La lettre du CLUB ECLIPSE n°16
SOMMAIRE :
1. Informations du Club.
2. Le club communique !
3. Le club et les observatoires
4. Nos procédures et moyens d’acquisitions
5. Mais où en sont les projets du Club ?
6. Les quasars !
7. Adhésion au Club ECLIPSE et abonnement à la lettre du club
1.
1.1
Nous avons modifié depuis le début de cette année le rythme de nos réunions. Internet et la Liste Eclipse animée par Jean-Marie, notre modérateur, permet à tous les membres du Club de rester quotidiennement en contact. Une fois par mois un rendez-vous sur la liste permet de faire le point et de prendre des décisions démocratiquement. Les rencontres physiques sont néanmoins indispensables. Nous avons décidé de privilégier les sorties d’observation à cette fin. Enfin pour assurer la vie du club son Assemblée Générale et des réunions des membres du Club non reliés à internet, nous nous réunissons à l’Observatoire de Paris, dans les locaux du Bureau des Longitudes. Nous remercions Jean Eudes Arlot son Directeur, pour son accueil bienveillant.
Des réunions de travail sont fixées en fonction des missions et des événements astronomiques. De plus, des réunions spécifiques se tiendront, pour préparer le matériel, observer, ou rencontrer d’autres clubs.
1.2
1.2.1
Vendredi 10 septembre 1999
Vendredi 17 septembre 1999
Vendredi 15 Octobre 1999
Jeudi 28 Octobre 1999 réunion n°2 sur internet
Samedi 6 novembre 1999 diner au Pentadactylos
Mardi 16-17 novembre 1999 observation des Léonides
Jeudi 25 novembre 1999 réunion n°3 sur internet
Vendredi 3 décembre 1999
Samedi 11 décembre 1999
Jeudi 16 décembre 1999
Vendredi 7 janvier 2000 Assemblée Générale au Bureau des Longitudes
Jeudi 20 janvier 2000 Eclipse totale de Lune (fiasco)
Jeudi 27 janvier 2000 réunion n°5 sur internet
Mercredi 2 février 2000
Samedi 5 - 15 février 2000
Jeudi 24 février 2000
Samedi 26 - 27 février 2000
Samedi 4 - 5 mars 2000 1er test du TJMS
Vendredi 17 mars 2000 visite de l’Observatoire de Paris
Vendredi 17 mars 2000 Conseil d’Administration
Vendredi 24 mars 2000 réunion du club au Bureau des Longitudes
Jeudi 30 mars 2000 réunion n°7 sur internet
Lundi 3 - 9 avril 2000 mission n°1 de recette au TJMS
Lors de cette mission Arcturus est dans le rose.... Magnifique et très rare aurore visible dans la région parisienne signalée par Thierry et vue aussi dans l’Oise par Bernard.
1.2.2
Jeudi 27 avril 2000
Vendredi 28 - 30 avril 2000
Jeudi 4 Mai 2000
Vendredi 5 - 8 Mai 2000 Mission Buthiers
Jeudi 25 Mai 2000
Jeudi 1 - 4 Juin 2000 Mission Buthiers
Vendredi 23 Juin 2000 réunion du club à Buthiers
Jeudi 29 Juin 2000 réunion 11 Internet - préparation des missions d’été
Vendredi 15 Septembre 2000
1.2.3
Jean-Marie : mission à l’observatoire d’Angers
Jean
Monique : sortie d’observation avec le Club de Boulogne
Monique : sortie CCD avec le Club de Pithiviers
Olivier
Olivier
Timothée : dîner au restaurant
Timothée : mission en Juillet-Août
Olivier nous propose une soirée chez lui sur le thème : comment maîtriser son télescope (mise en station, collimation, calibrer la camera CCD).
Thierry propose une mission technique au T60 du Pic
1.3
Suite à notre assemblée générale du 7 janvier 2000 le conseil d’administration élu est le suivant :
Président : Thierry Midavaine
Vice-président : Olivier Dechambre
Trésorier : Monique Pichot
Tésorier adjoint : André Bradel
Secrétaire : Jean Marie Vugnon
Administrateur : Timothée Zemmour
Conformément à la proposition d’Armelle en 1998, nous avons veillé à une limitation de la rotation des administrateurs pour limiter leur renouvellement à un tous les trois ans. Cette année, tous les postes du bureau changent d’attribution. André après 14 années de fonctions de trésorier fait cette année la passation de la tenue des comptes à Monique Pichot en acceptant de se présenter comme trésorier adjoint.
