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de l'observatoire de l'université de Stasbourg

# data[].attributes.attachment_link.description
CDS Portal to access Simbad, Aladin and VizieR

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météo,
- transparence du ciel,
- % de nuages de haute, moyenne & basse altitude
- passages de certains objets en orbite (ISS...)

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Est. Sky Quality: 19.69 Magnitude. Class 5 Bortle. 1.43 mcd/m ² Brightness. 1260.73 μcd/m ² Artificial Brightness.

Generated: 09/01/22 17:42:35. Forecast: 09/01/22 to 15/01/22. Timezone: UTC+1.00

Set as Default Location Center on Midday Center on Midnight

Turn On Experimental Features

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Clear Outside v1.0 - International Weather Forecasts For Astronomers

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Est. Sky Quality: 19.69 Magnitude. Class 5 Bortle. 1.43 mcd/m 2 Brightness. 1260.73 μcd/m 2 Artificial Brightness. Set as Default Location Center on Midday Center on Midnight Turn On Experimental Features

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Météo avec transparence du ciel heure par heure sur 3 jours. Indication des objets du système solaire observables (planètes & Pluton)

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Limited 3 days seeing prediction

2022-02-18

sunrise: 07:39 sunset: 18:10 moonrise: 20:10 moonset 08:51

2022-02-19

sunrise: 07:37 sunset: 18:11 moonrise: 21:23 moonset 09:10

2022-02-20

sunrise: 07:35 sunset: 18:13 moonrise: 22:37 moonset 09:28

Additional information to your astronomy seeing prediction:

Look for dark blue colors in the cloud cover and green values in the seeing indexes and jet stream for good seeing conditions.

The estimated seeing indexes (1 & 2) range from 1 (poor) to 5 (excellent) seeing conditions. These values are computed based on the integration of turbulent layers in the atmosphere.

Cloud cover ranges from dark blue (0%) to white (100%). Fog or very low clouds are not shown here (see pictocast for fog).

High jetstream speeds (>20m/s) usually correspond to bad seeing.

Bad layers have a temperature gradient of more than 0.5K/100m. The top and bottom heights of the bad layers are indicated.

LMVMJSUNP => Moon, Mercury, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune and Pluto.

Move your cursor over the celestial bodies column to see coordinates for each celestial body: Azimuth (Az), altitude (Alt), right ascension (RA) and declination (DEC).

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2022-02-18 sunrise: 07:39 sunset: 18:10 moonrise: 20:10 moonset 08:51 2022-02-19 sunrise: 07:37 sunset: 18:11 moonrise: 21:23 moonset 09:10 2022-02-20 sunrise: 07:35 sunset: 18:13 moonrise: 22:37 moonset 09:28 Look for dark blue colors in the cloud cover and green values in the seeing indexes and jet stream for good seeing conditions.

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logiciel de planétarium gratuit

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Stellarium est un logiciel de planétarium à code source ouvert et gratuit pour votre ordinateur. Il affiche un ciel réaliste en 3D, comme si vous le regardiez à l'œil nu, aux jumelles ou avec un télescope.

Fonctionnalités

Ciel

Catalogue de base de plus de 600 000 d'étoiles

Catalogues téléchargeables de plus de 177 million d'étoiles

Catalogue de base de plus de 80 000 d'objets du ciel profond

Catalogues téléchargeables de plus d'1 million d'objets du ciel profond

Astérismes et représentation des constellations

constellations de plus de 40 cultures célestes

calendars of 35+ different cultures

Images des objets du ciel profond (catalogue Messier complet)

Voie Lactée réaliste

Atmosphère, levés et couchés de Soleil ultra réalistes

Les planètes et leurs satellites

relevés du ciel (DSS, HiPS)

Interface

Zoom puissant

Commande du temps

Interface multilingue

scripting interface

Projection œil-de-poisson pour planétariums

Projection miroir sphérique pour planétarium bon marché

interface graphique et commande au clavier

HTTP interface (web-based control, remote control API)

Pilotage de télescope

Visualisation

divers systèmes de coordonnes

cercles de précession

Scintillement des étoiles

Étoiles filantes

Queues de comètes

Simulation d'éclipses

Simulation de supernovas et de novas

exoplanètes

ocular view simulation

Paysages en 3D

paysages avec projection sphérique de panoramas

Configurabilité

système de plugins pour l'ajout de satellites artificiels, la simulation d'oculaires, le pilotage de téléscopes et plus encore

Possibilité d'ajouter de nouveaux objets du Système solaire à partir des ressources en ligne

Ajout de vos propres objets du ciel profond, paysages, images de constellations, scripts, etc.

presentations

Nouvelles

Compatibilité

Minimale

Linux/Unix ; Windows 7 ou ultérieur ; macOS 10.15 ou ultérieur

Carte graphique 3D avec OpenGL 2.1 et GLSL 1.3 ou OpenGL ES 2.0

512 Mio RAM

600 Mio d'espace disque

Clavier

Souris, pavé tactile ou appareil de pointage similaire

Recommandée

Système d'exploitation 64 bits

Linux/Unix ; Windows 10 ou ultérieur ; macOS 11.0 ou ultérieur

Une carte graphique supportant OpenGL 3.3 ou plus récent

1 GiB de mémoire vive ou plus

1.5 GiB d'espace disque

Clavier

Souris, pavé tactile ou appareil de pointage similaire

Ambiance modérément sombre (forte obscurité ou en intérieur)

Développeurs

Coordination du projet : Fabien Chéreau
Graphisme : Martín Bernardi
Développeurs : Alexander V. Wolf, Georg Zotti, Guillaume Chéreau, Ruslan Kabatsayev, Worachate Boonplod
Chercheur cultures célestes : Susanne M. Hoffmann
Collaborateurs : Jocelyn Girod et toutes les autres personnes de la communauté.

soutien financier

De nombreuses personnes et organisations supportent le développement de Stellarium grâce à leurs dons. Les donateurs les plus généreux (avec des dons de plus de $250) sont Laurence Holt, Astronomie-Werkstatt "Sterne ohne Grenzen", John Bellora, Jeff Moe (Spacecruft), BairesDev, Vernon Hermsen, Triplebyte, Marla Pinaire, Satish Mallesh, Vlad Magdalin, Philippe Renoux, Fito Martin.

silver sponsor

Médias sociaux

Collaborer

Vous pouvez en apprendre davantage sur Stellarium, obtenir de l'aide et participer au projet en suivant ces liens:

remerciement

If the Stellarium planetarium was helpful for your research work, please cite the following paper in your acknowledgment:
Ce travail de recherche a utilisé le planétarium Stellarium

Zotti, G., Hoffmann, S. M., Wolf, A., Chéreau, F., & Chéreau, G. (2021). The Simulated Sky: Stellarium for Cultural Astronomy Research. Journal of Skyscape Archaeology, 6(2), 221-258. https://doi.org/10.1558/jsa.17822

Vous pouvez également télécharger le fichier BibTeX de l'article.

Please note that the software has several releases since these fundamentals were published:

Git

La version de développement la plus récente de Stellarium est disponible sur Github. Si vous voulez compiler vous-même Stellarium, c'est l'endroit où obtenir le code source.

books

Documentation and description of the sky cultures, state March 2022, plus a lot of additional research:

Supporters et amis

Stellarium est produit grâce aux efforts de l'équipe de développement, avec l'aide et le soutien des personnes et organisations suivantes .

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Stellarium est un logiciel de planétarium à code source ouvert et gratuit pour votre ordinateur. Il affiche un ciel réaliste en 3D, comme si vous le regardiez à l'œil nu, aux jumelles ou avec un télescope.

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Logiciel libre très complet permettant de nombreux calculs astronomiques mais moins esthétique que Stellarium.

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Ce programme permet de dessiner des cartes du ciel d’après les données
de nombreux catalogues d’étoiles et de nébuleuses, ainsi que la
position des planètes, astéroïdes et comètes.

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Logiciel libre de traitement d'astrophotographie

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Calibration

Supprimer le signal indésirable des images RAW est l'objectif principal de la première étape du prétraitement. Siril peut bien sûr traiter les fichiers maîtres OFFSETS / DARKS / FLATS.

