L'Observatoire   Situé sur le mont St-Joseph, l’OMSJ (Observatoire du Mont St-Joseph) profite d’une noirceur particulière, car la montagne cache la pollution lumineuse de l’ouest et les arbres, celle du nord-est (Lac-Mégantic). De plus, il est situé à 610 mètres d’altitude. Cette position avantageuse en fait un endroit propice pour les observations sous un des plus beaux ciels de la Réserve internationale de ciel étoilé du Mont-Mégantic. Le vent venant normalement de l’ouest, sud-ouest, l’humidité y est coupée par le haut de la montagne et l’air descendant y est donc plus sec et plus stable grâce à la compression adiabatique.  Le dôme en bois, maintenant recouvert de fibre de verre, protège des légendaires vents du mont St-Joseph. De plus, il offre une barrière efficace à la rosée.     Équipements Actuellement, l’OMSJ est dédié d'abord aux plaisirs de l’observation, mais aussi pour répondre aux suivis PRO/AM comme la photométrie et la spectroscopie. Ces deux types d'observations peuvent être appliqués à tous les domaines de suivi Pro/AM tel que les étoiles variables, cataclysmiques, les suivis de Supernovas. Le principal champs d'observation de l'observatoire, c'est les étoiles, notre matière première. Ils ne sont que des boules de gaz incadessantes, mais il y a tant de phases auquel ces étoiles passent entre leurs naissances et leurs morts, selon leurs masses, leurs températures...    Monture: Depuis ce printemps 2019, une monture Ioptron a pris sa place sur le pilier de ciment armé de l'observatoire. Ayant une capacité de 115 lb, cette monture peut facilement faire naviguer tous les télescopes qui servent aux l'observation de tous types. - Depuis 2020, le dôme est équipé d'un Celestron 14 équipé d'un focuseur Moonlite qui, en mode photométrie, utilise d'une caméra SBig STF-8300M et roue à filtres à 5 emplacements, filtres Narrowband HA, OIII, SII, et V. Pour d'autres champs d'observation plus faible, une caméra SBig ST-8 prend le relais avec sa roue à filtres (L,R,G,B,Ha, OIII,SII et un SA200 pour la spectro basse résolution).  Dans le mode spectro, un Alpy-600 monté avec une caméra Atik 414ex et son module de guidage. Le guidage est alors contrôlé par une caméra Atik Atlas à travers le télescope. À noter que cette caméra convient aussi au mode planétaire.   - Parallèlement, une lunette Explore Scientifique 127mm, (Air-Spaced Triplet Refractor APO) équipés généralement d'une SBig ST-7 XME pour les suivis de variables avec les filtres Clear, U,V,B,R,Ic de marque Optolong qui ont des calibrations plus "serrer" que les autres.  - Un guidage est disponible aussi par un télescope Orion ShortTube 80mm/400 muni d'une caméra ASI, assure le guidage.  Le but de l'ensemble est de pouvoir observer une étoile ou un objet céleste, dans les deux modes en même temps (photométrie et spectro) puisque les deux télescopes sont en parallèle. De plus, le dôme est synchronisé avec le télescope et peut donc suivre ces cibles tout les nuits sans surveillances et l'observatoire peut être contrôlé à distance après l'ouverture.

(C'est pas ma meilleur photo, mais...bon!)

 

La base... c'est la qualité du ciel de l'observatoire avant tout:

Rapport d'analyse du ciel - Aout 2020

   

 

 

Programme de suivis des Supernovas

Ce programme fait suite à quelques saisons passées à travailler bénévolement à l'observatoire de l'Université Bishop's.
Avec le Dr Lorne Nelson, directeur du département et de l'observatoire et qui m'a donné beaucoup d'enseignement, nous avons travaillé fort pour développer le télescope afin de le faire performer dans plusieurs types de recherches, particulièrement dans la spectroscopie.

Dans la liste des projets de suivis à développer, celui des Supernovae a été étudié...
À peu près vers la même période, mon ami Claude Duplessis lançait l'idée de créer un programme identique pour stimuler les amateurs.
 
Comme j'aimais l'idée, je l'ai reprise et l'ai donc simplement adoptée et poursuivie à l'OMSJ.

Lors du Congrès de la FAAQ de 2017, j'ai expliqué ma méthode dans le cadre d'une brève conférence.
J'utilise souvent le logiciel C2A que j'aime beaucoup, mais les étapes peuvent se faire avec tout autre logiciel.

