Var-Exp (Variabilité Stellaire : une Exploration Photométrique du ciel) est un projet collaboratif amateur (en association avec des professionnels, s’il advient – croisons les doigts) visant à détecter, caractériser, cataloguer et suivre des étoiles variables non répertoriées, en mettant à contribution, à un niveau encore jamais vu en astronomie amateur, les archives de la mission TESS (et d’autres missions ou surveys, à terme).
Les étoiles dites « variables », contrairement à leurs homologues considérées comme « stables » et donc « ordinaires », sont des astres relativement rares à l’échelle de la galaxie (0.5% des étoiles cataloguées à ce jour). Elles sont les laboratoires stellaires véritables sur lesquels repose toute l’astrophysique et au sein desquels sont testées les théories de l’évolution stellaire. Leur étude est aussi fondamentale que passionnante.
La mission TESS
L’observatoire spatial TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) a été conçu dans le but de découvrir des exoplanètes selon la méthode de détection des transits. Lancé en 2018, pour une durée initiale de service de deux ans, il a ensuite bénéficié de rallonges de budget régulières, et se trouve toujours en activité à l’heure où nous écrivons ces lignes. Le budget actuel prévoit une exploitation jusqu’en août 2026.
TESS est équipé de 4 caméras CCD en 16 megapixels, placées derrières des optiques de 105mm ouvertes à f1.4, qui couvrent chacune un champ de 24×24 degrés. Les quatre champs sont contigüs, de telle sorte que le champ total couvre une bande de ciel de 96 degrés de hauteur sur 24 de largeur, orientée perpendiculairement à l’écliptique. L’échantillonnage est de 21″/px.
Le satellite pointe une zone de ciel fixe pendant deux orbites consécutives de 13.7 jours, de manière à créer un « secteur » de données, puis la direction visée est décalée (ou pas) de quelques dizaines de degrés selon une rotation autour de l’un des pôles écliptiques (parfois on change d’hémisphère), en fonction d’un planning en principe défini largement à l’avance, à raison des besoins de la communauté scientifique … et des rallonges de budget. On note toutefois une adaptabilité aux circonstances exceptionnelles, puisqu’une politique de détournement potentielle de l’engin a été mise en place à la fin de l’année 2025, qui a permis en particulier l’observation de la comète 3I en janvier 2026, pendant une semaine (secteur s1751). Depuis le lancement du satellite, le ciel n’a pas été couvert en son intégralité. Certaines zones ont été observées à de très nombreuses reprises – essentiellement les zones polaires en coordonnées écliptiques -, tandis que d’autres, peu nombreuses, l’ont été faiblement, voire jamais.
La cadence d’imagerie, au niveau du « produit fini » (images de type FFI, ou Full Frame Image) à destination de l’utilisateur terminal est passée de 30min, lors des premières observations (secteurs temporels 1 à 26), à 10min (secteurs 27 à 55), puis à 200 secondes. Cette dernière cadence, jugée optimale pour mettre en évidence un plus grand nombre de signaux de toutes natures, est celle qui prévaut depuis lors.
Un certain nombre de cibles prioritaires (de l’ordre de 10000 à 20000 par secteur) prédéfinies antérieurement au lancement de TESS, sont observées avec une cadence spécifique de 2min. Quelques cibles supplémentaires (typiquement 1000 à 3000 par secteur) bénéficient en outre d’une cadence observationnelle ultra-courte : 20 secondes (ce depuis le secteur 29), voire 2 secondes, pour des besoins très spécifiques.
Pour rendre les choses plus simples encore, s’il en était besoin, il convient de savoir que le traitement des données se fait de façon à la fois interne et externe à l’observatoire. La cadence d’imagerie de base est bel et bien fixée à deux secondes, et l’assemblage des images à la cadence terminale (30min, 10min ou 200secondes, selon les secteurs) se fait à bord. Les données sont ensuite envoyées vers le sol une fois par semaine au cours d’intervalles de temps pendant lesquels il n’est fait aucune acquisition. Ces intervalles, dit « arrêts de service », peuvent « consommer » jusqu’à 1.5 jours par secteur. Les données sont ensuite (pré)traitées puis préparées en fonction de différentes problématiques, puis délivrées en ligne en open access tous les 28 jours environ.