Empilement

Améliorez le rapport signal / bruit en combinant des images individuelles préalablement alignées. Le rejet des valeurs aberrantes réduira encore plus le bruit de l'image finale.

Amélioration

L'image empilée peut être traitée en étalonnant les couleurs très précisément, en appliquant une déconvolution, en étirant l'histogramme et plus encore.

Science

Parce que les images peuvent contenir des données scientifiques précieuses, Siril fournit des outils puissants ainsi qu'une interaction astrométrique pour donner rapidement des informations sur les objets de l'image.

Votre workflow astro complet.

Siril est entièrement capable de prétraiter et de traiter des images astronomiques en offrant aux utilisateurs un large ensemble d'algorithmes spécialisés. L'utilisateur peut le faire automatiquement à l'aide de scripts dédiés ou manuellement s'il préfère garder le contrôle de chaque étape.

Ciel profond rapide.

Grâce à la possibilité de traiter nativement les vidéos SER, Siril est vraiment adapté à la technique d'imagerie du ciel profond rapide. Tous les algorithmes de travail utilisent la totalité des cœurs de l'ordinateur, il est alors possible de traiter plus de 60 000 images sans effort. L'adaptation de la méthode d'alignement suivant le cas (sur toutes les étoiles, une étoile ou sur le corps des nébuleuses) fait que l'alignement n'échoue presque jamais, même si les étoiles sont faibles.

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Supprimer le signal indésirable des images RAW est l'objectif principal de la première étape du prétraitement. Siril peut bien sûr traiter les fichiers maîtres OFFSETS / DARKS / FLATS. Améliorez le rapport signal / bruit en combinant des images individuelles préalablement alignées. Le rejet des valeurs aberrantes réduira encore plus le bruit de l'image finale.

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LOGICIEL DE PRÉVISION D'OCCULTATIONS D’ÉTOILES PAR DES ASTÉROIDES

# data[].attributes.subject
LOGICIEL DE PRÉVISION D'OCCULTATIONS D’ÉTOILES PAR DES ASTÉROIDES

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Site en anglais, pour le téléchergement aller sur l'onglet DOWLOAD

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OccultWatcher is a Windows program that helps astronomical occultation observers to stay tuned with the incoming events by tracking the asteroidal occultation predictions published and regularly updated in various sources called feeds. OccultWatcher searches the feeds you have subscribed for, for events that match your specified distance, star magnitude, event duration and other filter criterias. It allows you to announce your intentions to observe an event to all other observers around the world and helps the cooridnation in a global scale. At the time of the release of verion 3.2 there are more than 400 registered accounts (of people that announce their observing intentions) and more than 1500 known installations. The account registration and usage as well as the OccultWatcher software are absolutely free.

The following prediction feeds are currently available for subscription:

IOTA Updates

Steve Preston's predictions from www.asteroidoccultation.com. The published predictions are for higher probability events and are computed using recent highly accurate astrometric data. They are generally with very good accuracy, higher probability and small error.

OZNZ

OZNZ (pronounced oz-noz) Extras are published by Dave Gault. These are low probability small asteroid events for the South-East Australia and New Zealand regions.

NAmer

North America low probability asteroid occultations calculated using Occult C# by Brad Timerson.

E.A.O.N.

The E.A.O.N. low probability events for the Europe region are maintained by Emmanuel Thienpont and formerly by Jean Schwaenen.

NALowMag

North America events of 50km+ asteroids with combined stellar and asteroid magnitudes of near 11 to not less than 12.9. Many of these have a magnitude drop <1. Maintained by Steve Messner.

TT14

Trans-Tasman events involving asteroids bigger than 50km, magnitude drop larger than 0.2 sec, duration longer than 10 sec, stars up to mag 14. Maintained by Dave Gault, Australia.

TNO

TNO Extras is a list of asteroid predictions involving Trans Neptunian Objects and stars brighter than mag 15. The search is conducted using OccultV4, the latest astorb and NOMAD. Since May 2010 the feed also includes predictions computed by Bruno Sicardi and the Rio Team. The feed is maintained by Dave Gault, Australia

SatWatcher

SatWatcher is a list of occultations and ecplises involving the satellites of Jupiter, Saturn and Uranus. The feed is maintained by Hristo Pavlov, Australia.

With the release of version 3.2 there is one new feed called "Planned Observations". This feed contains all events that someone has already announced a station for. This way even if you are not particularly interested in the events of an existing feed, if there is an event that comes close to you and matches your filter criterias and if there is at least one announced station for it, OW will show it as "Planned Observation". This way events that are going to be attempted by an observer could get more observations.

With its enhanced alerts and reminders OccultWatcher can be also very helpful for tracking your personal asteroidal occultation predictions generated using prediction software such as Occult and LinOccult. It provides extra and very detailed information for all predictions including parameters of the star and asteroid, information about double asteroids, historical observations data and others. The software comes with a function to draw star charts using the free planetarium program C2A developed by Philippe Devechere in France and which supports the star catalogues: Hypparcos, Tycho2, UCAC2, NOMAD. OccultWatcher also provides ability to be extended by your own Add-ins written using Microsoft.NET

If you are new to asteroidal occultations here are some online resources you would find most useful:

IOTA - International Occultation Timing Association

IOTA Yahoo Group

Euraster - a website for Asteroidal Occultation Observers in Europe

RASNZ OccSec - Australia/New Zealand Occultation Observers Information

Occult - Software for Windows for predictions of asteroidal occultations and many other astronomical phenomenas by Dave Herald

LinOccult - Software for Linux for asteroidal occultation predictions by Andrey Plekhanov

IOTA Updates - High accuracy asteroidal occultation predictions by Steve Preston. Those are also available in OccultWatcher as a prediction feed

Software Requirements for running OccultWatcher:

Windows 98 or later. Works best on Windows XP Professional and Windows Vista (32 or 64 bit)

Microsoft.NET Framework 2.0 or later

Hardware Requirements: Anything that can run the required software.
Internet Connection Requirements: In other to receive information about the predictions from the online feeds you need an internet connection. There is no particular requirement for the speed of your connection, but as a general rule OccultWatcher will do well so long as your connection allows you to view maps using GoogleMaps without too much delays.

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LOGICIEL D'ANALYSE LUMINEUSE POUR LA RECHERCHE D’EXOPLANÈTES

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LOGICIEL D'ANALYSE LUMINEUSE POUR LA RECHERCHE D’EXOPLANÈTES

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Logiciel HOPS nécessitant l'installation du langage Python sur votre ordianteur

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1. Un ordinateur muni de l'un des OS : Windows, MAC OSX ou Linux

2. Un minimum de 4Gb de RAM.

3. Environ 4GB d'espace libre pour l'installation de Python et HOPS

Si Python est déjà installé sur votre ordinateur, vous pouvez passer cette étape. Sinon :

1. rendez-vous sur le SITE d'ANACONDA ,

2. cliquez sur " Download " (" Télécharger ") avec la version Python 3.7.

Pour les utilisateurs de Windows, pendant l'installation, attention à :

1. installer Python uniquement pour votre utilisateur (comme recommandé),

2. utiliser le dossier d'installation de votre choix (si la destination par défaut ne vous convient pas),

3. ajouter python comme une variable du système (malgré la recommandation inverse).

Si HOPS est déjà installé sur votre ordinateur, vous pouvez passer cette étape. Sinon :

1. téléchargez le code depuis GITHUB,

2. décompressez le fichier " hops-master.zip ",

3. double-cliquez sur l'un des fichiers appropriés à l'intérieur du sous-dossier " hops ", en fonction de votre système opérateur : "linux_installer.sh", "osx_installer.command", or "windows_installer.cmd",

4. après l'installation, un fichier exécutable nommé " hops " ("hops.cmd" pour Windows, "hops.sh" pour Linux, "hops.command" pour MAC OSX) sera apparu sur votre bureau.

5. Double-cliquez sur le fichier exécutable nommé "hops" ("hops.cmd" pour Windows, "hops.sh" pour Linux, "hops.command" pour MAC OSX) pour démarrer le programme.

Pour les utilisateurs de Windows, si le fichier 'windows_installer.cmd' ne fonctionne pas, cela signifie que Python n'est pas configuré comme une variable système, soit parce Python n'est pas installé ou soit parce vous ne l'avez pas installé en passant par Anaconda. Dans ce cas, vous pouvez réinstaller Python par Anaconda, ou bien inclure Python comme variable du système manuellement .