Le principe est simple:
- Établir une liste mensuelle de galaxies adaptée à mon matériel et standardiser ma méthode de prise de vues afin d'obtenir à peu près toujours des images comparables. 
- Monter une base de stockage sur ordinateur pour conserver des images types de mes galaxies.
- Reprendre les galaxies autant que possible et comparer (blink) avec les images précédentes pour y déceler des changements.

* On s'inscrit (si possible à l'avance) sur le site de "IAU Supernova Working Group" : https://wis-tns.weizmann.ac.il pour y détenir déjà un compte avant de commencer. Par le biais de ce compte, on peut aussi recevoir des nouvelles des dernières trouvailles. 

Voici donc les étapes:

Planifications à partir du logiciel C2A

À partir de C2A, dans « outils », puis « options » et finalement « Date », je trafique l’heure et la date du logiciel pour avoir le 15 du mois désiré, et ce, à 23h00.

 

Ensuite, dans le module de planification des observations, je sélectionne « Télescope » et « Planification d’Observation » :

- En haut, à gauche (Choix des objets), je sélectionne les galaxies.
- En haut, à droite ( Zone de recherche),  je sélectionne « Rechercher sur toute la voûte céleste.
- Magnitude Max de 16.
- Dans critère de position, à « Hauteur sur l’horizon » je choisis 40 degrés.
- Finalement je coche « Object sans magnitude », «  Prendre compte ».

 

Par la suite, c’est selon les critères de chacun, car le dernier critère sera la taille de l’objet.
Selon votre télescope, votre caméra… Bref, si l’on met une taille de 4’, et on clique sur le crochet rouge, vous aurez une sélection de 44 objets avec les critères déjà énoncés et selon votre position. À 2’, on monte à 243 objets.

Pour mon programme, j’ai choisi 3’ pour en obtenir 86, puis j’ai sélectionné les plus belles, car, après tout, il faut que ce soit aussi agréable. Une sélection comprenant un nombre approximatif de 20 et moins est réalisée pour le Québec. Encore plus si vous ajoutez d’autres programmes à faire au cours du même mois. Il n’y a qu’en avril où j’ai sélectionné une taille de 4’, car 3’ me donnait une sélection de 340 objets alors que le programme d’observation est limité à 300 environ.

Pour la sélection finale, il est plus facile de travailler dans le module de « programme d’observations ». Pour le transfert, il ne suffit qu’à tout sélectionner (CTRL-A) et cliquer sur le bouton de transfert, celui avec une petite horloge.

Pour ouvrir le programme, menu « Télescope à Programme d’observation ».
Et c’est là que l’on pourra travailler notre programme en classant les galaxies désirées, puis en enregistrant notre programme du mois quelque part, en sécurité, mais d’accès facile.

Pour les autres mois, la technique est la même : on ne change que le mois.

 

 

Prise de vues, traitements et classements

Dans l’observatoire de l’OMSJ, j’utilise 2 télescopes montés sur la EQ-6, soit un C9,25 et une lunette Orion ED-80 de 600mm.
Dans le standard des prisses de vues de ce suivi, le C9,25 est équipé d’un focuseur Moonlite, d’une roue à filtres ayant 5 ouvertures avec les filtres de narrowband et un filtre ‘V’ pour la photométrie. Finalement, une caméra STF-8300M sert aux images.
L’ensemble donne une précision de 25,9 X 19,6 acrmin sur un angle de .271 degré d’ouverture et 0,465 arcsec/pixels.

 

À la prise de vues, une image brute (Fit) de l’objet est prévue et est facilement accessible.
À la première image, on peut alors faire dans MaximDL, « Process -> Aling » et « View -> Animate » avec l'image prise précédemment afin de valider s’il y a eu des changements.

Le secret est dans la constance...

 

Pour la fin du traitement et le classement…
Le traitement consiste à la calibration de base avec les Dark et Bias qui sont pris à l’avance avant chaque nouvelle saison. Les images de flats sont prises par contre à la fin de chaque session à l’aide d’un panneau LED calibré à cet effet.

Les images sont vérifiées visuellement, puis calibrées et empilées (stackées) en même temps dans MaximDL.

 Comme traitement suivant, l’image obtenue passe par un étirement (stretch) puis par un filtre « Digital Development » et finalement, pour l’esthétique, « Wavelet Filter ».

Par la suite, les images seront classées sur un disque dur de grande capacité, d’abord dans un répertoire au nom de l’objet, puis par la date de prise de vues tout en laissant un JPG léger à la racine du répertoire pour faciliter les recherches et les futures comparaisons.