2.
2.1
La lettre que vous avez entre les mains constitue un premier support. Le premier numéro a été publié en 1994. Son rythme moyen est de trois numéros par an. Ce numéro a été préparé par Thierry et Jean Marie. Vos écrits sont les bienvenus. Monique doit nous préparer pour le prochain numéro un article sur l’exposé d’André sur les étoiles.
2.2
Aux lettres du club s’ajoutent des documents particuliers tels que nos compte rendus de mission ou l’an dernier notre compte rendu de l’Eclipse Totale de Soleil 1999. Il a été diffusé vers toutes les associations et revues nationales d’astronomie. La revue Pulsar dans son numéro de novembre décembre 1999 page 40 en a constitué un résumé intitulé : Eclipse grandeur et décadence.
2.3
Olivier en assure la gestion. Merci de lui faire part de vos remarques et de lui faire remonter les informations pour sa mise à jour. Vous pouvez le visiter à l’adresse suivante : www.astroclub.net/club_eclipse
2.4
Jean Marie est notre modérateur sur l’Eclipse-liste, dont l’adresse est : ‘club-eclipse@egroups.com’.
Cette liste de diffusion abonne les membres du club qui possèdent une adresse Mail, et est lisible de l’extérieur sans possibilité d’intervention. Elle rassemble les réflexions des membres sur les thèmes de prédilection de l’association, les discussions périodiques en ligne et les points d’organisation de son fonctionnement et de ses projets. Un lien permet de se diriger vers le site Web du club. Les messages sont thésorisés sur des pages HTML.
Pour les adhérents, la liste est accessible à l’URL : ‘http://www.egroups.com/mygroups/club-eclipse’.
Des personnes ne faisant pas partie de l’association peuvent être inscrites sur cette liste pendant une période d’essai, participer pleinement aux discussions et avoir accès à toutes les informations. Ceux qui souhaitent s’inscrire peuvent envoyer une demande à l’adresse ‘jmvugnon@wanadoo.fr’. Notre fonctionnement sur la liste s’est improvisé au départ. Progressivement des habitudes et l’efficacité des échanges a progressé. Jean-Marie doit nous proposer en particulier pour nos réunions virtuelles quelques règles de base simples pour améliorer nos échanges.
2.5
Olivier a réalisé pour ce début 2000 un superbe CD-ROM constituant notre compte rendu complet de mission de 1997 à l’ile de la réunion. Il est diffusé aux participants de cette mission et bien entendu à l’Observatoire des Makes. Le CD sera proposé par Olivier à I3A pour diffusion de son contenu Astro.
2.6
André : le samedi 22 janvier 2000 conférence sur les étoiles à Boulogne-Billancourt.
Jean Marie : date à déterminer sur le ciel profond à Boulogne-Billancourt.
Thierry
Thierry
2.7
Le club et ses membres sont présents avec plusieurs conférences et animations lors des Rencontres du Ciel et de l’Espace du 28 au 30 avril 1999
Vendredi 28 avril 15h45 salle 1
Samedi 29 avril 11h15 salle 2
Samedi 29 avril 17h45 salle A+B
Dimanche 30 avril 11h30 salle 4 Table ronde : créer gérer et animer son Club : Soutien de clubs (ANSTJ), club en CE Thierry Midavaine, un club en ville (club d’Ivry), et en milieu rural AAST, M Leblanc.
Thierry Midavaine préside la session Où observer ?
3.
3.1
Nous avons des liens étroits avec plusieurs observatoires. Les paragraphes suivants les illustrent. Ces liens se concrétisent par nos activités mais aussi par nos membres présents dans les organisations de plusieurs associations en charge de leur gestion. Nos forces vives sont motivées pour proposer nos activités et compétences. Enfin nous sommes toujours intéressés par de nouveaux observatoires situés dans un bon site, accessible pendant toute l’année disposant d’un hébergement permettant de réaliser des missions d’une semaine pour des équipes de quatre personnes. Nous avons les compétences et l'expérience pour réaliser la caractérisation compléte de l'instrument et mesurer ses performances.