Pour les utilisateurs de Mac OS MOJAVE 10.14.6, TkIner, l'interface graphique utilisée en arrière-plan par HOPS ne fonctionne pas correctement avec cette version de l'OSX, provoquant une déconnection de l'utilisateur (user log out). Pour résoudre ce problème vous devrez procéder à la mise à jour Catalina de votre Mac OS ou bien rétrograder vers la version 3.7.0 de Python.

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Un ordinateur muni de l'un des OS : Windows, MAC OSX ou Linux Un minimum de 4Gb de RAM. Environ 4GB d'espace libre pour l'installation de Python et HOPS Si Python est déjà installé sur votre ordinateur, vous pouvez passer cette étape.

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Palais de la Découverte : Le système solaire, lois de Kepler, planètes visibles à l’œil nu

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Palais de la Découverte : Le système solaire, lois de Kepler, planètes visibles à l’œil nu

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document PDF de vulgarisation scientifique

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Découvrez la magnifique épopée de notre connaissance des exoplanètes au travers de ce MOOC. Vous y découvrirez leur diversité, les méthodes de détection et les grandes missions spatiales à la recherche de ces nouveaux mondes. Nous vous proposons en plus des questionnaires pour vous tester, des liens pour approfondir les sujets et des applications web et mobiles pour expérimenter chez soi.

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- 10 cours théoriques d'initiation à l'astronomie par Pierre Cruzalèbes - 2014.
- 6 cours sur l'astronomie et l'astrométrie donnés par Jean Eudes Arlot, Observatoire de Paris
- 6 cours théoriques de perfertionnement donnés par Jean-Eudes Arlot, Observatoire de Paris
- 4 cours sur l'évolution stellaire, donnés par Roland Lehoucq, CEA Saclay

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Durant cette période de confinement, nous sortons de nos archives l'enregistrement d'une vingtaine de cours théoriques dédiés à l'astronomie. Ce sont des cours d'initiation sur les sciences de l'Univers. Si vous voulez vous perfectionner ou vous initier à la pratique de l'observation ou à la photographique astronomique, après les cours gratuits, suivez ce lien ci-dessous.

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SITE GÉNÉRALISTE DE VULGARISATION DE L'ASTRONOMIE 

# data[].attributes.subject
SITE GÉNÉRALISTE DE VULGARISATION DE L'ASTRONOMIE 

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Le Very Large Telescope au Chili. Crédit : ESO

L’histoire de l’astronomie

Cette section retrace l’histoire de l’astronomie, ses origines dans les civilisations antiques, son développement pendant le miracle grec et l’âge d’or de l’Islam, son entrée dans l’époque moderne avec Nicolas Copernic, Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, et enfin la naissance de la mécanique céleste avec Isaac Newton. Elle détaille ensuite l’histoire de l’astrophysique, qui, née grâce à l’analyse spectrale, nous a permis d’étudier la nature physique des corps célestes. Elle explore finalement les moyens de l’astronomie moderne, en particulier les télescopes spatiaux et l’observation dans toutes les longueurs d’onde du spectre électromagnétique.

Commencer : L’histoire de l’astronomie

Le système solaire interne

Dans ce chapitre, nous visitons les quatre planètes rocheuses du système solaire interne, Mercure, Vénus, la Terre, et Mars, pour finir dans la ceinture d’astéroïdes et autour de la planète naine Cérès. Nous nous intéressons à quelques aspects particuliers comme la formation du système solaire, les atmosphères planétaires, les éclipses et marées du système Terre-Lune, le changement climatique sur notre planète, et la recherche d’eau sur Mars.

Commencer : Le système solaire interne

Une dune à la surface de Mars. Crédit : NASA

La planète géante Saturne. Crédit : NASA

Le système solaire externe

Cette partie explore le système solaire externe, en commençant par la planète Jupiter et ses quatre grands satellites, Io, Europe, Ganymède et Callisto. Nous survolons Saturne et ses deux plus intéressants satellites, Encelade et Titan, puis Uranus et Neptune. Nous nous intéressons ensuite aux régions les plus éloignées du système solaire, le système Pluton-Charon, les objets transneptuniens comme par exemple Haumea et Eris, les comètes, la ceinture de Kuiper et le nuage d’Oort.

Commencer : Le système solaire externe

Le Soleil et les étoiles

Cette section s’intéresse à l’astronomie stellaire, avec une attention particulière pour l’étoile la plus proches de nous, le Soleil, sa surface, sa chromosphère, sa couronne et son vent. Elle se tourne ensuite vers les autres étoiles, leur distance, leur taille, leur masse, et leur source d’énergie. Puis elle passe en revue les différents stades de l’évolution de la majorité des étoiles : la séquence principale, les géantes rouges, les étoiles variables, les nébuleuses planétaires, les naines blanches et les novæ.

Commencer : Le Soleil et les étoiles

La nébuleuse planétaire de l’Hélice. Crédit : ESO

Une partie des Dentelles du Cygne. Crédit : NASA

Les étoiles massives

Ce chapitre explore l’évolution des étoiles les plus massives et passe en revue les corps stellaires les plus extrêmes : supergéantes, supernovæ, étoiles à neutrons, pulsars, sursauts gamma et trous noirs. Pour mieux comprendre ces derniers, il nous introduit à la relativité restreinte et à la relativité générale, à la notion de courbure de l’espace-temps, et en profite pour expliquer d’autres phénomènes astronomiques comme les lentilles gravitationnelles et les ondes gravitationnelles.

Commencer : Les étoiles massives

La Voie Lactée

Dans cette section, nous nous lançons dans l’astronomie galactique, soit l’étude de notre galaxie, la Voie Lactée. Nous faisons connaissance avec ses deux composants principaux, le gaz interstellaire et les poussières interstellaires, et nous intéressons à la naissance des étoiles et aux corps associés à ce processus : les nuages moléculaires géants, les étoiles T Tauri, les régions HII. Nous nous dirigeons ensuite vers le cœur de la Voie Lactée et découvrons la structure composite Sagittaire A, la source radio Sagittaire A* et le trou noir supermassif du centre galactique.

Commencer : La Voie Lactée

La nébuleuse d’Orion. Crédit : ESO

La galaxie spirale NGC 2841. Crédit : NASA

Les galaxies

Dans cette partie, nous explorons les autres galaxies et leurs différents caractères. Nous nous intéressons à certains types particuliers de galaxies comme les radiogalaxies et les quasars, et découvrons leur moteur, un trou noir supermassif entouré d’un disque d’accrétion. Nous passons enfin à l’échelle supérieure en observant les galaxies s’organiser en groupes, amas et superamas, en particulier le superamas Laniakea, pour donner naissance à la structure à grande échelle de l’Univers.

Commencer : Les galaxies

L’Univers

Ce chapitre s’occupe de cosmologie, l’étude de l’Univers dans son ensemble, et s’intéresse en particulier à son expansion et à son âge. Il passe en revue les observations qui prouvent l’existence d’une matière noire, sous forme baryonique ou exotique, et les instruments qui essayent de détecter cette dernière. Il se tourne alors vers l’accélération de l’expansion et sa source présumée, l’énergie noire, avant de se préoccuper de l’avenir de la matière et de l’Univers.

Commencer : L’Univers

L’Univers lointain par Hubble. Crédit : NASA

Désintégration d’une particule. Crédit : CERN

Le Big Bang

Cette section a pour objet le Big Bang. Elle nous introduit d’abord à quelques concepts de base de la physique, les particules élémentaires, les forces, les théories d’unification, et à certains aspects de la mécanique quantique comme la dualité onde-particule et les particules virtuelles. Elle nous fait ensuite parcourir les étapes de l’évolution de l’Univers primordial : le Big-Bang, l’ère de Planck, la période d’inflation, la naissance de la matière, la nucléosynthèse primordiale, la recombinaison et l’apparition du rayonnement fossile, puis l’entrée dans l’âge sombre de l’Univers. Elle finit avec quelques curiosités comme le réglage des constantes fondamentales et la notion d’univers parallèles.