La mission crée donc 3 types de fichiers principaux:
- les fichiers FFI, qui sont des FITS contenant les données brutes d’une caméra et d’un secteur.
- les TPF (Target Pixel Files), qui sont les données brutes de cibles choisies.
- les LCF (Light Curve Files), qui sont des données déjà traitées de cibles choisies.
Par cibles choisies, on entend essentiellement toute étoile de magnitude 13 au plus, dont le rayon R n’excède pas cinq rayons solaires (les étoiles de petite taille, donc), dont l’observation serait susceptible, éventuellement, de montrer des transits d’exoplanètes lorsque la géométrie Terre-étoile est adéquate, pour peu que ces étoiles abritent réellement des systèmes planétaires, évidemment, étant entendu qu’il est, selon la technologie actuelle, rigoureusement illusoire d’observer des étoiles de très grande taille dans ce but. A ce début de liste ont été ajoutées toutes les étoiles de type naine rouge connues jusqu’à la magnitude 16, et quelques autres cibles, comme des naines blanches. Cet ensemble constitue un vaste catalogue d’environ 9.5 millions de cibles prioritaires et privilégiées (The Candidate Target List =CTL, qui est sous ensemble du très vaste catalogue TESS Input Catalog (TIC) V8.2 (2018) : 1.7+ milliard d’étoiles), du point de vue des équipes travaillant dans le domaine des exoplanètes.
Ainsi, à la fin de chaque secteur, le scientifique intéressé par ces data, dispose-t-il, au choix : de données à cadence ultra-rapide pour quelques milliers d’étoiles particulières ; à cadence rapide pour 10000 à 20000 étoiles considérées comme étant d’intérêt majeur, essentiellement du point de vue de la recherche d’exoplanètes, comme dit précédemment – mais pas que – ; et de données à la cadence imposée de 30min, 10min ou 200 secondes pour toute autre étoile ou objet (y compris des objets mobiles de type astéroïdes ou comètes, si l’on y trouve un intérêt particulier) pouvant se trouver dans le champ imagé durant le secteur considéré, soit 1200 à 12000 images au format .fit cubique. Autrement dit : une manne presque infinie … On parle de quelques dizaines à plusieurs centaines de millions de cibles à potentiellement investiguer chaque mois.
Le Projet
Le Projet utilise un logiciel « maison » spécialement codé pour les besoins de la cause (VariSeek), exploitant le potentiel des fichiers FFI de la mission TESS. Il se propose d’étudier soit de façon exhaustive, soit de manière ciblée, toute étoile pouvant être aperçue dans les images de type FFI.
A ce point-là de notre exposé, il n’est sans doute pas inutile de préciser que TESS observe dans le rouge et l’IR, entre 600 et 1100 nm, longueurs d’ondes privilégiées du point de vue de l’observation des exoplanètes, et que le domaine d’observation couvre initialement les astres depuis la magnitude 4 jusqu’à la magnitude 19 (on parle ici de TESS magnitudes, ou TESSmag, très proches de la magnitude Gaia RP), mais que certains outils et traitements permettent d’être efficace depuis la magnitude 3 (et sans doute plus bas encore) jusqu’à éventuellement 19.3, voire 19.6, selon les secteurs et les cadences.
A l’aide de VariSeek, nous nous proposons de passer en revue la totalité des courbes de lumières disponibles pour toutes les étoiles d’un champ donné, ou certaines d’entre-elles seulement (recherches sur paramètres astrophysiques ou catalogues prédéterminés) afin d’en examiner la variabilité photométrique, dans le but avoué de découvrir d’éventuels signaux non connus, puis d’étudier plus étroitement les signaux les plus pertinents qui pourrait être détectés.
VariSeek permet de passer au crible des fichiers de type FFI partiels, dits « Astrocuts« , ou « TESScuts« , dont on pourrait dire simplement qu’il s’agit en réalité de portions (ou extraits) de FFI, de taille « raisonnable », faciles à télécharger et manipuler : on travaille avec des fichiers pesant entre 250 Mo et 2.2 Go, à comparer aux FFI complets, dont le poids se jauge en To. Chaque champ VariSeek a une taille approximative égale à 34×34 arcmin, soit un champ un peu plus grand que la pleine Lune, qui comprend très exactement 100×99 pixels de 21 » de côté.