3.2
Le club Éclipse, pour réaliser les acquisitions nécessaires à ses projets, monte chaque année entre deux et trois missions dans des observatoires. Notre localisation parisienne nous pousse naturellement à nous déplacer. Ainsi, nous traversons la France des Pyrénées aux Alpes pour mener à bien nos observations. Ces missions sont à chaque fois l’occasion de former des jeunes et moins jeunes, de vivre une expérience de vie en groupe pleine de réjouissances dans des sites toujours attachants. Très souvent ces missions sont menées avec des membres d’autres clubs pour ainsi favoriser le partage d’expériences diverses et surtout se faire plaisir ! Ainsi ceci constitue un appel à propositions auprès des organisations gérant un observatoire. Adressez-nous une description de votre installation, du télescope et de l’hébergement possible. C’est avec plaisir que nous désirons découvrir de nouveaux observatoires, de telles missions peuvent être l’occasion d’une rencontre avec votre club, pour partager notre passion commune et faire connaître votre site. Nos manips ne nécessitent pas forcément un télescope de gros diamètre, souvent un bon ciel et une bonne monture sont suffisants. Seule la connaissance des possibilités routinières et maîtrisées de votre instrument nous est indispensable pour préparer notre éventuelle mission dans votre observatoire. Ainsi pour le projet quasar nous avons besoin d’une image de l’un des champs de référence proposés à savoir SA51 7h30,6m +29°50’, SA57 13h8,6m +29°23’ et SA68 0h16,6m +15°50’, obtenue avec du film photographique, un intensificateur ou un CCD avec des poses de 10, 100 et 1000 secondes ou la pose maximale praticable. Rappelons que ces champs sont respectivement centrés sur les étoiles SAO 79445 de magnitude 9,1, SAO 82672 de 8,1 et SAO 91810 de 8,2. Un autre test
3.3
3.3.1
L’ouverture au tourisme aura lieu en Juin 2000. Un nouveau téléphérique de 50 places permet de faire la montée du Taoulet au Pic. Le prix de la montée est de 130F.
Un Coelostat doit permettre de montrer en direct le Soleil. Il s’agit du seul instrument opérationnel prévu pour cette partie.
3.3.2
35 Chambres sont réservées pour un coût de 60 à 70F la nuit. 5 à 6 chambres sont réservées aux amateurs. En plus une quinzaine de chambres utilisées par le chantier doivent devenir accessibles.
Il y a deux restaurants au sommet pour la partie touristique et pour la partie scientifique.
Le second va fonctionner avec des plats préparés en plaine à réchauffer au sommet. Le prix du repas est de 80F. Les scientifiques et les amateurs pourront monter gratuitement par le téléphérique en y accédant aux heures creuses.
3.3.3
Chaque coupole devrait assumer des frais annuels de 20kF à régler à l’université Paul Sabatier. Le T60 en est exempté.
Les coupoles en activité coté scientifique sont :
Le 1 mètre avec l’équipe Lecacheux, Colas
Le 55cm en évolution avec la contribution du Club de Tarbes.
La coupole Tourelle
Le 2 mètres (jusqu’en 2003 ?)
Le coronographe sous une nouvelle coupole de 8 mètres. L’instrument est utilisé dans un programme d’observation assuré par les observateurs associés constitués d’amateurs et de professionnels soutenus par un sponsor.
Le site de Bagnères ferme. L’ensemble des activités est regroupé sur le site de Tarbes.
3.3.4
Deux coupoles sont aujourd’hui prévues pour les amateurs : La coupole du T60 et la coupole Charvin.
Le T60 peut être réinstallé dans sa coupole qui a été déménagée. Elle est attenante à un petit laboratoire aujourd’hui utilisé comme bureau de l’intendant (il doit déménager).
La coupole Charvin pourrait abriter un instrument répondant à des besoins de formation et amateurs. Ce projet est en stand-by, rien de concret ne voit le jour. La situation de cette coupole est un peu ingrate et il y a d’importants travaux de maçonnerie pour la rendre adaptée. Néanmoins les locaux associés sont relativement spacieux.
3.3.5
L’OMP souhaite avoir un interlocuteur unique et local pour le T60, sa relance et sa gestion. La SAP pourrait être cet interlocuteur déjà en charge de Jolimont par une convention.
Courant Mai une réunion avec tous les acteurs du Pic est planifiée.
Les acteurs du GST et plusieurs amateurs ont spontanément répondu présents à l’appel de Christian sur Internet pour connaître les volontaires pour remonter le télescope. Cela pourrait commencer dès cet été. Thierry indique que le Club Eclipse est partant pour une mission technique cet été. Gérard Coupinot penche plutôt pour un redémarrage en Octobre. Ceci pénaliserait de un an le fonctionnement normal de l’opération du fait de la plus faible disponibilité des bénévoles et des conditions climatiques.