Commencer : Le Big Bang

Les planètes et la vie

Ce chapitre commence avec un inventaire des différentes méthodes de détection d’exoplanètes et un survol de leurs résultats. Il continue en s’intéressant à la chimie de la vie, à son apparition sur Terre et à sa complexification. Il se tourne ensuite vers les autres planètes pour déterminer les conditions favorables à la vie et passer en revue les différentes tentatives de détection de vie extraterrestre. Il s’interroge finalement sur les résultats décevants de ces recherches et explore quelques idées comme le paradoxe de Fermi et le Grand Filtre.

Commencer : Les planètes et la vie

La Terre à 56.000 kilomètres. Crédit : NASA

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Une introduction à l'astronomie et à l'astrophysique en dix thèmes et une carte du ciel

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Aide dans le traitement de données (chasseurs de trous noirs, d'exoplanètes, d'étoiles variables, de radiogalaxies, de matière noire... classements de galaxies...)

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The Zooniverse is the world's largest and most popular platform for people-powered research.

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Experience Earth, our solar system, nearby asteroids, the universe, and the spacecraft exploring them with immersive real-time 3D web-based apps for Mac, PC and mobile devices. No download or sign up necessary.

Experience Earth, our solar system, nearby asteroids, the universe, and the spacecraft exploring them with immersive real-time 3D web-based apps for Mac, PC and mobile devices. No download or sign up necessary.

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Welcome to NASA's Eyes, a way for you to learn about your home planet, our solar system, the universe beyond and the spacecraft exploring them.

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Mission Perseverence 2020 NASA

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NASA's Mars 2020 Perseverance rover will look for signs of past microbial life, cache rock and soil samples, and prepare for future human exploration.

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activité du soleil

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Nous sommes le lun. 14 févr. 2022 10:50

Qui est en ligne

Au total il y a 65 utilisateurs en ligne : 1 enregistré, 0 invisible et 64 invités (d'après le nombre d'utilisateurs actifs ces 5 dernières minutes)
Le record du nombre d'utilisateurs en ligne est de 303, le dim. 10 mai 2020 00:37

Statistiques

67647 messages * 14777 sujets * 634 membres * Le membre enregistré le plus récent est Damien Sroda.

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Nous sommes le lun. 14 févr. 2022 10:50 Au total il y a 67 utilisateurs en ligne : 1 enregistré, 0 invisible et 66 invités (d'après le nombre d'utilisateurs actifs ces 5 dernières minutes)Le record du nombre d'utilisateurs en ligne est de 303, le dim.

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Destiné aux jeunes de 9 à 13 ans, ce stage propose un accompagnement dans l'observation du ciel pour faire ses premiers pas en astronomie ; il ne nécessite aucune compétence préalable.

Au programme :

Au cours de ce stage, il sera proposé des observations du ciel et du Soleil, des expériences et les jeunes pourront poser toutes leurs questions. Ils apprendront à utiliser une carte du ciel, des jumelles, une lunette astronomique ou un télescope, sauront faire la différence entre les étoiles et les planètes et reconnaître les Phases de la Lune.
Pour la saison 2019-2020, les dates sont les suivantes : du 8 au 10 juillet 2019, du 26 au 28 aout 2019,du 21 au 23 octobre 2019 du 27 au 29 avril 2020.

L'astronomie vous passionne, vous avez déjà suivi les stages 1ère et 2ème étoiles et vous souhaitez approfondir vos connaissances du côté de l' astrophotographie.

La Société astronomique de Bourgogne vous convie à aborder cet exigeant domaine : photographie grand champ, planétaire, ciel profond... avec une séance d'acquisition le soir.

Ce stage est labellisé par l'association française d'astronomie

Pour la saison 2019-2020, la date est: le 18 avril 2020.
Fiche technique de la formation (Crédits photo :J.L. Dauvergne/Ciel et Espace Photos)

L'astronomie vous passionne, vous avez déjà suivi le stage 1ère étoile et vous souhaitez approfondir vos connaissances. La Société astronomique de Bourgogne vous convie à aborder le système solaire; les étoiles leurs couleurs, températures, spectres ....; la mécanique céleste des notions d'optique; montage des instruments; savoir utiliser un atlas .... avec une observation le soir.
Ce stage est labellisé par l'association française d'astronomie
Pour la saison 2019-2020, les dates sont les suivantes : le 19 octobre 2019, 1er février 2020.(Crédits photo :J.L. Dauvergne/Ciel et Espace Photos)

L'astronomie vous intéresse ou vous passionne, vous avez ou non un instrument d'observation et vous voulez, pour vous ou pour l'un de vos proches vous initier aux bases de l'astronomie amateur.
La Société Astronomique de Bourgogne dispense les formations à l'astronomie à travers des stages 1ère étoile de l'AFA (Association Française d'Astronomie).
Pour la saison 2019-2020, les dates sont les suivantes : le 21 septembre 2019, le 23 novembre 2019, le 18 janvier 2020, le 14 mars 2020et 16 mai 2020. (Crédits photo :J.L. Dauvergne/Ciel et Espace Photos)

Henri Boucher
Membre de la SAB, correspondant Vigieciel.

14 janvier 2020 - 18h30
A la NEF, 1 place du théâtre - Dijon
Entrée gratuite
Téléchargez l'affichette
Elles font la Une des journaux, elles font peur et pourtant elles fascinent depuis des millénaires, le citoyen comme le scientifique. Elles sont le seul témoin concret, palpable dans cette vaste discipline qu'est l'astronomie : ce sont les météorites.

Ces observations sont gratuites et ouvertes à tous ; elles ont lieu à partir de 21h à l'Observatoire des Haute-Plates. Voir le plan ici.

Les dates des observations publiques 2019-20 sont les samedis suivante : 7 septembre, 5 octobre, 2 novembre, 30 novembre, 4 janvier, 1er février, 29 février, 28 mars, 2 mai, 30 Mai, 27 juin.

Evidemment le temps doit être découvert, mais quoi qu'il arrive nous serons là. Car même s'il a plu toute la journée le temps peut se dégager en soirée. Pérsévérez, venez à l'observatoire !

La Société Astronomique de Bourgogne, association loi 1901 d'intérêt général, propose depuis de nombreuses années des animations sur l'astronomie : séances de planétarium (itinérant), conférences tout public et des observations en particulier dans notre observatoire des Hautes Plates (Dijon). Nous constatons avec grand plaisir que nos prestations rencontrent un vif succès auprès de personnes qui ..... peuvent en profiter ! Ceux qui sont en fauteuil ne peuvent accéder à une observation dans un télescope.

En voici un exemple un peu outrancier mais qui illustre bien cette difficulté :

La SAB est l'un des partenaires du projet de création d'une Réserve Internationale de Ciel Etoilé mené par le Parc Naturel Régional du Morvan.

Organisé par l'association américaine IDA (International Dark Sky Association), ce label, exigent, vise à valoriser les zones préservées de la pollution lumineuse.

Le 15 mars 2019, la Société Astronomique de Bourgogne a dépassé les 200 adhérents ! Elle devient la plus importante association régionale d'astronomie en France.
Merci à toutes et à tous pour votre fidélité et votre soutien à l'astronomie et à la culture scientifique.

De 1783 à 1940, la Tour Philippe le Bon était un observatoire astronomique. L'un des 11 plus importants d'Europe, équipé des plus beaux instruments.

On soupçonne même que la Tour a été construite pour les observations astronomiques au temps de Philippe le Bon, quand la Cour de Bourgogne était l'une des plus rayonnantes d'Europe.

La visite, deux fois plus longue qu'une montée traditionnelle de la Tour, se déroule en deux temps. D'abord voir un rayon de Soleil se poser sur la méridienne du XVIIIè, toujours visible, vers 12h40. Pourquoi 12h40 ? Pourquoi vers 12h40 et non à 12h40 ?

Apprenez à les reconnaitre
Comprenez d'où elles viennent
Soyez informé des dernières chutes
Cherchez avec nous sur le terrain

Devenez cueilleur de météorites
Inscrivez-vous à Vigie-Ciel.

Vigie-Ciel est un programme national de récupération de météorites organisé par le Muséum National d'histoire Naturelle. Il se base sur le réseau de caméras FRIPON : une centaine de caméras sont disposées en France et surveillent le ciel en permanence. Via la carte du site FRIPON, vous pouvez suivre les images en direct, en particulier celle de Dijon.

