chacune des étoiles recensées dans un catalogue astronomique. Simbad contient également un résolveur de noms, permettant ainsi de connaître tous les autres noms de l'objet considéré, puisque tous les astronomes n'utilisent pas toujours les mêmes noms. En effet, une étoile répertoriée dans le catalogue Hipparcos a un nom commençant par HIP suivi d'un numéro (ex: HIP 65378). Cette même étoile qui est aussi répertoriée dans le catalogue Henry Draper a un nom commençant par HD suivi d'un numéro différent du précedent (ex: HD 116656). Ces deux noms (HIP 65378 et HD 116656) désignent la même étoile que l'on nomme aussi MIZAR A.  La liste faite par M. Petr Zasche, un collaborateur tchèque du groupe de l'OCA, regroupait 8 étoiles binaires. Grâce à ce service, nous avons pu parcourir une multitude d'articles nous permettant de savoir si les étoiles avaient déjà été observées par interférométrie, si elles étaient bien ou peu connues ...Du fait qu'aucune de ces 8 étoiles ne se révéla satisfaisante, il a fallu chercher dans différents catalogues une étoile pouvant satisfaire à nos conditions. La recherche dans le "9th catalog of Spectroscopic Binary orbit (Pourbaix +2005)" a été fructueuse puisque c'est là que nous avons trouvé l'étoile MIZAR A (composante principale: HD 116656 ; compagnon: HD 116657) qui semblait en tout point compatible. II. VEGA PLAN
Une fois la binaire choisie, on
utilise l'outil VEGA PLAN permettant de visualiser l'observabilité de
l'étoile durant la nuit à une période de l'année préalablement définie.
 Voilà ce que l'on obtient lorsque l'on rentre le nom de l'étoile dans le logiciel. (dans notre cas HD 116656 dans la case "HD nb") On constate qu'il fournit aussi quelques informations sur l'étoile comme ses coordonnées (ascension droite et déclinaison), le type spectral ... Le graphe en haut à gauche nous montre la base (ici S1S2 par défaut) vu de l'étoile. On constate que la base tourne au cours du temps (étant donnée que la Terre tourne). Le graphe en bas à gauche nous montre: - La hauteur de l'étoile au dessus de l'horizon en fonction du temps (représentée par la courbe en pointillés). - La limite d'observation (représentée par la droite en trait plein qui coupe la courbe en pointillés). Nous ne pourrons donc pas observer l'étoile quand elle se situera au dessus de cette limite. - La position de la ligne à retard en fonction du temps (représentée par la courbe la plus basse). Le menu sur la droite nous permet de choisir nous même la position de la ligne à retard de référence ainsi que les différents POP (lignes à retards de 15 mètres). Le graphe en bas à droite est celui qui nous montre la visibilité de l'étoile durant la nuit. La zone hachurée représente le jour. Comme vous pouvez le voir, nous nous sommes placés à la date du 15 avril 2010 (date de nos observations) et on constate que l'étoile est observable toute la nuit (même lors de son passage au transit). Le passage au transit correspond au moment où l'astre est le plus haut dans le ciel. C'est une aubaine car, plus l'étoile est haute dans le ciel, moins les turbulences atmosphériques viendront perturber nos observations. III. VMT
Maintenant que nous
savons que
l'étoile est observable, nous allons tenter de faire des simulations de
ce que nous sommes censés obtenir lors des observations pour
différentes bases. Le choix de la base dépendra des graphes obtenus.
Pour cela, on utilise le logiciel VMT (Visibility Modeling Tool). Grâce aux données que nous avons déjà récoltées sur notre étoile, il est possible de faire une approximation théorique du " rho " et du " theta ". Ce sont ces approximations théoriques que l'on rentre dans VMT (ainsi que quelques autres données telles que la déclinaison et le rapport de flux entre les deux étoiles).  VMT trace le contraste en fonction du temps pour les bases S1S2 (courbe bleue) et E1E2 (courbe jaune).
Les télescopes W1 et W2 était indisponible à cause d'un retard dans le retraitement des miroirs. La variation du contraste au cours du temps est du au fait que la Terre tourne sur elle même, donc la projection de la base choisie dans la direction de l'étoile changera au cours du temps. On observe une modulation très lente pour la base S1S2 et une modulation plus rapide pour la base E1E2. Cette dernière est donc favoriser car les calculs de " rho " et " theta " seront plus aiser avec une telle modulation. IV. Observations
Nos observations
étaient prévues
les trois nuits du Mardi 13, Mercredi 14 et Jeudi 15 avril. Elles
commencent vers 4h du matin et se terminent à 15h environ, à Grasse
(c'est la nuit à Los Angeles durant cette plage horaire). Les
observations peuvent en effet se faire à distance car tout peut être
piloté depuis Grasse. Or, en
arrivant Mardi à 8h à Grasse (22h à Los Angeles) nous avons appris
qu'il y avait eu des chutes de neige sur le Mont Wilson durant les
jours précédents. Etant donné qu'il n'y avait pas de vent, le taux
d'humidité est resté au delà des 95% durant trois jours. Il était donc
impossible d'ouvrir les coupoles des télescopes car sinon l'humidité
aurait pu abimer les miroirs à l'intèrieur. Il n'y a donc eu aucune
observation durant ces trois nuits.
Nous montrerons ici les résultats des observations d'une étoile binaire qui se sont déroulées en novembre 2009. Voici le type de franges que l'on reçoit:  C'est un système de franges de
fréquence spatiale '1/(rho)' et d'angle d'orientation 'theta' par
rapport à l'oxe Ov. Nous obtenons donc une valeur numérique de " theta
".
Les points verts représentent la base projetée qui change avec la rotation de la Terre. C'est cette modulation en fonction du temps qui nous permet de déterminer " rho ". Les points jaunes représentent la modulation spectrale de la visibilité. Les observateurs en tire ensuite le contraste:  De ce contraste, on peut en sortir la fréquence spatiale des franges: c'est ce qui permet de trouver la valeur de " rho ".
Ce " rho " et ce " theta " ainsi obtenus nous donnent un point de l'orbite à un instant donné. La répétition des observations permet de trouver d'autres points de l'orbite et nous pouvons ainsi retracer l'orbite du système.  Une fois l'orbite connue, nous pouvons calculer les masses de chacune des étoiles du système binaire. L'étoile HD 2772, dont l'orbite est représentée ci-dessus, a une période orbitale très grande (plusieurs centaines d'années). Les mesures en vert correspondent aux premières observations visuelles. Les incertitudes sur ces mesures sont assez importantes car les instruments de l'époque ne permettaient pas une grande précision. Puis, les premières mesures par interférométrie ont été faites (points bleus) et l'on constate que les incertitudes sont grandement réduites par cette méthode (la mesure des paramètres " rho " et " theta " à un temps donné nous donne un point bleu). La précision a continué à être augmentée avec l'arrivée des nouveaux interféromètres comme CHARA / VEGA. |