Les amateurs montent au Pic dès cet été pour entamer le chantier de réinstallation de l’instrument et de ses servitudes. Le miroir peut être métallisé en Mai à l’occasion de la métallisation du 1m.
Les prochaines Rencontres du Ciel et de l’Espace seront l’occasion de présenter et de débattre du devenir des amateurs et de l’Opération T60 au Pic du Midi
3.4
Bernard CHRISTOPHE nous a accueillis quelques week-ends en 1998 et en 1999 pour des soirées d’observation d’imageries CCD. Nous le félicitons de sa position dans les 100 premiers observatoires mondiaux pour son nombre de mesures astrométriques faites en 1998. De plus en Juillet 1999 il a réalisé l’observation positive d’une occultation d’étoile par Daphné.
3.5
Un réducteur de focale, qui ramène la focale à 2 mètres permet d’obtenir une luminosité plus importante avec les mêmes temps de pose ou d’augmenter les temps de pose accessibles . La magnitude limite se situe entre 20 et 21. Le réducteur de focale demande, pour une utilisation optimale en CCD, la présence d’un filtre ( au moins un KG3 pour couper l’infrarouge) afin d’éviter la dispersion chromatique due à sa lentille de champ. Il n’existe pas de guidage automatique. Par contre une nouvelle électronique est disponible, qui a eu des problèmes dans sa fiabilité l’Hiver 1999-2000 liés sans doute à des problèmes de logiciel et d’électronique. Jean-Christophe Le Floch précise à Thierry que la caractérisation complète du télescope n’a pas été faite. Néanmoins des poses de 2 à 4 minutes présentent souvent des élongations des images d’étoile. Une ST8E vient d’être achetée sur un emprunt.
3.6
Il est en cours de livraison.
4.
4.1
Elle tourne, nous devons lui trouver un obturateur, l’équipe Audine est entrain d’en valider un qui devrait ensuite devenir disponible. Les logiciels de base, en particulier Pisco fonctionnent correctement ; il impose l’utilisation d’un PC sous Win95 ou 98. PrismV4 pilote également la caméra Audine, néanmoins il fait apparaître un problème d’électroluminescence et un codage sous 15bits et non de 16 bits du signal. Le mode Drift Scan ou TDI est très bien contrôlé.
4.2
Nous nous partageons les tâches afin de surveiller et d’apprendre la manipulation des principaux logiciels :
Olivier pour PAP, Midas, Pisco
Thierry pour RealSky, QMIPS32 et PrismV4
Jean-Marie pour PageMaker, RealSky, Pisco1.03 et Mips2
Robert pour RedShift 3
Pierre pour Linux (red hat6), Midas, Pisco
Timothée pour Prism, Midas et Daophot
Après l’analyse de Timothée Prism en étant 32 bits et en étant scriptable répond à nos besoins de traitements d’image.
5.
5.1
Monique et Robert coordonnent ce projet visant à observer, photographier l’ensemble du catalogue messiers. Des sorties spécifiques sont prévues.
5.2
Pierre et Thierry coordonnent ce projet dont il va être largement question lors des RCE2000. Notre projet antérieur qui n’avait pas débouché a été cité dans le numéro de Janvier 2000 de Ciel et Espace par Philippe Henarejos. Nous allons tenter de remettre en selle notre projet mais maintenant dans un contexte européen. Bruxelles pourrait être la source de financement. J'ai contacté les espagnols dans ce sens. Avec deux autres pays nous pourrions faire un projet recevable.
5.3
Thierry a obtenu une première offre pour un séjour de 10 jours au Zimbabwe du 14 juin au 23 juin 2001 avec vol British Airways, 2 vols intérieurs air Zimbabwe pour les chutes Victoria, Safari en 4x4 et transport en car climatisé entre le Zimbabwe et la Zambie et la frontière du Botswana. Bien entendu il y a une éclipse d'organisée le bon jour au bon endroit. Sur une base de 30 personnes le coût est de 15160F. On voit que l'on est déjà moins cher que la SAF (20000F) ou les offres vues dans Sky and Telescope... Il attend d’autres offres.
Jean-Marie interroge en direct les compagnies d’aviation.
Monique a fait une demande pour l’Angola auprès des industriels implantés sur place.
