Notre nouveau collègue Marc Chapelet pratique l'astrophotographie de manière intensive depuis une dizaine d'années. Travaillant principalement avec un téléobjectif de 1 mètre de longueur focale à f/10 monté en parallèle sur un Celestron 8, avec un temps de pose moyen de 10 minutes, il atteint une magnitude voisine de 14.5. Il photographie exclusivement en couleurs sur diapositives Fujichrome 400 ISO et développe lui-même à fond, poussant la sensibilité entre 1200 et 1600 ISO. En dehors d'objets particuliers comme la nova Cas 1995, il s'est principalement intéressé aux objets accessibles en ciel urbain: planètes, astéroïdes, nébuleuses planétaires compactes, amas globulaires et amas ouverts. Les nébuleuses gazeuses sont photographiées en Beauce et, pendant les vacances, sous le ciel pur de la Drôme et de la Lozère.

Il a ainsi accumulé environ 5000 clichés sur un millier d'objets différents. Le passage d'un astéroïde ou l'amélioration de la qualité de certains clichés a nécessité de doubler quelques prises de vues. Le champ de 2° sur 1,3° couvert par le téléobjectif devait nécessairement contenir l'une ou l'autre variable. Cela a conduit notre collègue à s'intéresser à ces astres et à rejoindre notre association. Les diapositives sont analysées par comparaison binoculaire de 2 clichés juxtaposés de la même région du ciel. Tout clignotement indiquant une variable possible est vérifié à la loupe, au stéréoscope, voire au microscope. Pour les objets suspects une recherche est faite dans les différents atlas et catalogues, notamment le GCVS, appel étant également fait à des atlas sur logiciels. L'intérêt de la photographie en couleur réside dans le fait que les artefacts sont plus faciles à analyser qu'en noir et blanc et qu'on a immédiatement une bonne idée de la classe spectrale de la variable.

Depuis quelques mois il m'a soumis quelques uns des cas les plus évidents de variabilité et nous essayons de démêler cela. Avant toute chose il est bon de rappeler que les clichés en couleurs ne donnent ni magnitudes dites 'photographiques' (partie bleue du spectre), ni photovisuelles dont ils sont cependant proches. Ils révèlent en tous cas de façon certaine une variation d'éclat de quelques étoiles confirmée visuellement pour certaines. L'identification des variables sur un atlas, notamment sur les atlas informatisés (Hypersky Guide voir l'article de Jean Gunther dans notre bulletin n° 72, p. 17), est rendue difficile par le fait de l'imprécision de leurs positions dans le GCVS. Bien avant la guerre, notre ancien président et co-fondateur de l'AFOEV, Antoine Brun, avait demandé que l'annonce de la découverte de variables relativement faibles et ne figurant pas dans les principaux catalogues (BD, HD) soit toujours accompagnée de la publication d'une petite carte donnant le champ stellaire dans un rayon de 3 à 4' autour de la variable afin de permettre son identification certaine. Ce souhait a été officialisé par la Commission 27 de l'Union Astronomique Internationale lors de son congrès à Zurich en 1948. Grâce à une recherche systématique faite il y a une trentaine d'années à la bibliothèque de l'observatoire de Strasbourg, l'AFOEV possède ainsi une documentation précise sur plusieurs milliers d'étoiles variables. Les références bibliographiques figurant dans le GCVS et ses suppléments (les 'Name lists') permettent de rechercher les documents qui ne seraient pas en notre possession.

Les logiciels comme Guide sont basés sur les catalogues comme le SAO et, surtout, sur le Guide Star Catalogue qui a servi à préparer la mission du télescope satellisé Hubble. Le GCVS est incorporé dans ces logiciels, mais le logiciel n'assure pas la concordance entre ces catalogues. En raison de l'imprecision des positions du GCVS on trouvera souvent sur les cartes un décalage entre la position GCVS et l'étoile du GSC. Lorsque la magnitude de la variable est grande, l'identification est facile. Elle est moins évidente pour les variables faibles ou pour les variables découvertes photographiquement en 'mpg', le GSC étant 'photovisuel'. Le problème se complique encore par l'imprécision des magnitudes du GSC, magnitudes qui sont données en centième.... mais avec une 'précision' de 0,40 magnitude en moyenne!

