Var-Exp

Des « Appels à Observation », oui mais … pourquoi ?

Nous examinons régulièrement des milliers, sinon des dizaines de milliers de courbes de lumière, correspondant à davantage d’étoiles encore, cataloguées au Gaia DR3. Lorsqu’un signal non connu est détecté, la première tâche à accomplir, après nous être assuré que nous ne sommes pas en présence d’un artéfact inhérent au déplacement orbital de l’observatoire spatial dont nous exploitons les data, consiste à déterminer précisément l’origine de ce signal. Ceci ne pose généralement pas de problème lorsque le champ examiné se situe à distance de la Voie Lactée, dans une zone de ciel où la densité stellaire est moindre, quelques milliers d’étoiles par degré carré, pour fixer les idées. Nous avons alors affaire à des étoiles bien isolées pour lesquelles le doute est rarement permis. Les choses se compliquent à l’évidence lorsqu’on travaille dans un champ stellaire beaucoup plus chargé.

Prenons le cas d’un champ anonyme dans la constellation de Persée. La densité stellaire y monte à 65000 étoiles par degrés carré. Nous sommes dans une zone encore modérément dense de la Voie Lactée, mais le champ que nos exploitons comporte tout de même la bagatelle de 16500 étoiles, soit en moyenne 1.6 étoile par pixel. Et encore, ne s’agit-il pas ici d’un record, puisqu’il nous arrive de travailler parfois avec des densités stellaires équivalente à 150000 ou 200000 étoiles par degré carré.

Voyons ce à quoi ressemble un tel champ dans VariSeek ; il s’agit d’une portion de champ seulement, fortement zoomée. Les étoiles les plus brillantes paraissent saturées, mais elle ne le sont pas, en réalité. Il s’agit uniquement d’un artéfact dû au mode d’affichage.

Supposons maintenant que nous ayons détecté un signal associé a un pixel (sélectionné au hasard dans l’image ci-après ; il s’agit d’un cas fictif). L’examen de ce pixel montre que quatre étoiles répertoriées au catalogue Gaia DR3 lui sont associées (on rappelle au passage que la surface d’un pixel TESS mesure 21″ de côté). Plus fort encore : selon les secteurs disponibles dans les archives TESS, le pointage peut être très légèrement différent, et notre pixel peut alors abriter cinq ou six étoiles Gaia, et non plus quatre. Ou trois. Dès lors … à laquelle de ces trois, quatre, cinq ou six étoiles correspond donc, très précisément, le signal découvert ? Une question cruciale que l’on ne peut se permettre de laisser ouverte.

Autre question : le signal ne pourrait-il pas plutôt être originaire de l’une ou l’autre des étoiles localisées dans l’un des pixels adjacents à celui que nous venons d’examiner ? Une étoile de magnitude 16 ou 17 isolée peut facilement « baver » jusqu’à un pixel de distance … Tandis qu’une étoile de magnitude 13 ou 14 peut propager son signal jusqu’à 2 ou 3 pixels de distance. Le nombre d’étoiles cataloguées au Gaia DR3 sur une telle zone (25 pixels au total) est ici égal à 45.

Des observations au sol sont donc indispensables pour résoudre ce type d’énigmes.

D’autres cas où les observations depuis le sol sont indispensables :
Un « secteur » TESS correspond au suivi d’un champ particulier de la voûte céleste de dimensions 24×96 degrés, pendant environ 26 jours (voir notre page « Projet« ). Après quoi le pointage de l’observatoire est le plus souvent modifié. Qu’en est-il alors des étoiles pour lesquelles nous avons détecté un signal sous la forme de deux éclipses, aperçues dans la courbe de lumière de l’astre ? Ou pire encore, d’un signal vu sous la forme d’une unique éclipse ? Sachant qu’il faut un minimum de trois éclipses observées consécutivement pour déterminer de façon au moins approximative mais non ambigue la période d’une étoile binaire à éclipse … Et que la caractérisation complète d’un système binaire en passe obligatoirement par la détermination d’une période orbitale (sur le long terme), agrémentée d’une évalutation exhaustive des éclipses primaires et secondaires (durées, profondeurs, pentes et autres paramètres) et autres données astrophysiques (type spectral, parallaxe, inclinaison du système etc) … Pour ces étoiles-là, le catalogage est très problématique, et la caractérisation plus encore, sauf à retrouver d’autres éclipses dans les archives de l’observatoire (en examinant les courbes de lumière de la dite étoile dans d’autres secteurs, s’il en est de disponibles), ou dans celles d’autres surveys professionnelles (ZTF, ATLAS, ASAS-SN, par exemple).