Nous visons bien entendu à réduire le coût de l’opération avec une mise en compétition des offres. Le but est d’organiser un séjour débutant le deuxième ou troisième jour par l’éclipse et se poursuivant par un séjour dans un lodge dans un grand parc africain et se terminant par un déplacement sur le secteur des chutes Victoria. Le coût objectif d’un tel séjour est de 10000F par personne.
5.4
Ceci constitue une proposition de nouveau projet pour le club. Nous rassemblons ici les résultats à mettre au dossier.
Cet essaim est associé à la comète 55P/ Temple-Tuttle.
En 1966 nous avons eu la dernière tempête d’étoiles filantes de cet essaim. La période de la nuit du 16 au 17 novembre 1996 donna des comptages de 15 à 40 météores à l’heure, avec une proportion étonnante d’objets brillants inférieurs à magnitude 1.
En 1998, l’essaim est tombé un peu plus tôt que prévu. Il était riche en bolides très brillants. Pour 1999, l’essaim est prévu pour la nuit du 16-17 novembre à 0h40 TU. Bernard et Thierry observent la montée du nombre d’objets à l’heure, malheureusement les nuages arriveront bien avant le maximum. Le rendez-vous est donné pour novembre 2000.
5.5
Bernard est très actif sur le sujet avec des mesures astrométriques sur les astéroïdes pour le MPC, des mesures photométriques pour le MPA. En particulier il vient de réaliser une courbe de lumière sur Bobhope.
Cela faisait un moment que je voulais faire une courbe de lumière d'un astéroïde ,mais le temps était si mauvais au nord de la Seine d'ailleurs cela ne s'arrange pas . Je voulais aussi connaître la précision en position et
Le mouvement de l’astéroïde doit être faible pendant la durée de l'observation pour rester dans le petit champs ( 4*6 ) de mon télescope et pouvoir toujours utiliser les mêmes étoiles de l'USNO au dépouillement; SLOP facilite les choses.
Mesurer si possible un astéroïde qui ne soit pas dans la liste du Minor Planet Light Parameters. J'ai évidement choisi un asteroïde du MAP que j'avais précédemment mesuré avec d'autres observateurs et qui présentait une différence de magnitude.
Il ne doit pas y avoir d’étoiles sur le chemin de l’astéroïde. Un certain nombre d'étoiles de l'USNO qui encadrent bien la magnitude de l’astéroïde ,10 étoiles USNO de mag 15 a 17 encadre l’astéroïde 02829 BOBHOPE donné pour 16.1
Apres 24 images en binning 1*1 et 24 en binning 2*2 les premières conclusions sont : la précision des mesures de position est excellente presque toujours dans 0.01 en AD et 0.1 en D avec les 2 binning. La variation d’échantillonnage de 0.5 a 1 sec ne semble pas déterminante. les mesures de magnitudes sont plus délicates et plus bruitées en binning 1*1 qu'en 2*2 . Le RMS mesure sur les étoiles de mag 15 est de 0.005 mag et sur celles de mag 17 de l'ordre de 0.009 mag ce qui n'est pas si mal. J'ai utilise 12 étoiles du champs en plus de l’astéroïde.
L’astéroïde 02829 BOBHOPE présente une variation de magnitude très supérieure au bruit de mesure. Pour connaître sa période de rotation il faudrait l'observer plusieurs jours de suite ; à quand le vrai beau temps ?
Enfin les occultations d’étoiles par un astéroïde sont toujours à l’ordre du jour après son succès de l’an dernier sur Daphné. Il tentera sans succès l’occultation par Ani le 7 avril.
5.6
Thierry Midavaine, Edition N°3 (avril 2000), Club Eclipse, E-mail : thimidav@club-internet.fr
Résumé :
Depuis quelques années le Club Eclipse développe un projet autour de la photométrie des quasars. L’utilisation amateur des caméras CCD pour réaliser des mesures photométriques a fait ses preuves sur de nombreux objets tels que les astéroïdes, les étoiles variables ou les supernovae. Ces acquis sont applicables aux quasars, mais pour quoi faire ?
La nature de ces objets mais aussi surtout de l’ensemble du milieu galactique et intergalactique situé entre eux et nous peut laisser sa signature dans leurs fluctuations d’intensité apparente. Les mesures peuvent avoir des conséquences sur la cosmologie et sur l’astrométrie de précision.
Une liste d’objets est proposée afin d’engager un programme de surveillance amateur.
Le chapitre suivant constitue la première partie de l’article du projet et de sa mise à jour en avril 2000.
