L'observation des étoiles variables à l'oeil nu peut être abordée par les élèves de l'enseignement secondaire. Une première étape, également accessible aux élèves de l'enseignement primaire, consiste à classer des étoiles brillantes d'une constellation dans l'ordre croissant de leur éclat en utilisant l'oeil nu. De cette façon, il est possible d'apporter, chez les jeunes, le goût à l'observation active en astronomie, de comparer des étoiles de couleur différente vue à travers la sensibilité de l'oeil humain et de faire remarquer les effets de l'absorption atmosphérique en fonction de la couleur de l'étoile.
Près de 31000 étoiles variables sont cataloguées aujourd'hui. La plupart sont des étoiles à "éclipses" ou des pulsantes. L'observateur estime l'éclat de l'étoile variable en la comparant à deux étoiles de référence en utilisant la méthode d'Argelander ou la méthode fractionnaire ou tout autre méthode adoptée après quelques nuits d'expérience. Le principal problème réside dans la façon de traduire ce que les yeux voient en une expression numérique qui représentera l'estimation. Il faut éliminer les sources d'erreur provenant de l'utilisation d'un instrument trop ou pas assez lumineux, de l'utilisation d'étoiles de comparaison mal adaptées, de la position de l'observateur, de l'observation en groupe afin d'éviter la suggestion.
Une observation simulée vous montrera qu'il est possible d'estimer l'éclat d'une étoile variable artificielle avec assez de précision. Une réduction de ces observations simulées montrera quelles informations il est possible d'extraire à partir d'une courbe de lumière d'une étoile variable périodique. Ces résultats présentent un certain intérêt pour la communauté scientifique.
- Inciter à l'observation active
- prendre conscience de la sensibilité variable de l'oeil humain
- prendre conscience du phénomène d'absorption atmosphérique
Un simple dessin d'une constellation se limitant aux étoiles les plus brillantes est présenté à l'observateur (voir fig. 1). Les étoiles à classer sont désignées par des lettres. L'échelle du dessin peut être comparée avec des mesures naturelles (un poing fermé, bras tendu, représente 10° dans le ciel).
Après l'observation, le classement correct est affiché (voir fig. 2). Les étoiles proposées sur la même ligne peuvent être considérées comme étant de même éclat pour l'oeil humain. Le nom, la magnitude V et le type spectral de chaque étoile sont présentés. La magnitude photoélectrique V diffère légèrement de la magnitude naturelle v de l'oeil humain mais peut être relativement comparée. Le type spectral peut être relié à une impression visuelle de couleur. La couleur d'une étoile (signe de sa température superficielle) peut être vue bleue pale, pour les plus chaudes, à orange ou rouge pour les plus froides. Un moyen simple de relier les types spectraux et les couleurs visuelles est proposé ci-dessous:
O-B-A: bleu; A-F: blanc; F-G: jaune; G-K: orange; M-R-N-S: rouge
Les étoiles quasiment de même éclat peuvent être classifiées différemment par les observateurs en fonction de leur sensibilité rétinienne. Si les étoiles d'une constellation ont été observées à une faible hauteur au-dessus de l'horizon (moins de 20°), les effets de l'absorption atmosphérique peuvent être mis en évidence. Par exemple, une étoile bleue quasiment de même magnitude V qu'une jaune ou une rouge, sera estimée plus faible à faible hauteur au-dessus de l'horizon (Voir par exemple les étoiles E et G du Cocher).
Environ 31000 étoiles sont cataloguées en tant que variables, 15000 autres étoiles sont considérées comme suspectes. De nouvelles étoiles variables sont continuellement découvertes. Les principales catégories s'établissent comme suit:
Sur une carte du ciel présentant l'emplacement d'une variable, des étoiles de comparaison sont ajoutées dans un ordre croissant d'éclat (A, B, C, ...). L'observateur doit accomplir une estimation de l'éclat de la variable en utilisant un couple d'étoiles de comparaison: une un peu plus brillante, l'autre un peu moins brillante que l'étoile variable. Le couple d'étoiles de comparaison choisies doivent être consécutives: A-B ou B-C ou C-D ou ...
Lorsque les étoiles de comparaison sont choisies, l'observateur doit exprimer les différences d'éclats en une expression numérique. Par exemple, comparez la position du point V entre B et C sur le dessin ci-dessous. Comment exprimer cette position sans utiliser de règle? Quelques estimations sont proposées. Êtes-vous d'accord? Quelle aurait été la vôtre?