 

Dans le cas d'une trouvaille!

1- D'ABORD, ON SE CALME!!! ;0)

2- Si l'on peut, on valide d'abord avec un bon copain que l'on connait depuis longtemps. 
    On revérifie encore avec d'autres images provenant d'internet ou d'une autre source.
    Sinon, on demande à d'autres personnes de confiance pour se faire valider.

4- Si on est sur, on fait alors une déclaration sur ce lien: https://wis-tns.weizmann.ac.il/reports
    en ouvrant une session avec notre compte préalablement ouvert.

Alors bonne chance!

*Claude Duplessis en 2018: "Actuellement, aucun Québécois n'a encore découvert de supernova!"
Et bien c'est fait!
Grâce à une collaboration avec le groupe de recherche GSNST, on a trouvé une SN, la 2021elc :
https://www.wis-tns.org/object/2021elc?fbclid=IwAR28hjfe42e56yFgD9v69pjtXAXhaXXKNNN9smJovl54e0vUvwTN30ers5k

 

 

Programme de suivi des étoiles variables

 

Depuis mes débuts en astronomie, l’astrophotographie m’a d'abord attiré...
Puis la science!

Faire que ce que l’on fait devienne utile, avoir une raison, un but. Damien Lemay m’avait souvent parlé des suivis qu’il faisait pour le CBA. Au début, je le trouvais un peu « extrême » à vrai dire. Puis je me suis laissé entraîner par lui avec les cours de l’AAVSO, sur les CCD, sur les variables, leurs types, leurs fréquences et leurs courbes, sans parler de l’analyse de ces courbes par plusieurs méthodes et logiciels. Depuis, j’ai vraiment la piqûre... Damien avait raison!FDans cet exposé, nous nous contenterons simplement de faire un bref survol. La photométrie pourrait être le sujet d’un livre de plus 1000 pages qui comprendrait toute la théorie des flux et des calculs, de même on se contentera aussi de ne parler que de photométrie différentielle, de magnitude apparente et non absolue.

Finalement, la photométrie revient toujours à la même méthode qui consiste à évaluer le flux d’une étoile que l’on dit variable en la comparant avec d’autres qui lui sont voisines et que l’on sait qu’elles ne sont pas variables. Selon le type d’étoiles, on aura aussi avantage à faire les observations avec des filtres qui nous offriront de plus grandes précisions, mais la méthode à sa base est simple.

Si simple que plusieurs astronomes amateurs pratiquent ce genre d’observation à l’oculaire et transforment ces observations en défi afin de juger l’éclat d’une étoile par comparaison à d’autres autour.

Si le lecteur veut aller plus loin, je suis toujours disponible pour répondre aux questions de mon mieux ou il pourrait y avoir des ateliers sur le sujet. Sans oublier qu’il y a toujours l’AAVSO dont la famille grandit encore et attire de nouveaux adeptes.

 

 

Commençons par le matériel :

Dans l’observatoire de l’OMSJ, j’utilise 2 télescopes montés sur une monture Ioptron soit un C14 et une lunette ED-127 de 952mm.

Cette dernière est dédiée à la photométrie pour plusieurs raisons, mais particulièrement pour le grand champ et la précision que cette lunette apochromatique offre. 

Ce télescope a aussi un focuseur électrique, une roue à filtres de 8 emplacements pour les filtres de photométrie (V,B,Rc,Ic), bien sûr sans oublier le filtre clair.
Ces filtres sont de type Johnson/Coussin et sont les "standards" de la photométrie. Le but est de pouvoir évaluer le flux de photons nous arrivant d'une étoile, dans un étalonnage précis.
Ceux que j'utilise sont de marque Optolong. Je les aime bien, car leurs courbes sont "plus serrées" que les filtres Johnson/Coussin standard. Un des avantages de ce système "standard", c'est qu'il a été étudié et très utilisé dans plusieurs recherches, si bien que plusieurs statistiques sont disponibles comme le calcul du B-V pour déterminer la température de surface d'une étoile. D'autres comme le V-R et le V-I offrent des indices de statistique d'opacité de l'environnement de certaines étoiles, comme les symbiotiques.

Bien sur, il y a d'autres filtres et d'autres systèmes photométriques tels que les sloans. Plus chers et plus sélectifs, ils sont l'adage des pros dans des recherches précises.