6.
6.1
J’ai proposé en octobre 1994 au sein du Club Eclipse, de tenter de mettre en évidence la multiplicité de quasars conséquence d’une lentille gravitationnelle par photométrie. Cette article constitue un extrait de notre projet récapitulant les travaux bibliographiques et théoriques que nous menons.
Actuellement les analyses statistiques montrent une forte dispersion de la magnitude absolue résultant des estimations de distance et de la magnitude apparente de ces objets. Ceci pourrait être expliqué par une surestimation de l’intensité de certains quasars lointains par les effets de lentilles gravitationnelles. Ils provoquent la multiplication et la distorsion des images du même objet. Ainsi l’intensité apparente de l’objet est plus ou moins amplifiée. Le phénomène est détectable géométriquement sur quelques quasars lorsque la dimension de l’écartement entre ces images est supérieure à 1’’ d’arc. Si, par contre, les images multiples tiennent dans moins de 1’’ alors seul le HST et quelques observatoires terrestres dotés d’optique adaptative ou des radio-interferométres pourront résoudre sa géométrie.
La première idée que nous proposons d’explorer dans notre projet consiste à chercher à résoudre temporellement les images. En effet, les trajets optiques de chaque image d’un quasar multiple sont différents. Ainsi les éventuelles fluctuations de l’intensité de l’objet sont décalées dans le temps pour chaque image se superposant.
Un autre indicateur serait de détecter des effets de microlentilles gravitationnelles. Si un objet compact, une étoile ou une planète par exemple, passe à proximité du trajet optique de l’image du quasar, alors nous avons une amplification de son intensité apparente pendant ce passage. Une telle détection peut nous permettre de suspecter la présence d’une galaxie déflectrice entre nous et le quasar, même si celui-ci n’est pas variable. Ainsi la seconde idée rejoint les programmes machos en cherchant à découvrir les objets compacts sombres par effet de microlentille gravitationnelle. Tandis que la stratégie de ces programmes est de surveiller un grand nombre d’étoiles dans les nuages de Magellan ou de notre centre galactique, pour nous elle est de surveiller un nombre limité d’objets très lointains. L’important dans les deux cas est de sonder un volume important de l’univers ou de milieux galactiques pour ainsi augmenter l’espérance de passage d’un objet compact entre nous et les objets surveillés.
Enfin la troisième idée que j’ai construite en 1998 réside dans cette interrogation : pouvons-nous observer la scintillation des quasars provoquée par les milieux galactiques et intergalactiques ? En effet ces milieux sont très inhomogènes et peuvent se déplacer à des vitesses vertigineuses. Ne pouvons-nous pas être dans une situation comparable à celle que nous connaissons lorsque nous observons la scintillation des étoiles provoquée par l’athmosphère terrestre ?
6.2
Il s’agit de l’espèce la plus énergétique et la plus puissante parmi le bestiaire des objets de notre univers. 3C273, avec une magnitude de 12,8 est le plus brillant d’entre eux; il fut aussi la troisième radiosource après le soleil et notre galaxie dont une signature optique fut détectée. En 1963 la mesure de sa vitesse de récession compléta l’exotisme de sa carte d’identité. 3C48 fut le second quasar dont la contre partie optique fut détectée. 3C279 est catalogué comme étant l’un des quasars les plus brillants et les plus lumineux en absolu. En 1993 le catalogue des quasars rassemblait 7315 sources dont le z était compris entre 0,1 et 4,9. Les programmes de surveillance du ciel en cours, par les instruments automatiques continuent d’enrichir les catalogues. Aujourd’hui encore la compréhension globale de ce type de source fait l’objet de nombreux débats et suscite de nombreux travaux. Voici ce qui semble acquis (néanmoins parfois controversés) au travers de différentes observations dont certaines très récentes.