Oui, la SAB fait son Harlem Shake !

Il pourrait vous empêcher de consulter correctement notre site.
Vous pouvez le désactiver pour l'ensemble du site de la SAB qui ne comporte aucune publicité

Voici toutes nos manifestations publiques prévues dans l'année, elles sont gratuites (sauf les formations "étoiles et Petite Ourse de l'AFA) et ouvertes à tous . D'autres peuvent s'ajouter au fil de nos idées.

Vous pouvez télécharger le programme en PDF ici .

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Destiné aux jeunes de 9 à 13 ans, ce stage propose un accompagnement dans l'observation du ciel pour faire ses premiers pas en astronomie ; il ne nécessite aucune compétence préalable. Au cours de ce stage, il sera proposé des observations du ciel et du Soleil, des expériences et les jeunes pourront poser toutes leurs questions.

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Société Astronomique de Bourgogne - Les fichiers partagés des membres de la SAB

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Programme de détection d'exoplanètes

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ExoClock is a project to monitor the ephemerides of transiting exoplanets. Everyone with a telescope and a CCD camera can participate!

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Vous voulez faire partie d'un projet innovant?

Vous voulez étudier les exoplanètes tel un amateur professionnel?

Vous voulez en savoir plus sur les techniques modernes de la recherche en astronomie?

Vous voulez vous amuser et contribuer à la recherche scientifique actuelle?

Alors ...
Rejoignez notre équipe et découvrez l'excitement de la science qui se cache derrière les mondes exotiques!

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ExoWorlds Spies: La science des exoplanètes depuis votre jardin!

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Vous voulez faire partie d'un projet innovant? Vous voulez étudier les exoplanètes tel un amateur professionnel? Vous voulez en savoir plus sur les techniques modernes de la recherche en astronomie? Vous voulez vous amuser et contribuer à la recherche scientifique actuelle? Alors ...

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BASE DE DONNÉES D'OBSERVATIONS D’EXOPLANÈTES PAR LA MÉTHODE DES TRANSITS

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BASE DE DONNÉES D'OBSERVATIONS D’EXOPLANÈTES PAR LA MÉTHODE DES TRANSITS

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Compilation de la société astronomique tchèque

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Observers community | How to contribute to ETD | Model-fit your data | Transit predictions |
KEPLER predictions | TESS Predictions

ETD is here to suply quickly and easily the list of all ever observed transits of transiting exoplanets to observers and researchers.

Our database administrators are periodically checking for new transits - both in literature and in on-line internet sources. Each transit is stored with complete citations, link to the paper / on-line source URL.

For each exoplanet, there is available graphical output of relations:
- transit TIMINGS vs. EPOCH
- transit DURATION vs. EPOCH
- transit DEPTH vs. EPOCH and
- list of available transits.

Data quality is rated for each observation and the DQ index is taken into account while plotting graphs.

Tools for observers :
- Observers can plot their own observations in diagrams.
- Model-fitting of transit observation and finding out parameters HJDmid, Depth, Duration.
- Global transit predictions.

OBJECT CONST # OF
DATA TIME SPAN FROM - TILL
LAST CHANGES (DAYS)
Red if less than 1 week ago

Credit & Contact
All data available at this site were obtained from published literature or from open on-line sources (TRESCA, AXA) and can be used freely for scientific purposes.

While using data from Exoplanet Transit Database in your publication, please type the REFERENCE as follows:
- If transit observation was captured from published literature / paper, you can find reference in column "Author & REFERENCE", so the source paper should be cited in common way.
- If transit observation was published in some on-line source (AXA, TRESCA), ask observers for a permission and other useful comments about the data. We can supply you with e-mail contact to observer if necessary.

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Observers community | How to contribute to ETD | Model-fit your data | Transit predictions | KEPLER predictions | TESS Predictions ETD is here to suply quickly and easily the list of all ever observed transits of transiting exoplanets to observers and researchers.

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MÉTHODE DE DÉTECTIONS D’EXOPLANÈTES PAR LES VITESSES RADIALES ET RÉSULTATS

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MÉTHODE DE DÉTECTIONS D’EXOPLANÈTES PAR LES VITESSES RADIALES ET RÉSULTATS

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Site "pointu" sur une méthode de détection des exoplanètes.

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L'OBSERVATION D'EXOPLANETES
PAR LA METHODE DES VITESSES RADIALES Les cas HD189733 b, HD 195019 b, 51 Peg b et tau Bootis b EXTRASOLAR PLANET OBSERVATIONS
BY RADIAL VELOCITY METHOD The situation of HD189733 b, HD 195019 b, 51 Peg b and tau Bootis b

Cette page présente un compte rendu d'observation de 4 exoplanètes déjà découvertes par la communauté professionnelle, mais dans les cas HD189733b, HD195019b et 51 Peg b, pour la première fois observée avec la technique des vitesses radiales par des astronomes non professionnels. A cette liste s'ajoute la planète extrasolaire de l'étoile Tau Bootis, découverte par P. Butler and G. Marcy en 1997, et déja été détectée par des amateurs ( Thomas Kaye & all, 1996 ).

L'observation de Tau Bootis b a aussi fait l'objet d'un compte rendu séparé, consultable ici . On y décrit le principe de détection employé, qui n'est que brièvement rappelé ici. Les résultats pour HD189733, HD195019 et 51 Peg sont en revanche originaux.

Le spectrographe utilisé est le modèle eShel, commercialisé par la société Shelyak . Il s'agit d'un spectrographe échelle ayant un pouvoir de résolution de R=11000, pouvant capturer l'ensemble d'un spectre stellaire de 430 à 700 nm en 20 ordres. Pour une revue de quelques-unes des possibilités de ce spectrographe, cliquer ici .

Pour cette observation de planètes extrasolaires, seule la partie du spectre comprise entre 440 et 640 nanomètres a été conservée afin de tenter de réduire les erreurs de mesures causées par les éventuelles variations temporelles des principales raies telluriques. L'ensemble des logiciels nécessaire à la réduction des données et à l'analyse (prétraitement, calcul de la vitesse radiale par corrélation, périodogramme) on été écrits spécialement pour cette observation en langage C#.

Une lampe thorium-argon est employée pour l'étalonnage spectral. Des lampes tungstène et LED servent par ailleurs à trouver la fonction de blaze et la position des ordres dans le spectre échelle.

Le télescope et le spectrographe sont reliés par une fibre optique de 50 microns de diamètre et de 15 mètres de long. Une caméra vidéo Watek 120N sert à l'autoguidage via le logiciel Audela. La caméra principale du spectrographe est un modèle QSI532 (CCD Kodak KAF-3200ME) piloté, elle aussi par le logiciel Audela.
Il a fallu surmonter deux difficultés importantes :

- Les observations ont été faites depuis deux sites, l'un à Castanet-Tolosan, observatoire de plaine et semi-urbain, proche de la ville de Toulouse, l'autre au Pic du Midi, en employant le T60 de cet observatoire de haute montage (2870 mètres d'altitude). Le même spectrographe a été utilisé en ces deux lieux (4 séjours distincts), si bien que l'ensemble instrumental a subi plusieurs aller-retour. C'est évidemment un handicap lorsqu'on cherche à mesurer des modifications des spectres correspondants à des déplacements spectraux très inférieurs au 1/10 de pixels. Aussi, simultanément aux 4 étoiles du programme entourées d'exoplanètes, nous avons donc été amener à observer très régulièrement un standard de vitesse radiale, HD182572, dont le spectre est réputé très stable dans le temps. Ces observations de HD182572 ont permis de raccorder les vitesses radiales constatées entre les sessions d'observation (2 sessions à Castanet, 2 sessions, sauf pour Tau Boo). Des décalages en vitesse radiale de l'ordre de 50 à 120 mètres ont pu être constatés entre les sessions. Le décalage moyen est considéré comme une constante pour une session donnée et a servi à corriger les vitesses observées sur les étoiles à exoplanètes HD189733, HD195019, 51 Pegasus et Tau Bootis.