Comme caméra, une fière SBig ST8-XME de luxe, qui n’a pas l’anti-blooming et offre une grande sensibilité avec ses pixels de 9 microns et la taille de son capteur.
Ces facteurs sont importants et font la différence lors de suivi d’astéroïdes ou Kilonovas et pour de longue exposition
ici, l’ensemble donne une précision de 49.7 X 33.2 arcmin et 1.95 arcsec/pixel.

* Donc, pour de la photométrie différentielle, on n'a pas besoin d'un télescope puissant; même une caméra DSLR avec un 200 mm peut faire l'affaire.
L'important c'est de pouvoir prendre notre étoile variable avec d'autres étoiles de références sur la même image.

 

Planification

Pour commencer, l’AAVSO offre un service de cartes gratuites au https://www.aavso.org/apps/vsp/.
VSP = « Variable Star Plotter »

Sur ce site, on a qu’à inscrire le nom de l’étoile que l’on veut visiter, on décide de l’échelle de la carte (de 7.5 à 900 arcmin), le type d’observation et cliquer sur « Plot chart ». Plusieurs autres options sont aussi possibles.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

   

 

 

 

 

 

 

Pour accompagner cette carte et la rendre utilisable, il nous faut une table des étoiles de référence qui serviront pour valider la magnitude de l’étoile visitée.
Pour l’obtenir, on choisit l'option « CCD » dans les sélections :

 Dans le bas, nous avons aussi des choix pour:
- l'orientation de la carte,
- avoir une image de DSS comme fond,
- si on veut que d'autres variables soient signalées dans la carte,
- On encore avoir la magnitude des filtres supplémentaires. 

Ou on clique sur « Photometry Table for this Chart » lors de l’apparition de la carte.

 

On obtient alors une table de toutes les étoiles de référence qui sont configurées pour la carte :

 

À noter que les magnitudes de références sont celles de la colonne en V et à 3 décimales.
L’indice de couleur (B-V) est là pour donner l’information de la température de l’étoile de référence.
Il est donc important de choisir nos étoiles de références dans un B-V qui correspond ple plus à notre étoile cible.

Nous voilà prêts pour notre étoile!

 

 

Prise de vues

- Le temps d’exposition est très important.
Lors de la prise de vues, il faut faire attention au SNR (Signal Noise Ratio), un minimum de 100 est proposé et veiller à ne pas saturer l'étoile visé.

- Généralement, prendre de 5 à 10 images par étoiles suffiront.
* À moins que le suivi demande une série qui couvre un évènement comme un transit pour une cataclysmique en pleine réaction où l’on prendra des centaines d’images sans arrêt afin de faire une courbe pour l’analyse.

- Le cadre de l’image
Puisque nous avons pris la peine de préparer notre observation et faire des cartes sur le site de l’AAVSO, veiller à ce que les étoiles de comparaison soient dans le cadre de l’image et que l’étoile variable soit bien au centre.

- Les images de flats seront prises à la fin de chaque session.

 

Les filtres
On a déjà parlé des filtres et il faut dire qu'ils ne sont pas toujours obligatoires selon le type d’étoile que l’on veut observer.
De tous les filtres, le ‘V’ est le plus utilisé. Ensuite le ‘R’ ou 'Rc', puis le ‘B’ et finalement le ‘I’ ou ‘Ic’.
Mais comme on s'en doute, des images avec les filtres B et V nous donnerons le B-V tellement important dans l'identification de la température de nos étoiles.

*À noter que pour les suivis des cataclysmiques et quelques autres types, aucun filtre n’est nécessaire.

Traitement
Le traitement consiste à la calibration de base avec les Dark et Bias qui sont pris à l’avance, à température contrôlée et avant chaque nouvelle saison. Les images de flats sont prises par contre à la fin de chaque session à l’aide d’un panneau LED calibré à cet effet. Les flats ou PLU font partie aussi du processus.

Plusieurs logiciels peuvent faire le traitement photométrique différentiel, mais quelques-uns seulement peuvent créer un rapport compatible avec les normes de l’AAVSO.
Dans cette liste, MaximDL et AIP4Win font office de phares.
Bientôt AstroImageJ suivra. Du moins plusieurs l’espèrent, car ce logiciel est gratuit et très puissant lorsqu’il est utilisé pour les transits d’exoplanètes et autres suivis photométriques.
Mais il manque encore le rapport de photométrie ayant le format de l'AAVSO.

Pour ce survol, on utilisera MaximDL V5.23 dont le module reste très apprécié et fonctionnel.

