Moyennes de 20 en 20 jours à partir de plus de 4000 observations visuelles d'amateurs français, hongrois, espagnols et allemands enregistr,es dans la base de données de l'AFOEV à Strasbourg. L'importante dispersion des points avant 1980 est due au fait que l'étoile n'était observée que sporadiquement avant sa grande phase d'activité. Les maximums de la périodicité de 377 jours discutée dans le texte sont marqués et numérotés.

Pour pouvoir illustrer le présent article, j'ai utilisé les 4703 estimations d'éclat de cette étoile figurant dans la base de données de l'association française AFOEV. Des moyennes de 10 en 10 jours ont permis de tracer la courbe de lumière. En examinant cette courbe j'ai remarqué que certains des maximums les plus brillants étaient séparés par des périodes de temps pratiquement identiques. Un examen plus approfondi a montré que cette périodicité s'adaptait également aux maximums plus faibles. Ah, me disais-je immédiatement, c'est la période de rotation du système double - curieux cependant que la bibliographie n'en fasse nulle part mention. Mais ma surprise a été grande en constatant que cette période, trouvée de 377 jours, ne concordait en rien avec la période de rotation du système.

Un examen approfondi de la bibliographie de cette étoile montra que cette période était jusqu'à présent totalement inconnue. Ce n'est pas étonnant : elle n'est discernable qu'à partir des séries d'observations portant sur une longue durée comme celle de la courbe de lumière. Les professionnels effectuent rarement des mesures sur une étoile pendant aussi longtemps. D'autre part les méthodes automatisées de recherche de périodes n'auraient pas permis de découvrir celle-ci, certains maximums étant très faibles, quelques uns étant même presque impossible à discerner.

Qu'est-ce à dire? Une idée naïve serait la suivante : cette période de 377 jours est la période de pulsation de la composante géante. Lorsqu'elle s'enfle, sa surface se rapproche de celle de la naine blanche, la matière transférée est plus importante, plus d'énergie gravitationnelle est libérée lors du transfert de cette matière vers la naine blanche, et par conséquent l'éclat du système augmente. La hauteur variables de l'éclat lors des maximums serait due dans ce cas aux irrégularités notoirement connues des pulsations de la géante, pulsations tantôt plus fortes, tantôt plus faibles. Mais alors la périodicité d'activité plus intense de 15 ans? Une interprétation possible est qu'un cycle magnétique de la géante peut influer sur les pulsations. On ne pourra évidemment répondre à de telles questions qu'après des mesures spectroscopiques détaillées de l'objet. Cela est naturellement en dehors des possibilités des amateurs mais on voit qu'ils peuvent être à l'origine de l'impulsion vers ce genre d'investigations.

Ah! avant que je ne l'oublie, au cas où AG Draconis s'en tiendrait à "ma" nouvelle période : un maximum visuel devrait se produire en juillet ou août prochain. Jetez donc un coup d'oeil dans ce secteur grâce à la carte d'identification avec les étoiles de comparaison ci-dessous.

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La carte avec la séquence d'étoiles de comparaison accompagnant cet article est identique à celle de l'AFOEV. Elle a, comme la nôtre, pour origine l'AAVSO.

Fig. 2 - Courbe de lumière de AG Draconis entre 1973 et 1997

Observations visuelles de l'AFOEV -moyennes de 10 jours - les maximums marqués et numérotés sont ceux indiqués dans le deuxième article du Dr. Bastian (voir : notes du traducteur)

Le maximum prévu par le Dr. Bastian a effectivement eu lieu comme le démontre la figure 2, où elle porte le numéro 13. De même une phase de grande activité s'est bien produite comme prévu et semble encore en cours actuellement (maximums n°13, 14 ,15 et 16). La figure 2 reprend la première courbe de lumière, prolongée jusqu'à la fin du mois de septembre 1997 et dessinée à partir de 6999 observations visuelles.

Le Dr. Bastian vient de soumettre à la revue Astronomy and Astrophysics un article complet intitulé The symbiotic system AG Dra : an unexpected photometric period (un comportement photométrique inattendu du système symbiotique AG Dra). Il développe en détail le précédent article et y ajoute des données obtenues par le satellite Hipparcos.

Les mesures obtenues entre 1989 et 1993 montrent les maximums 9 et 10 qui sont à peine esquissés sur la courbe de lumière visuelle, ainsi que le maximum n°11 et le début du maximum n°12 (figure 3) et confirment la périodicité d'environ 380 jours. Deux autres séries de mesures ont été examinées. La première est une série de mesures photoélectriques V obtenues par Skopal et Chochol (IBVS n°4080, 1994) et montrant les maximums 6 à 10 sous la forme de petites bosses. Le second article concerne une compilation de mesures de vitesse radiale par A. Mikolajewska et al. (AJ 109, 1289, 1995).

Une éphéméride a été calculée à partir des 10 maximums évidents de la figure 1 et des 3 maximums n°9,10 et 11 de la figure 3 avec, pour résultat

Les plus importants écarts sont ceux du maximum n°2 (la "bosse" - écart de -75 jours) et du maximum n°8 (le plus faible pic observé visuellement - écart de +65 jours). En négligeant ces deux maximums, on obtient une éphéméride améliorée :

L'auteur développe ensuite plus largement la discussion de l'origine possible de ces éruptions périodiques et termine en insistant sur l'intérêt que présentent les observations visuelles des amateurs sur de longues périodes. Il cite H. Richman qui dans un article (PASP 106, 1075, 1994) avait reconnu cet intérêt .