- Il est techniquement impossible avec le spectrographe eShel d'acquérir simultanément le spectre de l'étoile et celui de la lampe thorium-argon. Pour réduire le plus possible l'effet des dérives instrumentales, une stratégie d'observation en alternance de l'étoile et de la lampe est adoptée. Voici le dérouler pour arriver à mettre un seul point dans les courbes de mesures à suivre :

Exposition ThorAr #1 (pose de 30s)
Exposition Etoile #1 (pose de 600 s)
Exposition ThorAr #2 (pose de 30s)
Exposition Etoile #2 (pose de 600 s)
Exposition ThorAr #3 (pose de 30s)
Exposition Etoile #3 (pose de 600 s)
Exposition ThorAr #4 (pose de 30s)

Les 4 spectres ThorAr, d'une part, et les 3 spectres stellaires sont moyennés (avec réjection des rayons cosmiques éventuels). Ces données réduites servent à réaliser la mesure "A" de vitesse radiale.

La même séquence est répétée 2 autres fois, pour donner les mesures de vitesse indépendantes "B" et "C".

La mesure finale est calculée en faisant (A + B + C) / 3.

Il faut être conscient que chaque point de mesure représente plus 1h30m d'observation.

Les mesures de vitesses radiales se sont déroulées entre mars 2009 et aout 2009. Les observations à Castanet-Tolosan ont été réalisée par Christian Buil, et celles au Pic du Midi par Christian Buil, Valérie Desnoux, Michel Pujol et Olivier Thizy. Un grand merci au comité des programmes du télescope de 60 cm de nous avoir octroyer du temps de télescope pour cette étude ainsi qu'à l'équipe technique de l' Association T60 qui nous a permis de disposer un télescope performant et opérationnel.

This web page is a summary of the observation of four exoplanets already discovered by professional community. In the case of HD189733-b, HD195019-b and 51 Peg-b, this is the first Radial Velocity observation by amateur astronomers using a commercial echelle spectrograph. In addition, tau Bootis-b has also been observed but was already detected by amateurs using a home built spectrograph ( ). see Thomas Kaye & all, 1996

Results on tau Bootis-b have been previously published on this web; check out tau Boo-b results . We describe there the general principle of the method to detect exoplanet, which are briefly described here. Results on HD189733-b, HD195019-b et 51 Peg-b are genuine.

Spectrograph used is an off-the-shelf eShel model which is commercially available from Shelyak Instruments . It is an optical fibre fed echelle spectrograph with a resolution power of R=11000, covering spectral domain 430nm-700nm in 20 orders. For a more detailed review of this spectrograph and some other applications, check our eShel review .

F or this work on exoplanets, only the spectral domain 440nm-640nm has been used to minimize the impact of telluric lines temporal evolution (absorption lines from our Earth atmosphere). All software used for this specific project (preprocessing, Radial Velocity calculation, periodigram...) have been specially writen in C# language.

A Thorium-Argon lamp is provided with the eShel spectrograph and has been used for wavelength calibration. Tungsten and LED have been used for the blaze function and to get the geometry of each echelle orders.

Telescope and spectrograph are linked by a 50 microns (core diameter) optical fibre (15 meters long). A Watec 120N video camera has been used for autoguiding using Audela software . Main camera on the spectrograph to capture spectra is a QSI532 (CCD Kodak KAF-3200ME) also managed by Audela software .

We had to overcome two major difficulties :

- Observations have been done in two different sites: one in Castanet-Tolosan, suburban observatory close to a large City (Toulouse -France) and the second one in Pic du Midi with a larger 24inch telescope in high elevation (10000ft high). The same spectrograph has been used in both locations in four different observing sessions. The instrument has been transported; this led to instrumental changes with impact the measures which are well below 1/10th of a pixel size. This is why HD182572 has also been measured as a reference star whose spectrum is known to be stable over time. Those reference Radial Velocities measures allowed to merge together data points from different observing sessions. Difference around 50m/s to 120m/s have been found between the four sessions and have been used as offset for the measured RV on exoplanet's stars HD189733, HD195019, 51 Pegasus et tau Bootis.

- It is technocally not possible to acquire at the same time star spectrum and a reference Thorium-Argon spectrum as in Sophie or Harps spectrographs. To reduce instrumental shift during the exposure of one spectrum, we used the following acquisition strategy to get one data point :

Exposition Thorium-Argon #1 (30s exposure)
Exposition star #1 (600s exposure)
Exposition Thorium-Argon #2 (30s exposure)
Exposition Star #2 (600s exposure)
Exposition Thorium-Argon #3 (30s exposure)
Exposition Star #3 (600s exposure)
Exposition Thorium-Argon #3 (30s exposure)

The four Thorium-Argon spectra are averaged. the three Star spectra are averaged (with cosmic rejection). This provides a radial velocity measure "A". The same sequence is repeated two other times to get measures "B" and "C" (so the star alone is exposed in total 3*3*600s=90minutes).

Final RV measure is calculated as (A + B + C) / 3.

One data point is taking more than 1h30m of observing time and during summer night, we have been limited to 4 stars total.

Radial Velocities have been measured between March and August 2009. Castanet-Tolosan observations have been done by christian Buil. Pic du Midi observations have been done by Christian Buil, Valérie Desnoux, Michel Pujol et Olivier Thizy. A big Thank You to the T60 (24inch telescope) program committee for allowing us time for this study as well as the technical team from Association T60 for providing a powerful and operational telescope.

En haut à gauche, le télescope de 28 cm de l'observatoire de Castanet-Tolosan (proche de Toulouse).En bas à gauche, la bonnette fibre optique au foyer Newton du T60.
En haut à droite, le coupole du télescope de 60 cm de l'observatoire du Pic du Midi.
En bas à droite, le spectrographe eShel dans le laboratoire du T60 (cliquer sur l'image pour agrandir). Top left: The 11inch telescope from Castanet-Tolosan (close to Toulouse city).
Top right: The dome for the 24inch telecope at Pic du Midi.
Bottom left: Fibre injection & guiding unit in f/3.5 prime focus of the 24inch telescope.
Bottom right: The eShel spectrograph inside the 24inch telescope control room (click to enlarge).

Left ot right: the 24inch telescope, Olivier Thizy, Michel Pujol, Valérie Desnoux, Christian Buil. Photo
.
De gauche à droite, le télescope de 60 cm, Olivier Thizy, Michel Pujol, Valérie Desnoux, Christian Buil. Photo V. Desnoux.

V. Desnoux

L'observation de HD189733 b
Observation of HD189733 b

HD189733 est une étoile de magnitude V=7.7, située aux coordonnées (2000), AD=20h00.7m, DEC=22°43'. La planète extrasolaire de HD189733 a été découverte par F. Bouchy & all en 2005.

HD189733 is a V=7.7 star (J2000: AD=20h00.7m, DEC=22°43'). The extrasolar planet around HD189733 has been discovered by F. Bouchy & all in 2005.

Journal des observations et mesures de HD189733 :
Observing log & results for HD189733:

In red the ephemeris for HD189733-b with catalog parameters: P = 2.218573 days (orbital period), K = 0,205 km/s (Radial Velocity
half-amplitude), RV = -2.36 km/s (average Radial Velocity), J0 = 2455019.88 (max amplitude julian day).
En rouge l'éphéméride de HD189733 calculée avec les paramètres actuellement admis pour ce système :
P = 2.218573 jours (pédiode orbitale), K = 0,205 km/s (semi-ampitude vitesse radiale),
RV = -2.36 km/s (vitesse radiale moyenne), J0 = 2455019.88 (jour Julien amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.

A gauche, le périodogramme (algorithme de Lomb-Scargle) calculé à partir des points de mesure de HD189733. Deux périodes concurrentes se détachent, pratiquement avec la même intensité. L'une de 1,810 jours, l'autre de 2,223 jours. La période "officielle" de la planète est bien connue (2.219 jours) et on peut donc considérer que le pic franc à 2.223 jours est bien la signature de la planète, l'écart avec la valeur admise aujourd'hui n'étant que de 0,2%. La période parasite de 1.810 jours est très proche de l'alias à 1 jour de la période à 2.219 jours. Si P_orbite est la période orbitale de la planète et si P_obs est la période moyenne d'observation, alors la période de l'alias est donnée par :
P_alias = 1/(1/P_obs - 1/P_orbite)). Ici P_obs = 1 jour (l'étoile est quasiment toujours observée à la même heure de la nuit), donc P_alias = 1.820 jours. Le pic parasite s'avère être la conséquence de l'observation régulière à la même heure de l'étoile, un problème classique en traitement de signal. Seul un décalage de l'heure sidérale d'observation ou mieux, des observations à d'autres longitudes, permettraient de réduire le pic parasite.