Pour être plus descriptif et précis encore : nous examinons visuellement chaque pixel du champ considéré qui comprend au moins une étoile répertoriée au catalogue Gaia DR3, jusqu’à la magnitude RP mag = 19.5.
Chaque signal détecté est ensuite étudié en détail afin de déterminer, dans un premier temps, s’il est réel ou plutôt susceptible de correspondre à un artefact. Puis nous vérifions si nous ne sommes pas en présence d’un cas de contamination de plus, un parmi tant d’autres (certaines étoiles sont à ce point brillantes qu’elles peuvent en quelque sorte « baver » sur les pixels adjacents, jusqu’à des distances parfois considérables, et ainsi créer de fausses étoiles variables à distance d’étoiles variables déjà connues). Nous vérifions ensuite si le signal détecté est a priori inconnu ou déjà répertorié. Puis, dans les cas favorables de signaux non connus, nous passons enfin aux processus permettant de caractériser le plus finement possible ces nouveaux signaux : détermination de la période si nécessaire, et autres paramètres de base : amplitude des variations, type de variabilité, recherche de type spectral, établissement de constantes BP-RP, B-V, rapprochement éventuel de l’objet avec certains catalogues astrophysiques, création de courbes et phaseplots, recherches de données complémentaires archivées dans diverses surveys, établissement d’éphémérides en vue d’observations additionnelles à effectuer. Catalogage et publication, in fine.
Si certaines détections sont aisément publiables d’entrée de jeu, ne nécessitant guère plus de travail que la création d’une ligne nouvelle dans un fichier de type Excel, d’autres pourront nécessiter un grand nombre d’observations à effectuer depuis le sol:
- soit parce que le champ dans lequel aura été détecté le nouveau signal est dense au point que plusieurs étoiles soient associées à un pixel donné et qu’il soit dès lors impossible de déterminer quelle est l’étoile qui est porteuse du signal,
- soit parce que les données sont parcellaires, et qu’il n’a pas été possible de déterminer ex nihilo une période au signal sans échaffauder des hypothèses qu’il devient impératif de vérifier,
- soit parce que l’objet détecté est trop faible pour être catalogué de manière précise avec les seules données en provenance de TESS (n’oublions pas que les optiques de TESS sont d’un diamètre de 105mm seulement et qu’au-delà de la magnitude RP = 18 à 18.5 le SNR n’est souvent plus très favorable) ; il faut alors user d’optiques de plus grand diamètre et du savoir faire amateurs pour examiner plus en détails ces signaux, pour déterminer un type de variation, par exemple,
- soit, enfin, parce que, du seul fait de ses caractéristiques particulières, l’objet découvert justifie un suivi précis et prolongé dans le temps.
- ./…
Photométrie et spectroscopie (on ne trouve pour ainsi dire, par exemple, aucun spectre au-delà de la magnitude 15, dans la zone où se situent l’immense majorité des signaux que nous trouvons) sont alors les deux outils de prédilection pour ces observations complémentaires, et la communauté amateur peut être concernée au plus haut point, aussi bien dans l’hémispère nord que l’hémisphère sud, et sur toutes les longitudes.
Variabilité Stellaire : Une Exploration Photométrique du Ciel
Trouvant ses origines en 2024 auprès d’un petit groupe d’amateurs français déterminés à faire « autre chose », ce travail « différent » devient le Projet Var-Exp au printemps 2026, projet scientifique amateur/professionnel à vocation « Science Participative ».
L’application VariSeek est développée activement et utilisée en phase de test depuis décembre 2025 pour cette tâche, mais elle demeure en évolution constante. De nombreux axes de développement sont envisagés, tant au niveau du codage qu’à celui de la détection d’objets nouveaux.
A la date du 01-06-2026, environ 100000 courbes de lumière, correspondant à un peu plus de 220000 étoiles cataloguées au Gaia DR3, ont été visionnées, et 114 signaux a priori non connus ont été détectés dans diverses régions du ciel couvrant une toute petite portion de la voûte céleste : 6.25 degrés carrés au total (le ciel au complet couvrant environ 41000 degrés carrés).