Si les clichés en couleurs ne permettent pas un raccordement absolu à nos observations visuelles, ils permettent une détermination des maximums et des minimums d'éclat de ces étoiles, la confirmation de leur position, la découverte de variables nouvelles... bref, l'enrichissement de nos connaissances sur des étoiles peu ou pas du tout suivies depuis leur découverte (voir l'article de Jean Gunther dans ce bulletin).

Nous nous limiterons ici à trois étoiles dont la variabilité est assurée, deux d'entre elles étant connues, la troisième semblant être une variable nouvelle dont la découverte sera à mettre au crédit de notre collègue.

1  I - v417 Cas - une variable proche de la Nova Cas 1995

Cette étoile se situe à 40' au sud de la nova qui reste toujours d'actualité. Elle est très facile à localiser puisque proche de la pointe sud du triangle servant de repère au sud de theta et mu Cas. Sa position est:

Elle apparaît vers la magnitude 11,5 sur un cliché du 28 août 1995: on la retrouve vers 13,0 sur un cliché du 20 septembre et elle est invisible au-delà de la magnitude 14 sur les clichés du 18 novembre et du 16 janvier 1996. Avisé à cette époque j'ai observé ce secteur et ai trouvé l'étoile à la mv 14,8 le 21 novembre et 15,0 le 10 décembre 1995.

Si on se réfère au GSC l'étoile se situe à 1,3' près à la position donnée pour la variable v417 Cas. Dans le GSC elle porte le numéro 3669 / 53 avec la magnitude 11,7. Mais si on entre dans le détail on s'aperçoit que cette magnitude est la moyenne de deux clichés: celui du 11 octobre 1983 donne mpv 12,02 et celui du 7 novembre de la même année donne mpv 11,35. Une certaine variabilité parait donc évidente Une carte d'identification lève le doute: il s'agit bien de v417 Cas (AN vol. 289,139,1966). Sur les clichés de notre collègue Chapelet l'étoile est nettement orangée. Le CGVS indique que v417 Cas est une variable de type mira variant de mpg 14,0 à < 17,5 en 418 jours. L'indice de couleur serait donc de 2,5 magnitudes

2  II - BQ Cas - une variable proche de l'amas NGC 436

Cette étoile figure également sur 4 clichés de M. Chapelet: de magnitude 11 environ le 18 octobre 1992, de magnitude 12 environ le 1er septembre 1993, de magnitude 10,7 le 27 novembre 1995 et de magnitude 11,3 le 16 janvier 1996. Elle est nettement rouge (spectre M) et sa position est:

Sur le GSC on trouve une étoile de magnitude 11,48 (étoile 3681/1923) à la position

soit une différence GCVS-GSC de 21,932' (angle de position 136,8) ll s'agit de BQ Cas que le GCVS donne comme Lb (irrégulière lente de spectre avancé), de spectre M6,5 et variant de mpg 13,5 à 14,4. Il donne une période d'environ 275 jours. L'indice de couleur, assez élevé, serait d'environ 3 magnitudes.

L'étoile se situe non loin de la célèbre éruptive HT Cas, presque dans l'alignement epsilon-delta , pas très loin non plus de la Nova Cas 1995. Elle était au maximum à la fin de l'année 1995.

3  III - Une variable nouvelle (CTM1 Cas),
                proche de l'amas NGC 129?

Cette étoile s'identifie à GSC 4015/3211 qui lui donne une valeur mpv = 11,54 d'après un cliché du 12 octobre 1983. Elle se trouve à la position :

L'amas ouvert NGC 129 est à 30' à l'est et nous sommes entre gamma et beta Cas. Il n'y a pas de variable connue dans un rayon de 30', ni dans le GCVS, ni dans le NSV, ni dans la documentation de l'AFOEV.

Sur ses clichés, Marc Chapelet a déterminé les valeurs suivantes:

La couleur de l'étoile est blanche, cette fois, et son amplitude parait faible.

4  Conclusion

Nous donnons des cartes d'identification de ces variables avec des séquences provisoires établies à partir du GSC. Des observations visuelles sont nécessaires pour déterminer les magnitudes visuelles extrêmes, surtout lors du maximum de v417 Cas. Pour la variable nouvelle, des observations fournies et rapprochées dans le temps seront nécessaires pour déterminer période, amplitude et type. Il conviendra, lors de la transmission des observations, de signaler les étoiles de comparaison utilisées avec le détail de la comparaison (du genre: a 3 v 2 d) de même qu'il serait souhaitable d'affiner la valeur de ces étoiles