Pour l’exemple, nous prendrons des images de GK PER, une étoile dont la variabilité est de type NA/DQ+UG, donc de type nova irrégulière. Un article sera mis en ligne prochainement sur cette étoile qui a un système binaire très spécial.

 

 
Pour la photométrie, on doit avoir une carte de référence ayant le même sens que notre image.
Dans mon cas, ce sera cette carte :
https://www.aavso.org/apps/vsp/chart/?fov=30.0&scale=E&star=GK+PER&orientation=ccd&maglimit=15.0&resolution=150&north=down&east=right&type=chart

*Noter le numéro de la carte : « X21573SF »

 

 

On doit par la suite aller chercher la table des étoiles de référence en cliquant sur le lien :

 

 Sur la carte, vous remarquerez des nombres à 3 chiffres, ce sont les magnitudes des étoiles de référence, mais, sans le point de décimale. On les retrouve dans la table, les bonnes magnitudes à inscrire sont celles de la colonne ‘V’ à 3 décimales.

 

 

 

 Processus avec MaximDL

 

1- Calibration de base
Les étapes :

• Insérer les images flats par le processus « Menu-> Process -> Set Calibration ».
  
        
  
  * Ouvrir les images dans le programme.
  
  
  
• Cliquer chemin « Menu-> Process -> Calibration All».
• Par la suite, valider visuellement si toutes les images sont conformes et de qualité.

Voilà pour les calibrations de base.

 

2- Photométrie de notre étoile

Donc en se basant sur ces informations, on ouvre le module « Photometry » de MaximDL.
Une nouvelle image apparait avec le module.

 

*L’ajustement du rayon d’ouverture (aperture radius) qui sert à viser une étoile est très important.
Se rappeler que :
- Le rayon intérieur sert à couvrir l’essentiel du flux de l’étoile visée.
- Le rayon extérieur sert à avoir une mesure du fond du ciel.
- Le rayon du centre sert à séparer les deux.

 

On sélectionne « New Object » et sur l’image, on clique sur notre étoile en se référent à la carte obtenue par l’AAVSO.
Puis en double-cliquant, on renomme l'objet pour GK PER.

                 

 Le logiciel aura vite localisé cette étoile dans toutes les images.

 

2- Étoiles de référence

Comme références, j’utilise généralement 2 étoiles de références pour plus de précision.
On sélectionne donc « New Reference star » et on clique sur la première étoile choisie, toujours en se référant sur la carte obtenue de L’AAVSO.
Comme première étoile, j’ai choisi l’étoile identifiée par 132. Donc en se référant sur la carte, il s’agit de l’étoile « 000-BBG-04 » qui a une magnitude stable de 13,189.

Et on remplit donc encore une fois l’information en double-cliquant dans MaximDL

N.B. : MaximDL n’utilise ici que les points de décimales et non les virgules

On répète le processus pour une deuxième étoile.
On a presque fini!...

3- Étoile de validation (Check star)

Il nous manque maintenant notre « Check Star » qui nous validera l’uniformité de nos images.
Pour ce faire, on choisit dans la liste « New Check Star » et on sélectionne notre étoile.
Ici, la magnitude de l’étoile n’est pas nécessaire, mais il faut qu’elle soit dans la liste.
On la choisit donc et on entre le nom sur la liste en double-cliquant dans MaximDL et comme toujours, on renomme avec le nom ou numéro de l'étoile utilisé.

 

4- Enregistrement

Notre photométrie est terminée. Il nous reste à l’enregistrer dans un format compatible avec les normes de l’AAVSO. On peut aller voir le graphique en cliquant sur « View Plot »

Par les « settings », on peut modifier l’apparence du graphique :

J'ai aussi choisi comme méthode de travail d'enregistrer chaque rapport en format CVS pour des besoins personnelles en statistiques.
Je traiterai ensuite ces données dans un fichier Excel pour le suivit de mes observations.

Le format en TXT est au format de l’AAVSO et  il faut inclure le numéro de référence de la carte. C’est ce fichier que l’on pourra ensuite envoyer à l’AAVSO comme déclaration d’observation avec son code d’observateur ainsi que le filtre utilisé. Si le filtre est clair, l’information ‘CV’ sera choisie.

 

 

Voilà! ... C'est simple non?

;0)

JBD 2017 (Révision 2022)

 

Variables éruptives

 

Les variables éruptives sont un groupe d'objets peu homogènes. Les raisons de leur comportement peuvent être uniques, sans rapport avec d'autres variables éruptives, ou dans certains cas elles sont mal définies ou mal comprend. En fait, plusieurs étoiles étiquetées comme irrégulières dans le GCVS (General Catalogue Variables Stars) peuvent en fait être attribuées à d'autres classes d'étoiles une fois qu'elles sont mieux comprend.

