Désignation de l’étoile Référence du catalogue Mesures à partir de l’image Ascension droite Déclinaison Ascension droite Déclinaison 3UC 189–277698 21 h 30 min 55,76 s +04° 04′ 06,0″ 21 h 30 min 55,76 s +04° 04′ 06,0″ 3UC 189–278528 21 h 29 min 45,11 s +04° 02′ 20,2″ 21 h 29 min 45,08 s +04° 02′ 20,4″ 3UC 188–288907 21 h 28 min 29,84 s +03° 58′ 01,8″ 21 h 28 min 29,84 s +03° 58′ 02,2″ 3UC 188–289134 21 h 29 min 54,05 s +03° 33′ 25,0″ 21 h 29 min 54,03 s +03° 33′ 25,1″ 3UC 188–288298 21 h 30 min 56,10 s +03° 31′ 37,3″ 21 h 30 min 56,18 s +03° 31′ 37,1″ 3UC 188–289124 21 h 29 min 49,76 s +03° 49′ 07,0″ 21 h 29 min 49,72 s +03° 49′ 06,9″ Tableau 3. Comparaison de la position de référence dans le catalogue UCAC3 et de la position mesurée sur nos images pour quelques étoiles. allons examiner une image de la comète 262P/McNaught-Russel, prises par Clermont Vallières le 17 novembre 2012. Cette image est le résultat de l’addition de sept images de 120 secondes alignées sur le noyau de la comète ; on y observe donc des trainées importantes, alors que la comète est bien centrée. La précision de notre mesure astrométrique de la comète devrait se comparer à celle des étoiles ponctuelles. Cependant, le repérage (registration) des étoiles s’effectue sur le centroïde de trainées importantes et pourrait éventuellement affecter la précision des données astrométriques de la comète. Le Tableau 3 (ci-dessus) présente, pour quelques étoiles, les positions astrométriques du catalogue UCAC3 et les positions mesurées sur l’image. La différence entre la valeur du catalogue UCAC3 et notre mesure varie de −0,03 s à +0,08 s pour l’ascension droite, et de −0,1″ à +0,4″ pour la déclinaison. Ces écarts ne diffèrent pas de ceux observés sur des étoiles plus circulaires. On peut donc conclure que l’utilisation du centroïde sur des trainées d’étoiles permet d’obtenir une précision équivalente à celle d’étoiles plus rondes et que l’erreur des mesures astrométriques est de moins de 0,08 s et moins de 0,4″. Utilisation des données astrométriques L’astrométrie est principalement utilisée afin de localiser les objets célestes, notamment la position de nouveaux objets tels que supernovas, comètes et astéroïdes. Dans ces deux derniers cas, les positions peuvent changer en l’espace de quelques heures seulement. Elle peut aussi servir à localiser et identifier dans une image un objet qui n’est pas apparent à première vue. La solution d’une image CCD est un moyen facile de calculer la longueur focale du système ayant pris l’image, ainsi que l’échelle et l’orientation de cette image. Avec ce niveau de précision, on peut effectuer diverses mesures intéressantes sur des objets célestes. On peut mesurer le mouvement propre des étoiles. Il y en a plusieurs dans notre galaxie dont le mouvement propre est supérieur à 0,2″ par année. Il est donc envisageable d’effectuer de telles mesures. L’étoile de Barnard, située dans la constellation d’Ophiuchus, a un mouvement propre de 10,34″ par an : il serait donc possible de détecter son déplacement dans un intervalle d’aussi peu que 10 jours ! On peut également calculer la distance de certaines étoiles par la méthode des parallaxes. L’étoile la plus proche, α Cen (Alpha Centauri), a une parallaxe de 0,7″. Avec une précision de 0,2″, il devient donc possible de mesurer la distance des étoiles qui sont à moins de 15 annéeslumières. Les mesures astrométriques permettent de déterminer l’orbite des comètes et des astéroïdes, afin de pouvoir prédire leur position plus tard dans le temps. L’addition de mesures astrométriques permet d’améliorer la précision des éléments orbitaux. Références [1] HUBBELL, Gerard R. Scientific Astrophotography : How Amateurs Can Generate and Use Professional Imaging Data, Patrick Moore’s Pratical Astronomy Series, New York, Springer, 2013, 363 p.[2] BERRY, Richard et James BURNELL. The Handbook of Astronomical Image Processing, 2 e éd, Richmond, Willmann- Bell, 2005, 684 p.Mars-avril 2013 www.astronomie-quebec.com 11