Et encore ! Nous ne serons pas au bout de nos peines, car déterminer une période lorsqu’on ne dispose que de quelques rares éclipses réparties de façon pseudo aléatoire sur des intervalles de temps pouvant comprendre des milliers de jours (ou supposées éclipses : les données des surveys professionnelles sont parfois très incomplètes, et entachées d’artéfacts), déterminer une période est une chose difficile, presque une enquête à la Sherlock Holmes. Les éclipses que nous avons péniblement retrouvées sont-elles des éclipses primaires, secondaires, ou un panaché des deux types ? Comment les distinguer les unes des autres quand parfois l’on ne dispose que d’une seule mesure en dehors des valeurs moyennes de l’étoile ? L’assemblage des données issues de différentes archives permet parfois d’échaffauder des hypothèses et de déterminer des périodes plausibles, qu’il faut forcément vérifier en observant les éclipses supposées : on établit alors une éphéméride et un appel à observation est lancé, en même temps que les doigts se croisent pour que les conditions météorologiques soient convenables le jour J. Car certaines éclipses sont rares à ce point qu’il n’est possible, pour certaines étoiles, d’en observer qu’une par an, et encore !

Les données TESS sont très bonnes à excellentes pour des étoiles jusqu’à la magnitude RP = 18 environ. Mais elle manquent parfois cruellement de précision dans le temps (certains points bas, dans les premiers secteurs archivés sont calés à + ou moins trente minutes, ce qui est tout à fait dérisoire eu égard à la précision demandée en astrophysique – au moins la seconde de temps, si l’on n’est pas très exigeant). Au-delà de la magnitude 18, le signal est moins fort et les courbes deviennent assez fatalement bruitées. Certaines courbes, également, peuvent être parasitées par une ou plusieurs étoiles brillantes localisées à proximité. Certains signaux, encore, peuvent être brouillés par le signal d’une étoile variable déjà connue, se trouvant à quelques secondes d’arc de là. D’autres, enfin, peuvent être parasités par des artéfacts dûs au mouvement orbital de la sonde (présence de la Terre ou de la Lune à proximité de la zone observée tous les sept jours), et pour bien d’autres raisons encore (passages d’astéroïdes dans le champ, arrêts de service avec repointage de l’engin avant réacquisitions ./…). Qu’en est-il exactement des signaux aperçus sur de telles courbes ? Il faut aller vérifier, et des observations complémentaires sont alors convoquées. Et oui !

Le cas de contamination suivant est tout à fait caractéristique des problèmes d’identification de sources que l’on peut avoir dans un environnement chargé en étoiles. L’image ci-après, fortement zoomée, ne montre qu’une infime partie d’un champ observé dans la Voie Lactée, dans Cassiopée. Au centre de l’image, dans la partie gauche, on trouve une demi douzaine de pixels colorés. Les pixels marqués en magenta correspondent à des étoiles immatriculées au VSX. Les pixels marqués en vert correspondent à des courbes de lumière montrant des signaux nets. Enfin, nous avons en blanc des pixels associés à des étoiles qui ne montrent pas particulièrement de variations (courbes plates en dehors des artéfacts courants dans le secteur examiné – notez que des étoiles VSX peuvent ne montrer aucune variation discernable en première intention …). En gris, le fond de ciel.

Nous avons donc une étoile très brillante dans la partie centrale basse de l’image (le gros « paté » blanc), très probablement de magnitude 9 ou 10. Juste au-dessus de cette étoile, une étoile faible, immatriculée au VSX, montre un joli et classique signal de type EW, de période 0.3 jour environ. Mais intéressons-nous plutôt au signal montré par les deux pixels verts localisés très exactement entre le pixel VSX et le pixel marqué en rouge … La courbe de lumière de l’un de ces deux pixels est tout à fait particulière, qui est affichée dans la partie droite de l’image, mélange d’au moins deux signaux se contaminant l’un l’autre. De fait, ces pixels verts ne correspondent à aucune étoile immatriculée au catalogue Gaia DR3. Cette courbe correspond à la contamination mutuelle des deux pixels magenta + rouge.