Nous détectons pour le moment, en moyenne, un signal non connu pour 860 courbes affichées dans le logiciel, ce qui est assez rapide malgré tout, puisque nous visionnons entre 200 et 300 courbes toutes les cinq minutes, et un signal nouveau pour 1400 étoiles répertoriées au catalogue VSX de l’AAVSO (le catalogue de référence en matière d’étoiles variables), soit un potentiel d’ajout au VSX égal à environ 8%, en l’état, sur un total de plus de 10.5 millions d’étoiles variables enregistrées à ce jour. Mais ces chiffres, établis sur une très petite quantité de données pour un Projet Var-Exp tout à fait débutant, qui sont extrêmement dépendants des zones de ciel explorées, sont bien entendu susceptibles d’évoluer rapidement et dans de larges proportions : dans les zones de faible densité stellaire, localisées très à distance de la Voie Lactée, on ne détecte, par exemple, que très peu de nouveaux signaux (disons 1 pour 2000 à 3000 courbes visionnées), tandis qu’en périphérie immédiate de la Voie Lactée, la moyenne est bien meilleure (1 signal non connu détecté pour 350 courbes affichées).
La plupart des objets nouveaux répertoriés par Var-Exp sont détectés dans une large fourchette de magnitude allant de RP = 13.5 à 18.5, mais il est certaines étoiles nettement plus brillantes qui montrent parfois des signes de variabilité surprenants, jusqu’alors inconnus, de quoi éventuellement revisiter largement quelques objets. La variable la plus brillante trouvée à ce jour est vue à la magnitude RP = 9.0.
La majorité des nouveaux signaux correspondent à des binaires à éclipses, une catégorie d’étoiles particulièrement intéressantes du point de vue astrophysiques, puisqu’elles permettent de tester les théories de l’évolution stellaire. Ces binaires à éclipses ont la double particularité intéressante, du point de vue de Var-Exp, d’être aisément détectables à l’oeil et de passer facilement, pour des raisons qu’on ne détaillera pas ici, entre les mailles des filets des grandes surveys professionnelles, et des recherches d’objets en masse par machine-learning.
Car telle est l’une des grandes forces du Projet Var-Exp : les recherches étant effectuées « à l’oeil », la pertinence des détections est de beaucoup plus élevée que celle qui prime dans la plupart des détections dites « automatisées ». On ne compte plus, en effet, les cas de visionnages de courbes de lumière pour des étoiles classées en tant que variables, détectées automatiquement et publiées, qui ne présentent en réalité aucune variation visible, l’explication officielle derrière laquelle la communauté des scientifiques se réfugie pudiquement, qui ne peuvent se permettre de vérifier une à une les étoiles qu’ils ajoutent à leurs catalogues, qui compte parfois des centaines de milliers de lignes, sinon des millions, étant que les variabilités détectées dans ces cas-là sont statistiques et de (très) faibles amplitudes, et sont donc noyées dans le bruit observationnel des données TESS ; ce que l’on peut admettre. Mais à côté de cela, on découvre néanmoins des signaux brillants et de grande amplitude, qui n’ont pour autant jamais été vus par quiconque. Pour reprendre une citation de l’un des responsables du VSX : « Some have ridiculously high amplitudes ! ». Ce qui ouvre la porte à de nombreuses découvertes amateurs.
Le fait que Var-Exp soit un projet d’exploration du ciel, pour le moment uniquement basé sur la détections visuelles de nouveaux signaux, n’est pour autant pas gravé dans le marbre, et l’une des évolutions possible du Projet, à long terme, pourrait consister à le tourner vers des recherches en masse par machine-learning, mais en tenant compte des lacunes montrées par les recherches actuelles, s’il est possible. Ou en ajoutant une vérification « manuelle » en arrière-plan.
Actuellement, le Projet repose sur les épaules d’un très petit nombre d’amateurs, mais il a vocation à s’ouvrir largement. Aussi, toute collaboration amateur ou professionnelle est la bienvenue, à tous les niveaux du Projet, d’où quelle vienne, y compris à l’international : idées, conseils, observations (photométrie, spectroscopie), catalogage, publication.
Des appels à observations sont émis sur une base régulière depuis ce site web, ou sur certains médias connus des astronomes amateurs. Tous les participants au Projet auront le statut de co-auteur/co-découvreur.