PHOTOMÉTRIE
SUR CETTE PAGE :
Qu'est-ce que la photométrie
QUE PEUT-ON FAIRE EN PHOTOMETRIE ? Quelques exemples d'observations de pulsantes en attendant une synthèse plus complète.
Qu'est ce que la photométrie ?
Notre seul lien avec l'Univers est la lumière des astres qui nous parvient, parfois, après avoir voyagé pendant des millions, voire des milliards d'années.
Cette lumière porte avec elle la forme des objets lointains que nous observons, les nébuleuses, les galaxies, etc. Elle nous apporte aussi d'autres informations qui vont nous permettre de remonter jusqu'aux éléments physiques et chimiques qui les caractérisent. Cette fois, nous ne faisons plus de l'art (photos) mais de la science (analyse).
Nous pouvons décomposer cette lumière, puis à l'aide des spectres obtenus, déterminer un certain nombre de renseignements intrinsèques à l'astre observé (stade d'évolution, type d'objet, température, mouvements, etc.). C'est la spectrométrie.
La photométrie, elle, cherchera à étudier (pour l'essentiel) les variations du flux lumineux. Elle s’intéresse aux astéroïdes, qui, lorsqu'ils tournent sur eux-mêmes réfléchissent une partie de la lumière solaire variable selon la forme de l'objet. Elle étudie aussi les variations d'éclats des étoiles, des quasars..
Au-delà des variations, la photométrie permet également de déterminer des indices de couleurs, élément fondamental de l'identité physique des étoiles.
Qu'est-ce qui fait varier la lumière des étoiles ?
Plusieurs causes! Lorsqu'une planète extra-solaire (et invisible en observation directe) passe devant son étoile (donc avec un plan orbital dans la direction de l'observateur), elle va masquer une infime quantité de lumière. Infime mais mesurable avec des moyens plus ou moins sophistiqués. Une caméra CCD ou même dans certaines conditions un bon APN, peut atteindre le millième de magnitude en résolution photométrique! Ce type d'étude nous permet d'identifier de nouvelles exoplanètes, d'en déterminer leurs périodes de révolutions, leurs masses, etc.
C'est un peu le même principe lorsque deux étoiles tournent l'une autour de l'autre. Il s'agit de variables à éclipses.
Mais souvent, il s'agit d'étoiles dont l'éclat varie réellement. Les raisons sont multiples, étoiles pulsantes pour lesquelles une certaine régularité dans la variation doit être surveillée, les étoiles éruptives qui subissent des réactions particulières dans leur couronne ou chromosphère et pour lesquelles ces variations sont imprévisibles (autrefois nous les appelions variables irrégulières), les cataclysmiques, où des phénomènes physiques violents sont à l'oeuvre, on peut citer les novae, les supernovae, et bien d'autres. L'étoile AM Her que j'essaie d'aborder depuis quelques temps fait partie de cette dernière catégorie.
Voilà pour l'essentiel, mais vous l'aurez deviné, rien que pour les étoiles, il existe de nombreuses classes de variables.
Je m’intéresse surtout à trois aspects de la photométrie amateur, les étoiles variables à courte période, les cataclysmiques et les transits d'exoplanètes.
QUE PEUT-ON FAIRE EN PHOTOMETRIE ?
Bien évidemment, observer des transits, analyser des indices de couleur, étudier des étoiles variables, des astéroïdes… La liste est longue ! Surtout, un grand nombre de ces observations potentielles peuvent intéresser la science et même s'insérer dans un programme de recherche. C'est ce que nous appelons la « science participative ».
Observateur d'étoiles variables depuis pas mal d'années, je ne vais pas publier ici des pages et des pages de graphiques et d'analyses : ce blog n'est pas fait pour cela. En revanche, je vais présenter ci-dessous une étude type, en ce sens que les mesures de variation et de période peuvent constituer une contribution scientifique très utile.
Le reste (calcul de distances, températures, etc.) permettra surtout de satisfaire la curiosité d'un amateur et de sensibiliser d'autres à cette discipline.
Voyons le cas d'une étoile pulsante : DY Peg.
Cette étoile appartient à la classe des SXPHE et possède une période très courte (moins de deux heures). C'est une étoile pulsante : elle se dilate et se contracte en permanence. En fait, c'est une étoile qui, à ce stade, n'a jamais trouvé son équilibre.
Lorsqu'elle se contracte, sa densité augmente. Ce phénomène est accentué par un effet appelé « effet kappa », qui engendre une certaine opacité augmentant avec la température, contrairement à ce qui se passe pour les étoiles en équilibre. Ceci a pour effet de renforcer l'augmentation de la température et de la pression, et donc de faire en sorte que la force de dilatation l'emporte sur la gravité.