 

 

Les jeunes objets stellaires (YSO - Young Stellar Objects)

Que ce soit à partir d'une nébuleuse ou d'un objet Herbig-Haro , les étoiles sont nées du gaz d'un nuage moléculaire géant dans le milieu interstellaire se contractant dans une proto -étoile. Au cours de cette phase de séquence pré-principale de leur évolution, la variabilité peut se produire en raison d'instabilités dans leurs disques d'accrétion. YSO peut être utilisé comme un terme général pour décrire toutes ces étoiles de séquence pré-principale, ou il peut se référer à une étoile de séquence pré-principale de type inconnu.

 

Modèle de naissance stellaire et planétaire

 

 

 

Classement de l'évolution des proto-étoiles

Les astronomes classent ces astres en quatre classes, 0, I, II et III, selon l'effet du rayonnement infrarouge émis par l'étoile. Plus le rayonnement infrarouge est élevé, plus l'étoile est entourée de matière froide, ce qui indique qu'elle est encore au stade de l'effondrement gravitationnel.  Un aperçu graphique des quatre étapes de l'évolution des proto-étoiles est présenté à gauche (thèse d'Andrea Isella, 2006). ( Http://www.astro.caltech.edu/~isella/home_files/Thesis.pdf )   Les objets de classe 0 n'ont que quelques milliers d'années et sont caractérisés par un noyau central très intégré dans une enveloppe d'accrétion beaucoup plus grande. Le processus de fusion nucléaire n'a pas encore commencé. Elle est donc pas détectable.   La masse du noyau central se développe dans les objets de classe I et un disque d'accrétion circumstellaire aplati se développe ainsi que les réactions de la fusion. Autour de l'étoile, gaz et poussières sont toujours présents de sorte qu'il est difficile d'en suivre l'évolution, sauf pour l'infrarouge et la radio-astronomie.   Pour les objets de classe II , la partie majeure du matériel circumstellaire se trouve maintenant dans un disque de gaz et de poussière.   Enfin, pour les objets de classe III , l'émission du disque devient négligeable et le SED ressemble à une photosphère stellaire pure. Quelques proto-planètes peuvent déjà commencer à s'y former.

Les étoiles de type T Tauri (TTS) sont des étoiles très jeunes et légères, de moins de 10 millions d'années et de moins de 3 masses solaires. Une T Tauri subit encore les effets gravitationnels durant son évolution pour devenir une étoile de la séquence principale de faible masse, comme le Soleil.

Les étoiles de type T Tauri ne sont trouvées que dans des nébuleuses ou des grappes de très jeunes étoiles. Elles ont des spectres à basse température (type G à M) avec des lignes d'émission fortes et de grandes lignes d'absorption.

Elles ont souvent de grands disques d'accrétion laissés par la formation stellaire. Leur caractère erratique et les changements de luminosité peuvent être dus à des instabilités dans le disque, à leurs activités violentes, dans leur atmosphère stellaire, leur développement ou des éclipses de nuages ​​de gaz et de poussière qui bloquent parfois la lumière de ces étoiles .

Deux grands types de Tauri Ta sont reconnus. Ces deux classes sont différenciées par les caractéristiques de leurs spectres électromagnétiques: les étoiles  T Tauri classiques ( CTTS ) et les T Tauri étoiles "Weak-lined" ( WTTS ).
Les étoiles T Tauri classiques ont des disques étendus qui se traduisent par de fortes lignes d'émission.
Les autres étoiles T Tauri  "Weak-lined" ( WTTS ) sont entourées soit par un disque très faible, soit par aucun.

Les étoiles T Tauri plus faibles ( WTTS ) sont d'un intérêt particulier, car elles fournissent aux astronomes un regard sur les premiers stades de l'évolution stellaire non encombré par des matériaux nébuleux. Une partie de la matière manquante du disque d'acrétion peut avoir été utilisée dans la fabrication de certains objets planétésimaux (proto-planètes), à partir de laquelle des planètes pourraient éventuellement se former.

Selon une estimation, environ 60% des étoiles T Tauri plus jeunes que 3 millions d'années peuvent posséder des disques de poussières, contre seulement 10% des étoiles qui ont 10 millions d'années.