Il s’agirait de noyaux très actifs d’une ou plusieurs classes particulières de galaxies jeunes. Ce noyaux serait confiné dans un volume de l’ordre de celui du système solaire soit 20 milliards de km de diamètre. La jeunesse de ces galaxies va approximativement de 1 à 4 milliards d’années après le big-bang, comme le montre l’éloignement de la tranche d’espace où nous pouvons les observer. Sa signature spectrale ne correspond pas à celle d’un corps noir mais plutôt à celle d’un rayonnement synchrotron. En 1995, certaines images du HST sur des quasars proches semblaient montrer des sources ponctuelles nues dénuées d’enveloppes. En 1996 des traitements appliquées sur ces images par McLeod et Riek aux USA ainsi que des images obtenues dans l’infrarouge par la même équipe montre au contraire la présence d’un faible halo comparable à notre voie lactée vue à la même distance. Depuis Bahcall et Disney ont sondé avec le HST différents quasars et leur voisinage. Ils ont ainsi montré que l’on pouvait les trouver indifféremment au centre de galaxies non perturbées spirales, elliptiques aussi bien que dans des galaxies irrégulières en interaction avec des compagnons. Néanmoins dans quelques rares cas le quasar semble nu ; aucune galaxie n’est détectée autour de lui.
Une explication est récemment avancée sur leur répartition dans l’univers: les quasars résulteraient de la collision violente entre galaxies ou entre étoiles. La densité de ces objets étant plus importante lorsque l’univers était jeune, la probabilité de tels cataclysmes y était alors plus grande. Ceci expliquerait la relative absence de quasars dans notre banlieue d’univers. Le nombre de ces objets jeunes et actifs déclinerait au profit de la maturation des galaxies.
La densité maximum de quasars est observée pour un z voisin de trois comme le confirme une équipe autour de Peter Shaver de l’ESO. Cette observation est faite dans le visible et onde radio. Ainsi une explication de cette constatation dans le visible liée à l’absorption par les poussières est repoussée. Il semble donc bien qu’il y ait une période dans la vie de l’univers où les quasars furent plus abondant. Néanmoins de la diversité des observations aucune caractéristique ou classification générale ne peuvent être associées aux quasars, la diversité des situations et contextes est de règle.
6.3
6.3.1
Déjà, le 15 février 1985, Jean Schneider, astronome à l’observatoire de Meudon était venu nous parler du sujet lors d’une réunion du Club Eclipse, lorsque nous avions encore la chance de pouvoir nous réunir à l’observatoire de la Sorbonne. A l’époque il lançait la campagne de surveillance du quasar triple. Cette campagne à laquelle nous avons participé, fut organisée sur le télescope de 1 mètre du Pic du Midi avec Pierre Laque. Le récepteur utilisé était constitué d’un intensificateur de 40mm à sortie à fibre optique en contact avec un film photographique. Frédéric Berton à Meudon contribua à l’exploitation des clichés par microdensitométrie et numérisation des clichés.
Le premier quasar multiple a été découvert en 1979, il s’agit du quasar double. Le quasar triple, lui, fut découvert en 1981. Dans les années 1980 le sujet fait l’objet de nombreux articles. Comme le montre le schéma suivant (cf. figure 1), les images ont a priori des trajets optiques de longueur différente.
Dans le cas du quasar double 0957+561, le décalage temporel mesuré est de 423 jours. Jean Schneider nous précise à ce sujet que huit années de bataille avec les radioastronomes US furent nécessaires. Ils viennent de reconnaître que cette valeur de ~420 jours était la bonne (antérieurement, ils trouvaient ~ 500 jours). Cet objet est toujours surveillé depuis 15 ans ce qui a permis d’affiner cette mesure. Il a fait l’objet d’une chute brutale de 0,1 magnitude en décembre 1994 et février 1996 successivement pour ses deux composantes. Edwin L Turner a précisé fin 1996 que le retard de la composante sud est de 417 jours.
6.3.2
H la constante introduite par Hubble, donne la relation entre la vitesse d’éloignement des galaxies exprimé en Km/s et leur distance exprimée en Mégaparsec. En 1929 Hubble en publia une première estimation H=500km/s/Mpc !
Cette constante de Hubble est l’objet de nombreux travaux et de nombreuses controverses. Depuis plus de vingt ans environ deux écoles s’affrontent : d’une part les tenant d’une expansion rapide avec H=100, et les tenant d’une expansion lente H=50. Elle constitue dans les années 1980 l’un des projets clefs du télescope spatial de Hubble. Wendy Freeman et Mould après avoir étudié 800 céphéides dans 18 galaxies publie en 1999 la valeur de 71 plus ou moins 7. Les methodes secondaires
Mais comment faire avec le quasar double ? Avec l’estimation de la distance de la galaxie déflectrice, la mesure du D
Le tableau suivant rassemble donc les mesures les plus récentes de H. Il est remarquable de constater que les domaines d’incertitudes se recouvrent. Aujourd’hui la précision de mesure de H est meilleure que 10%.