L'étoile va alors se dilater et perdre de la pression, donc de la température. La gravité va de nouveau l'emporter et l'étoile va se contracter, et ainsi de suite.
Voici une observation du 22 juillet 2026, réalisée à Férel (56) avec un RC252 à F/8, une caméra ASI 294MM Pro et des filtres Johnson B et V.
Pas très lisible ici ! En fait, c'est dans ce tableau que nous allons retrouver les résultats bruts de notre observation.
Celle-ci a consisté à prendre des photos de 30 s tout au long de la nuit afin d'enregistrer les variations d'éclat de l'étoile.
L'acquisition a été réalisée avec NINA, en alternant les filtres B et V.
Nous voyons sur la photo ci-dessous une image de DY Peg, résultant de plusieurs images compilées, ainsi que les cartes de l'AAVSO (American Association of Variable Star Observers), avec les deux repères photométriques servant à la photométrie dite différentielle.
Après un prétraitement (DOF), un alignement et, si nécessaire, une conversion au format .fits, puis un tri afin d'éliminer les acquisitions médiocres (rafales de vent, problèmes divers), j'importe les images dans le logiciel AstroImageJ (bientôt avec Prism 11) et j'obtiens différents tableaux.
Voir une brève présentation d'AstroImageJ dans « Le coin de la technique », sur mon site, ainsi que les tutoriels disponibles sur le Net.
Le tableau principal est celui présenté plus haut. On y retrouve la date et l'heure (JD UTC), les valeurs brutes de luminosité de notre étoile et des étoiles de référence, exprimées en kiloélectrons, ainsi que la magnitude apparente de DY Peg pour chaque image, soit toutes les 30 s.
D'autres tableaux sont également fournis pour déterminer une éventuelle modélisation, régler les paramètres d'affichage, calculer l'AIRMASS, etc. Mais je ne vais pas entrer dans les détails du logiciel ici.
On y retrouve surtout la fameuse courbe de lumière.
Dans VStar, on peut analyser la phase ainsi que le spectre de Fourier : la grande amplitude représente la fondamentale radiale et, à sa droite, on trouve la ou les harmoniques qui composent la variation globale observée.
La correction de l'AIRMASS se fait via AstroImageJ, mais attention à ne pas surcorriger, car nous sommes en photométrie différentielle et les IC des étoiles de référence peuvent être très proches de ceux de la variable.
Les corrections de couleur se calculent grâce à un amas ouvert comme NGC 7790. Le but sera de photographier un grand nombre d'étoiles photométriques au cours d'une nuit (plus il y en a, mieux c'est !) et d'analyser leurs réponses photométriques sur quelques heures afin d'établir les coefficients de corrections, qui correspondront à l'inverse de la pente.
La photo ci-dessous représente l'amas et les étoiles de référence à analyser, ainsi que les cartes AAVSO. Elle est accompagnée d'un tableau montrant à quoi peut ressembler l'exploitation de ces données, avec les graphiques et les régressions linéaires.
Ces indices seront à appliquer à nos mesures de base.
Pour l'exploitation de la courbe en B, le principe sera le même que celui appliqué à la courbe en V. Nous pourrons alors constater que l'écart entre B et V varie lui aussi. Nous avons là une variable dont l'indice de couleur évolue au cours du cycle de pulsation.
Connaissant les magnitudes moyennes en B et en V, nous sommes en mesure de déterminer un indice de couleur, puis d'en déduire un type spectral et une température de surface. Cela vaut aussi bien pour la phase dilatée que pour la phase contractée.
Connaissant la période de variation, analysée en V, nous sommes en mesure de déterminer la magnitude absolue de DY Peg via la relation période-luminosité découverte par Henrietta Leavitt pour les Céphéides.
Comme il ne s'agit pas ici d'une Céphéide, mais d'une étoile de type SXPHE (autrefois appelée « Céphéide naine »), il nous faudra utiliser, dans la fonction affine de la relation (y = ax + b), les bons coefficients a et b, correspondant respectivement à la pente et à l'origine de l'ordonnée.
Ces variations, propres aux différentes classes d'étoiles pulsantes, sont liées à la métallicité de l'étoile.
La métallicité est définie par :
L'intérêt de ce type de manip est d'y associer une partie spectroscopique !
Voilà, je vous présenterai bientôt une version plus détaillée de cette opération, notamment en ce qui concerne l'IC et le calcul de distance, etc., avec les courbes en B, évidemment. Il ne me reste plus qu'à trouver le temps de rédiger tout cela !
Voici également une courbe de AE UMa (également une étoile de type SXPHE) et une autre de BL Cam, réalisée avec Sébastien Poirier au T430 du club Voyager3 de Sévérac.