Bien sûr, comparer la position d'un point sur une droite est bien plus facile que de comparer l'éclat de deux étoiles. Quelques méthodes sont proposées à l'observateur débutant, mais avec un peu d'expérience, vous utiliserez probablement votre propre méthode qui pourrait être le résultat d'un combinaison d'autres méthodes.
trouver la différence entre A (comparaison la plus brillante) et v
| zéro degré A (0) v ou A = v | aucune différence entre A et v même après examen approfondi. |
| un degré A (1) v | pas de différence au premier coup d'oeil, mais existence d'un très faible écart après examen approfondi. |
| deux degrés A (2) v | peu de différence au premier coup d'oeil, mais existence d'un faible écart. |
| trois degrés A (3) v | différence au premier coup d'oeil. |
| quatre degrés A (4) v | nette différence au premier coup d'oeil. |
| cinq degrés A (5) v | grande différence au premier coup d'oeil. |
trouver la différence entre B (étoile de comparaison la plus faible) et v
Divisez la différence d'éclat entre les deux étoiles de comparaison en dix degrés. Ensuite, localisez la place de l'étoile variable dans cette échelle. Si votre estimation équivaut à B (2) v (8) C, cela signifie que la différence d'éclat entre v et C vaut quatre fois celle entre B et v. Si cela ne convient pas, corrigez votre estimation: B (3) v (7) C ou peut-être B (1) v (9) C. Cela vous convient-il mieux?
Après un examen attentif, vous décidez où se situe la plus petite différence d'éclat entre la variable et les deux étoiles de comparaison (C-v ou v-D?). Une fois le choix effectué, vous accordez d'office à cette différence une valeur étalon (v (2) D). Maintenant, vous comparez cette différence d'éclat étalon avec l'autre différence d'éclat (C-v): combien de fois peut-on placer cet étalon dans la différence C-v? Deux fois? Alors vous obtiendrez cette comparaison: C (4) v (2) D. Un peu plus que deux fois? C (5) v (2) D semble meilleur? Peut-être penchez-vous plutôt pour C (4.5) v (2) D?
L'estimation finale doit être présentée sous la forme: A (x) v (y) B. Où A et B sont, respectivement, la plus brillante et la plus faibles des deux étoiles de comparaison choisies, x et y la différence d'éclat entre la variable et chaque étoile de comparaison. Il est nécessaire d'indiquer également, pour chaque estimation, l'instant (en U.T.) à la minute près. Au début de la nuit, indiquer la date, l'observateur, le site, l'instrument utilisé, d'éventuelles remarques. Une feuille d'observation pourrait se présenter comme suit:
B 50x10 | ||||||||||||||||||
|
L'observation d'une étoile trop brillante à l'aide d'un grand télescope n'apportera qu'un perte de précision. L'étoile variable la plus faible pouvant être observée doit être de 0.5-1.0 magnitude plus brillante que la magnitude limite de votre instrument, compte tenu de la qualité de votre site. Vous trouverez, ci-dessous, les valeurs extrêmes conseillées pour quelques instruments.
| Jumelles 50x10 | 6.0 - 8.5 |
| Télescope 115 mm | 8.5 - 11.0 |
| Télescope 200 mm | 10.0 - 12.5 |
Il est préférable de se référer aux cartes publiées par les associations d'observateurs d'étoiles variables où les étoiles de comparaisons ont été soigneusement sélectionnées. Cependant, si l'observation d'étoiles variables moins bien connues vous tente, il est possible qu'aucune carte existe. Vous devrez alors choisir vous-même vos propres étoiles de comparaison. Soyez attentifs à ces recommandations:
- La différence d'éclat entre deux étoiles de comparaison consécutives ne doit pas être trop importante, ni trop peu importante. L'idéal: A ¬ 0.4-0.5 mag. ® B.
- Les étoiles de comparaison ne doivent pas être situées trop loin de la variable et en tout cas à l'intérieur du champ de l'oculaire.
- Les étoiles de comparaison ne doivent pas être de couleur trop différente.
- La variable et les étoiles de comparaison doivent être estimées dans la même orientation malgré la rotation de champ de votre télescope.
- Lorsque l'observation a lieu en groupe, essayer d'éviter la suggestion surtout si vous observez une étoile à variation rapide.
Plusieurs diodes représentent un véritable champ d'étoiles observé aux jumelles autour de la variable RZ Cas. la variable elle-même est représentée par une diode dont la lumière peut être modulée.. Les observateurs sont invités à effectuer plusieurs estimations en utilisant l'une ou l'autre méthode décrite. Les observations sont consignées sur une feuille de papier en utilisant une lampe de poche rouge afin de garantir l'adaptation des yeux à l'obscurité.
Après la simulation, les participants expriment leurs sentiments quant à cette simulation.
Exemple : à partir des données de la carte de RZ Cas
A = 6.8 B = 7.5
mV = 7,3
Vous pouvez aussi prendre l'exemple de RZ Cassiopée - RZ Cas.
Lorsque toutes les observations sont réduites, utiliser une feuille A4 quadrillée (5 mm) pour préparer un graphique de votre observation. Utiliser une graduation de 6 cm par heure pour l'échelle horizontale et 1 cm par 0.1 magnitude pour l'axe vertical. Ne pas oublier que le maximum d'éclat, exprimé par le plus petit nombre en magnitude, doit être placé dans le haut de l'axe vertical.
La comparaison de tous les graphiques vous montrera que tous les observateurs ont enregistré le même phénomène durant la simulation, avec, ci et là, de petites différences d'amplitude.