A droite, la courbe rouge montre l'éphéméride calculée à partir des paramètres orbitaux couramment admis, alors que la courbe en bleu est l'éphéméride calculée à partir du périodogramme des points de mesure. La valeur officielle de K est de 205 m/s, alors que nous trouvons K = 199 m/s (mais avec une marge d'erreur de quelques dizaines de mètre probable). L'accord en phase est excellent. On trouve J0=2455006.53. Nous pensons que cette convergence entre la mesure et la prédiction permet d'annoncer une détection positive de la planète extrasolaire HD189733 b.

Left: periodogram (Lomb-Scargle algorythm) calculated from our data points for HD189733. Two periods pop up with almost the same intensity: 1.810 days and 2.223 days. Additional observations would be required to decide between the two but P=2.223 days is very close (0.2%) to the catalog period of 2.219 days and is the sign of the exoplanet. The 1.810 days peak period is a problable 1 days alias of the 2.219 days exact period of HD189733 exoplanet. The alias period is given by 1/P_alias = 1/P_obs - 1/P_orb. We find P_alias=1.820 days with P_obs=1 days (because the star is always observed nearly at the same time in the night) and P_orb=2.219 days.

Right: red curve is the ephemeris curve from catalog orbital parameters while the blue curve is the one calculated from our periodigram with K=199m/s (Vs K=205m/s in catalog). Phases are matching very well with J0=2455006.53. This match between catalog and our own observations allow us to announce the positive detection of extrasolar planet HD189733-b.

La courbe de phase finale de HD189733 regroupant l'ensemble des observations.
Les paramètres de l'orbite adoptés sont ceux admis pour ce système dans la litterature (courbe rouge).
La barre d'erreur des mesures est de 75 m/s. La variation sinusoïdale de la vitesse radiale du système est évidente et non ambigüe. Ce n'était pas un résultat acquis à l'avance compte tenu du faible éclat de l'étoile (magnitude 7.7, on le rappelle).

Final phase curve for HD189733 with all our observations. Red curve is the RV graph using catalog orbital parameters. Error bar is 75m/s. The sinusoidal RV curve is obvious and this is a great success considering the V=7.7 magnitude of the star !

En parallèle de l'observation par la méthode des vitesses radiale, la planète HD189733 b a été détectée le 19 juillet 2009 par la méthode photométrique à l'occasion de son passage devant son étoile. L'observation a été réalisée depuis une terrasse de l'observatoire du Pic du Midi avec un équipement très basique en regard de la discrète baisse d'éclat de lumière de l'étoile au moment du transit. Le télescope se résume à un téléobjectif Canon de 400 mm de distance focale ouvert à f/5.6 (le diamètre de la pupille est donc d'environ 70 mm seulement). La caméra est un simple appareil photographique numérique grand-public Canon 40D.

HD189733-b is a very interesting exoplanet as it is also transiting in front of the star and this is visible from Earth. In parallel to our observation with the Radial Velocity method, exoplanet HD189733-b has been detected on July 19, 2009 using photometry transit method. Observation has been conducted on the terrasse of Pic du Midi observatory with a very basic equipment: a 400mm focal Canon lens f/5.6 (diamter is around 70mm only) and a simple digital SLR Canon 40D.

L'équipement utilisé. En parallèle au téléobjectif, on trouve (en noir) une lunette de 80 mm de diamètre associé
à une caméra vidéo Watek 120N pour l'autoguidage.

Equipment used: 400mm Canon lens and 40D digital SLR, mounted on a 80mm refractor with Watec 120N for autoguiding.

Vue nocturne prise en fin de mesure du transit. La chaîne des Pyrénées se détache sur le fond. Contrairement à ce que laisse entrevoir
cette image, la nuit était très noire. Le cliché est en fait une pose 2 minutes réalisée avec un objectif très lumineux (Canon 85 mm f/1.2).

Night scene taken at the end of the transit. Pyrénees mountains are visible in the background.
Two-minutes exposure taken during the night (despite the feeling) with a very luminous 85mm f/1.2 lens.

Compte tenu du petit diamètre d'instrument, la scintillation atmosphérique est une source d'erreur potentiellement importante. D'après D. Dravins (Drawins & all, PASP, 110, 610, 1998), l'erreur RMS en magnitude liée à la scintillation est donné par :

Considering the small lens used for the photometry, atmospheric scintillation can be a large source of error. From D. Dravins (Drawins & all, PASP, 110, 610, 1998), the RMS error in magnitude due to scintillation is given by:

avec D, le diamètre du télescope en cm, Z, la distance zénithale de l'étoile, h, l'altitude de l'observatoire en mètres et T, le temps d'intégration en secondes.

with D the telescope diameter in cm, Z the zenithal distance of the star, h the altitude of the observing site and T the exposure time in seconds.

On vise une fluctuation maximale de l'ordre de 0,001 magnitude. Avec les paramètres de l'instrument et de l'observation (D=7,1 cm, Z = 20°, h = 3000 m), on trouve que le temps d'intégration caractéristique doit être d'environ 2 minutes pour lisser l'effet de la scintillation à ce niveau de précision. C'est le temps de pose adopté.

Pour éviter de saturer le détecteur au bout de ce laps de temps avec le signal de l'étoile HD189733 et avec celui des étoiles de comparaison, tout en accumulant la quantité de signal nécessaire à un objectif de précision proche du millième de magnitude, il est obligatoire de défocaliser notoirement l'image. Le résultat est peu esthétique mais efficace, ce qui est l'essentiel.

L'opération de défocalisation permet aussi de réduire les erreurs photométriques associées à l'organisation particulière des pixels dans le détecteur d'un appareil photo numérique (structure de Bayer) en liaison avec les défauts de guidage durant la pose. Cette initiative de défocalisation est fondamentale. Elle participe grandement au succès de l'opération. Soulignons que même avec le détecteur d'une caméra CCD astronomique noir et blanc il est très vivement recommandé de défocaliser systématiquement et assez fortement les images stellaires dès lors que l'on vise des mesures de haute précision. Ceci gomme les effets négatifs des non-uniformité de réponse intra-pixel (interne aux pixels) et d'échantillonnage de l'image (pixelisation), bien plus critiques qu'on ne pense habituellement. La figure suivante montre l'allure de l'étoile HD189733 avec le niveau de défocalisation adopté pour cette mesure (la tache fait environ 20 pixels de diamètre dans l'image RAW) :

For a maximal error of 0.001 magnitude and our equipement (D=7,1 cm, Z = 20°, h = 3000 m), the minimum exposure time should be 2 minutes. This is the adopted exposure time.

To avoid saturation in 2 minutes for HD189733 and comparison stars, it is mandatory to largely defocus the lens. It is not very nice aspect but it is efficient which is the most important point!

Defocusing also reduces the photometric error from the peculiar pixel arrangement of a digital SLR (Bayer matrix) and the guiding defect. This defocus is critical for the success of such photometry measures. Despite the general thinking, even with CCD camera it is highly recommended to defocus for high accuracy photometry; this reduce the impact of pixel sensibility differences and digitalization of the image. The following images show the HD189733 star with the defocusing (spot is around 20 pixels diameter in the RAW file) :

A gauche, l'image de l'étoile HD189733 telle qu'elle apparait dans le fichier RAW du Canon 40D (agrandissement
d'un facteur 4 par rapport à l'orignal). La structure en damier de la succession des pixels rouge, vert et bleu est bien visible.
A droite, la même image stellaire, mais après avoir isolé l'information des pixels "verts", les seuls utilisés pour cette présente étude.
On notera cependant au passage qu'un intérêt des appareils photographiques numériques pour la photométrie
est de fournir une information absolument simultanée dans trois couleurs de manière fort économique.

Left: HD189733 image from a RAW file of the Canon 40D (zoom x4). The grid structure comes from the successive red/green/blue pixels.
Right: the same using the green pixels only as we did for this study.
It is interesting to note here that digital SLR provide economical simultaneous data in three colors.