6.3.3
En 1998 vingt quasars multiples seulement sont connus. Quelle est la probabilité d’alignement d’un quasar avec une galaxie? La réponse est liée aux densités de galaxies et de quasars par unité de champ angulaire observé depuis la Terre. En 1993 Surdej publia une estimation. Pour les quasars de magnitude absolue Mv inférieure à -29, il évalue à 1% le nombre de lentilles gravitationnelles.
6.3.4
Le Hubble Space Telescope nous a fourni en 1995 une estimation grâce à la fameuse image réalisée sur 10 jours en quatre couleurs atteignant une magnitude proche de 30. Cette image est intitulée HDF comme Hubble Deep Field, ou champ profond de Hubble. Dans ce champ de 2,7’ de coté, on dénombre 1500 galaxies de tous types. Le décalage z vers le rouge des galaxies les plus lointaines serait d’environ 3 comme l’indique l’extinction en bande U. La résolution de cette image est voisine de 0,05’’. En 1996 la mesure des contreparties infrarouges des galaxies les plus faibles montre qu’elles sont très éloignées tout en restant plus proches que les quasars les plus distants connus. Elles ont du être formées alors que l’univers était à 20 ou 30% de son âge. Ainsi ce champ de 22500 sec d’arc carré est constitué de 1500 galaxies. En 1998, le Hubble Space Telescope consacre à nouveaux 10 jours pour réaliser une image similaire dans un champ de l’hémisphère sud. Plus de 2000 galaxies y sont dénombrées jusqu’à la magnitude 29. Le champ est en moyenne couvert par une galaxie (pour un dénombrement de 1500) si celle ci présente une largeur moyenne de 4,2 secondes d’arc, compte tenu du fait que l’étendue d’une galaxie est supérieure à sa signature visible. On comprend qu’il est fort probable que la lumière de tous les quasars au delà de z=3 traverse une ou plusieurs galaxies à commencer par leur galaxie hôte, si il se confirme bien que tous les quasars sont bien systématiquement au sein d’une galaxie.
6.3.5
La mesure de la probabilité d’un effet de lentille gravitationnelle sur les quasars a une application: l’estimation de la constante cosmologique L. W constitue le paramètre de densité de l’univers. Les observations et les théories la situent dans la fourchette 0,1 - 1. Une valeur inférieure à 1 signifie que l’univers sera toujours en expansion mais que celle ci sera plus ou moins ralentie par l’attraction gravitationnelle liée à la densité de l’univers. Les problèmes commencent lorsque la combinaison de H et de
En 1990 Turner et une équipe d’astronomes japonais proposent une méthode de mesure de cette constante
L’existence de cette constante
Deux équipes internationales : le Supernova Cosmology Project et le High z supernova team apportent de nouvelles contraintes sur W et L
Si L n ‘est pas nul et si le modèle d’univers plat s’impose comme vient de le confirmer le dépouillement des mesures d’Hiparccos, alors : W+L=1. Les dépouillements des mesures de z et de luminosité de ces supernovae lointaines conduisent à retenir des combinaisons de
Ainsi l’ensemble de ces contraintes nous font converger vers des estimations de W=0,3 et L=0,7. On pourra se reporter à l’excellent article de Reynald Pain sur ce sujet.
La conclusion est que l’expansion s’accélère ! Celle-ci pourrait trouver son explication dans l’énergie du vide; elle provoquerait une force de répulsion s’opposant à l’attraction gravitationnelle. Elle permet de réconcilier l’âge de l’univers calculé avec celui des objets les plus vieux observés.
Ainsi cette valeur de L supérieure à 0,6 conduit effectivement à penser qu’il y a bien encore de nombreux quasars sous l’emprise d’une lentille gravitationnelle à découvrir.
6.3.6
Pour notre projet nous devons construire un modèle d’univers. Avec un logiciel de calcul mathématique j’ai construit un tel modèle permettant d’examiner l’impact des hypothèses et des mesures des constantes sur les répartitions des populations des galaxies et des quasars. Ainsi la constante de Hubble H donnant la vitesse d’expansion de l’univers, W et L permettent d’estimer l’âge de l’univers, de se faire une image de sa géométrie actuelle et de projeter son évolution future.
Nous l’avons vu ci-dessus que plusieurs combinaisons de constantes ont été envisagées et confrontées pendant les précédentes décennies. En 1999 la combinaison suivante semble le mieux correspondre à ces dix dernières années d’observations :
Ceci termine la première partie de cet article.