 

Conférences recommandées:
Le trapèze, BM Orionis et les jeunes objets stellaires
http://www.aavso.org/vsots_bmori

T Tauri
http://www.aavso.org/vsots_ttau

Le commentaire et le pourquoi des YSO!
http://www.starman.co.uk/ysosection/whatandwhy.php
http://www.starman.co.uk/ysosection/whatandwhy2.php

 

Ce concept d'artiste montre un jeune objet stellaire
et le disque tourbillonnant d'accrétion l'entourant.
NASA / JPL-Caltech

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Les variables FU Orionis (FUORs) sont des YSO comme les étoiles T Tauri. Elles sont les étoiles ayant la plus grande amplitude de variation dans ce groupe «  d'enfants stellaires  ». Elles se caractérisent par une augmentation progressive de la luminosité de 4-6 magnitudes et peuvent alors se stabiliser à la luminosité maximale pendant des années ou accuser une lente baisse d'intensité. 

Le prototype FU Ori est devenu célèbre en 1937 quand l'objet qui était obscur et qui avait une magnitude de 16,5, un soudainement augmenté jusqu'à une magnitude de 9,6 et y est resté stable depuis. Il a réalisé un record de 6 magnitudes dans une période de moins d'une année (100 à 200 jours). Une nébuleuse à réflexion similaire accompagne aussi tous les FUOR connus.

Conférence recommandée:
VSOTS- FU Orionis:  http://www.aavso.org/vsots_fuori
"T he Furor Over FUOrs ": http://simostronomy.blogspot.com/2010/11/furor-over-fuors.html

 

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Les EXors (EXOR), nommés d'après l'étoile  EX Lupi, sont des étoiles éruptives de type T Tauri qui montrent des éclats épisodiques de quelques magnitudes sur les échelles de plusieurs mois ou plus. Leurs éruptions sont attribuées à l'échéance temporaire de l'accrétion d'un  disque circumstellaire  vers l' étoile en formation . Ces explosions sont moins lumineuses que les explosions de FUOR et peuvent se répéter. Elles forment une sous-classe des variables T Tauri.

 

Courbe de lumière historique AAVSI de EX Lupi

 

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Le groupe des UXor (UXOR) est un sous-ensemble des étoiles variables Herbig-Ae , des étoiles de pré-séquence principale de masse intermédiaire, nommé d'après l'étoile prototype UX Orionis. La nature des UXOR fait l'objet d'un débat en cours mais l'une des théories actuelles est qu'elles sont de jeunes systèmes vus à travers leur environnement circumstellaire qui obscurcit parfois l'étoile centrale. Leurs courbes de lumière sont donc caractérisées par des variations irrégulières sur les échelles de temps, et parfois des changements moyens sur des échelles de temps plus longues, et des épisodes irréguliers de minima profond.

 

Courbe de lumière UX Orionis - AAVSO

 

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Les étoiles de type UV, c omme l'étoile prototype  UV CET, sont des étoiles affichées des éclairs lumineux, jusqu'à plusieurs amplitudes, qui se produisent en quelques secondes et s'apaisent aussi en quelques secondes ou minutes. Ces changements de luminosité peuvent être en effet très importants: en 1952, UV CET augmenta de 75 fois sa magnitude en seulement 20 secondes. Ces étoiles sont généralement des naines rouges de type spectral K Ve à M Ve.

L'amplitude est vue plus grande dans la région spectrale ultraviolette. La lumière maximale est atteinte en quelques secondes ou dizaines de secondes, comme après le début d'une fusée éclairante. L'étoile revient ensuite à sa luminosité normale en quelques minutes ou plusieurs dizaines de minutes. (Référence: AAVSO / vsx)

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Les étoiles de type Gamma Cas (GCAS) sont des variables irrégulières, en rotation rapide et de type spectral O, B ou A, qui possèdent un renflement à l'équateur.
Ceci combiné à une forte luminosité, il en résulte une perte de matière qui forme un disque autour de l'étoile. Les émissions et les variations de luminosité sont susceptibles d'être traitées par ce disque. La formation d'anneaux ou de disques équatoriaux s'accompagne d'un éclaircissement ou d'un évanouissement temporaire d'une amplitude allant jusqu'à 1,5.