Examinons en détail les deux courbes suivantes. La courbe supérieure correspond à l’étoile VSX (le pixel magenta). La courbe inférieure est celle montrée par le pixel marqué en rouge ; elle correspond à un signal de type EA superposé à un rotateur (?), qui n’est répertorié dans aucun catalogue de la database VizieR. Il s’agit donc ici, très probablement d’une découverte. Les deux variables (la variable VSX et la nouvelle variable) ne sont pourtant séparées que par quelques dizaines de secondes d’arc. Une configuration sans doute difficile pour nombre de surveys dont les analyses sont basées sur le machine-learning, qui ne parviennent pas à discriminer les deux signaux sur fond d’étoile brillante parasite. Des étoiles qu’il conviendra d’observer et caractériser depuis le sol, quoi qu’il en soit. La circonspection est particulièrement de mise dans un tel cas. On précisera en sus que, sans être monnaie courante, de telles situations ne sont pas excessivement rares.

Les deux courbes ci-dessous sont intéressantes également, dans un autre domaine. Sans tenir compte de son aspect global en « moustaches pentue », dû au fait que la courbe n’a pas été detrendée (même cas de figure pour la courbe du bas, où des artéfacts de nature similaire sont également visibles), la courbe de lumière du haut porte indubitablement un signal, de très faible amplitude, sur une étoile relativement brillante (magnitude estimée environ 15.5 à 16), mais quel est le type de variation de cette étoile, et quelle est sa période exacte ?

La courbe du bas montre-t-elle un signal réel, ou sommes-nous en présence d’artéfacts ?

Dernier cas de figure, et non des moindres : Var-Exp a la possibilité d’exploiter les données TESS en temps réel, savoir : en même temps que l’ensemble de la communauté scientifique internationale. Les données nouvelles sont délivrées une fois par mois et sont accessibles en libre accès. Var-Exp peut donc faire jeu égal avec n’importe quel laboratoire de recherche, même les plus pointus. Il est dès lors envisageable de détecter certains signaux particulièrement sensibles qui seraient à observer en temps réel. A noter toutefois que l’on ne parle pas ici de transients proprement dits, tels que ceux qui sont recherchés et publiés en instantané par les surveys de type ZTF ou LSST.

Ainsi, l’étoile BD+05 4868, de magnitude 10+ (très brillante, donc), a-t-elle été observée durant le secteur 55 par TESS, en août 2022, sans que rien ne soit relévé de particulier dans sa courbe de lumière, par quelque équipe que ce soit. Pour autant, un signal magistral était aisément discernable.

L’étoile a de nouveau été observée par l’observatoire spatial durant le secteur 80, soit quasiment deux ans plus tard (juillet 2024). Le signal était encore visible, qui a enfin été aperçu et publié (Hon, M. et al., 2025). Il s’agissait d’un cas extrêmement rare de planète en cours de désintégration. (Notez l’aspect asymétrique des éclipses, à pente beaucoup plus « molle » à l’arrière du phénomène – vers la droite).

On estime, au total, que 5 à 10%, au moins, des objets détectés dans le cadre du Projet Var-Exp auraient nécessité à être observés de façon complémentaire depuis le sol, pour des raisons non triviales. Mais ceci n’est qu’une première estimation, qui dépend avant tout de la zone de ciel inspectée ; aux seuls abords de la Voie Lactée, la proportion pourrait être largement plus élevée.

Rejoindre le Projet Var-Exp et observer les cibles proposées

Vous disposez d’un instrument et souhaitez participer au Projet Var-Exp ? Sachez que vous pouvez observer photométriquement l’une ou l’autre des cibles proposées par Var-Exp. Les observations spectroscopiques sont les bienvenues également : établissement de types spectraux sur étoiles faibles, détermination de vitesses radiales sur binaires à éclipses et autres mesures.

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