Conférence recommandée:
Voir VSOTS: Gamma Cassiopeia et les Be Stars
http://www.aavso.org/vsots_gammacas
https://fr.wikipedia.org/wiki/Gamma_Cassiopeiae

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Les étoiles de Doradus (SDOR) sont également connues sous le nom de «  Light Blue variables  » ( LBV ). Ce sont des étoiles extrêmement lumineuses dont les variations ont lieu sur les échelles de temps de jours à des décennies. S Doradus est l'étoile la plus lumineuse des Nuages ​​de Magellan. Les membres les plus brillants de notre galaxie comprennent P Cygni et Eta Carinae . Bien que rares, parce qu'elles sont si lumineuses, elles peuvent être vues à de grandes distances, ce qui rend intéressantes et utiles aux astronomes.

 

Cette courbe de lumière représente la luminosité visuelle apparente de l'Eta Car depuis 1822 à jour. Il est basé sur les références données par Fernández-Lajús et al. (2009, A & A, 493, 1093) et les observations observées. Il contient des estimations visuelles (grands cercles), photographiques (carrés), photoélectriques (triangles) et CCD (petites Cercles) par différents filtres visuels et systèmes photométriques. Tous ont été adaptés pour la cohérence de l'ensemble des données. Les points rouges sont des observations de La Plata (Feinstein 1967; FernándezLajús Et coll. 2009a, 2009b, 2010). Les nouvelles données CCD ont obtenu de RXTE Star Tracker ont été tracées pour être complétées dans la courbe de lumière avant 2003 (Craig Markwardt et Mike Corcoran, communication privée, 2009).

Conférence recommandée:
VSTOTS- Eta Carinae
http://www.aavso.org/vsots_etacar

Eta Carinae, une énigme aux yeux nus:
http://simostronomy.blogspot.com/2009/12/eta-carinae-naked-eye-enigma.html

 

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Les étoiles R Corona Borealis (RCB) sont différentes de toutes les autres classes de variables, et bien généralement qu'incluses dans la catégorie des variables éruptives, elles méritent probablement leur propre distinction. Les RCB sont un petit groupe de supergéantes riches en carbone et pauvres en hydrogène qui diminuent de luminosité de façon imprévisible et rapide jusqu'à 9 magnitude, et restent à leur minimum ou près de leur minimum pendant plusieurs semaines ou mois, voire des années dans certains cas. Il est généralement admis que ces déclins sont le résultat de la formation d'un nuage de suie carbonisé qui obscurcit la photosphère stellaire et que cette condensation à la place dans la matière qui a été éjectée de la surface stellaire vers l'observateur.

Certaines RCB présentent des variations plus ou moins régulièrement qui peuvent être interprétées comme des pulsations. Les amplitudes de ces changements sont faibles, de l'ordre de quelques dixièmes de magnitude et ont des périodes d'environ 30 jours à 150 jours. Ces pulsations ne semblent pas avoir de rapport avec les épisodes obscurcissants, elles ont été observées à plusieurs reprises.

Les RCB sont intrigantes parce qu'elles sont remises en question nos modèles de structure stellaire et évolution. Au début, sur pensait que ces étoiles étaient très évoluées après l'AGB *, mais la plupart des scénarios ne permettaient pas d'expliquer l'abondance de leurs taux d'hydrogène ou de retracer leur évolution dans AGB ( Asymptotic Giant Branch ) * .
(* https://fr.wikipedia.org/wiki/Branche_asymptotique_des_géantes)

Autres conférences:

Corona Borealis
http://www.aavso.org/vsots_rcrb

Nord R Cor Bors: le meilleur, le moins et l'inconnu
http://simostronomy.blogspot.com/2011/10/n
northern-r- cor- bors-good-boring-and.html
«CHRONOLOGIE DE LA FORMATION DU SYSTÈME SOLAIRE» Par Marc CHAUSSIDON
http://www.planetastronomy.com/special/2017-special/08mar/Chaussidon-SAF.htm

Fiche de Eddy Szczerbinski
http: //www.faaq.org/bibliotheque/naissancedesetoiles.pdf

Travaux de Gilbert St-Onge et Lauraine Morin
http://iopscience.iop.org/article/10.1086/524649/pdf;jsessionid=
http://astrosurf.com/ stog / Travaux-Recherches-% c9tudes / xrytau_1 / ryt_francais_page1.htm

PV CEPHEI: JEUNE STAR VITESSE PRISE DE VITESSE?
http://iopscience.iop.org/article/10.1086/383139/pdf

LBT / LUCIFER proche infrarouge spectroscopie de PV Cephei
https://arxiv.org/abs/1304.6267

 * La Source de plusieurs des  textes sont une traduction adaptée du livre "Variable Star Classification and Light Curves Manual 2.1" de l'AAVSO.  Il a été traduit et adapté avec leurs permissions et est aussi référé par eux.