Carte du champ défocalisé (canal vert uniquement), où est identifié l'étoile HD189733 et les 4 étoiles de référence exploitées pour la réduction photométrique
(l'ensemble du traitement (flat-field, dark, ...) et de l'analyse a été réalisé avec le logiciel Iris). L'information photométrique est extraite par la technique de la Star field (defocused, green pixels only) with HD189733 identified as well as the four reference stars used for photometry data reduction.
All processing (flat-field, dark...) and photometrical analysis have been done with IRIS software. The flux is calculated for each star by using circular
aperture photometric method. Median sky background level is evaluated in a circular area around each star to minimize the impact of close stars.
One can note the M27 planetary nebulae visible top-right. North is left.
photométrie d'ouverture. Le fond de ciel est évalué en calculant le niveau médian dans l'anneau externe, ce qui réduit l'impact de la pollution
d'éventuelles étoiles parasites voisines. On note dans le flou la présence de la nébuleuse planétaire M27 (le nord est à gauche dans cette vue).

La courbe photométrique du transit de HD189733b du 19 juillet 2009. L'erreur RMS caractéristique estimée est de 0,0015 magnitude, ce qui très satisfaisant compte tenu du type de matériel utilisé. Les appareils photographiques numériques sont clairement aptes à réaliser des mesures de haute précision pour peu que l'on utilise des méthodes d'observation et réduction adaptées (à vrai dire, classiques en photomérie de précision - par exemple l'image donnée par le satellite photométrique Corot sur ces détecteurs CCD est défocalisée de manière fort semblable à la notre). En outre, la taille des capteurs des reflex numériques est très généreuse en regard du coût, ce qui permet d'envisager des programmes de recherche d'exoplanètes (ou autres objets variables) relativement économiques.

L'amplitude du transit de HD189733b est mesurée de 0,030 magnitude, alors que la valeur officiellement admise est de 0,028 magnitude. La date du début du transit est mesurée au jour Julien 2455031.4982 +/-0.0007. La date du début du transit est mesurée au jour Julien 2455031.5637 +/-0.0007. On en déduit la date médiane du transit, soit JD0 = 2455031.5309 +/- 0.0010, soit le 19 juillet 2009 à 0h44m38s UT. Le site ETD ( http://var2.astro.cz/ETD ) prévoyait 0h47m UT comme heure de milieu de transit. Bien que proche l'erreur de mesure, le présent transit semble indiquer une avance de l'ordre de 2 minutes sur la chronologie attendue. Cliquer ici pour télécharger le fichier photométrique.
Photometric curve of HD189733 b transit on July 19th, 2009. RMS error is estimated at 0.0015 magnitude which is very good in regards to the equipment used. With caution during acquisition and processing, digital SLR are excellent too for such projets. It is interesting to note that COROT satellite high accuracy photometry is also done with defocused images! Also, digital SLR have very large chip then field of view which should allow economical exoplanets and other variable stars hunting.

Amplitude for the transit is around 0.03 magnitude while catalogs give 0.028 magnitude. Transit start is measured as julian day 2455031.4982 +/-0.0007. End of transit is measured at JD=2455031.5637 +/-0.0007. Median transit time is JD0 = 2455031.5309 +/- 0.0010: July 19th, 2009 at 0h44m38s UT. ETD site ( http://var2.astro.cz/ETD ) scheduled at 0h47m UT middle of transit. The delta is 2 minutes. Click here to download photometric data.

Wide field around HD189733; Canon 5D Mark II and 200mm f/2.8 Canon lens from Pic du Midi observatory the following night after transit (5 x 300 sec exposure). Click on image to enlarge.
Image grand-champ de la région de HD189733 réalisé avec un Canon 5D Mark II est un objectif Canon 200 mm f/2.8 depuis l'observatoire du Pic du Midi le lendemain du transit (pose de 5 x 300 sec). Cliquer sur l'image pour agrandir.

HD195019 est une étoile de magnitude V=6.9, située aux coordonnées (2000), AD=20h28.6m, DEC=18°46'. La planète extrasolaire de HD195019 a été découverte par D. Fischer & all en 1999.

HD195019 is a V=6.9 star (J2000: AD=20h28.6m, DEC=18°46'). Extrasolar planet HD195019-b has been discovered byD. Fischer & all in 1999 and has a long orbital period (above 18 days) compared to other exoplanets in this study.

Journal des observations et mesures de HD195019 :
Observing log & results for HD195019:

En rouge l'éphéméride de HD195019 calculée avec les paramètres actuellement admis pour ce système :
P = 18.202391 jours (pédiode orbitale), K = 0,275 km/s (semi-ampitude vitesse radiale), In red the ephemeris using catalog orbital parameters for HD195019 system:
P = 18.202391 days (orbital period), K = 0,275 km/s (RV half amplitude),
RV = -91.3 km/s (average RV), J0 = 2455008.41 (max amplitude julian day).
Observed data points are in black.
RV = -91.3 km/s (vitesse radiale moyenne), J0 = 2455008.41 (jour Julien amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.

A gauche, le périodogramme (algorithme de Lomb-Scargle) calculé à partir des points de mesure de HD195019. La puissance maximale est observée pour la période de 18.106 jours, alors que la période orbitale issue des données professionnelles est de 18.202 jours. L'écart n'est que de 0,5%, ce qui est considéré comme raisonnablement faible, d'autant plus que seulement trois rotations consécutives de la planètes ont été couvertes par les observations. A droite, la courbe rouge montre l'éphéméride calculée à partir des paramètres orbitaux officiels alors que la courbe en bleu est l'éphéméride calculé à partir du périodogramme des points de mesure. La valeur de K officielle est de 275 m/s, alors que nous trouvons K = 261 m/s (mais avec une marge d'erreur de quelques dizaines de mètre probable). L'accord en phase trouvée est par ailleurs excellent. Le premier maximum de vitesse radiale de la période d'observation est trouvé à la date J0=2455008.78 alors que les éphémérides donnent J0=2455008.41, soit un décalage de 9 heures sur une période orbitale de 18 jours. Le décalage vertical entre les deux courbes est dû à une évaluation médiocre de la vitesse radiale de l'étoile, qui n'a pas d'incidence directe sur les paramètres orbitaux de l'exoplanète. Nous pensons que cette convergence entre la mesure et la prédiction permet d'annoncer une détection positive de la planète extrasoloaire HD195019 b. Left, the periodogram (Lomb-Scargle algoritm) calculated with our observations of HD195019. Maximal power is at P=18.106 days; i.e. 0.5% from the catalog P=18.202 days, a good result specially as only 3 phases have been covered for this star. Right, red curve is the ephemeris while blue curve is our calculated RV curve (K=261m/s versus catalog K=275m/s). Phase matching is excellent (first maximum at J0=2455008.78 while catalog give J0=2455008.41; so a difference of 9 hours over a 18 days period). Vertical shift is due to poor average RV calculation which doesn't have any direct impact on orbital parameters calculation. We believe this good match allows us to announce a positive detection of exoplanet HD195019-b.

Final phase curve for HD195019 with all our observations. Red curve is calculated with the litterature orbital parameters. Error bar is 50m/s and the sinusoidale Radial Velocity is obvious.

La courbe de phase finale de HD195019 regroupant l'ensemble des observations.
Les paramètres de l'orbite adoptés sont ceux admis pour ce système dans la litterature (courbe rouge).
La barre d'erreur des mesures est évaluée à 50 m/s. La variation sinusoïdale de la vitesse radiale du système est évidente et non ambigüe.

51 Pegasis est une étoile de magnitude V=5.5, situé aux coordonnées (2000), AD=22h57.5m, DEC=20°46'. La planète extrasolaire de 51 Peg a été découverte par M. Mayor & D. Queloz en 1995 (c'est le premier cas de détection d'une exoplanète par la méthode des vitesses radiales) .

51 Pegasis is a V=5.5 star (J2000: AD=22h57.5m, DEC=20°46'). 51 Peg b is discovered by M. Mayor & D. Queloz in 1995 with the Elodie spectrograph at the 193cm telescope of Observatory of Haute Provence. This is the historical first exoplanet discovered with Radial Velocity method.

Journal des observations et mesures de 51 Peg :
Observing log & results for 51 Peg:

Red: ephemeris using catalog parameters for 51 Peg-b: P = 4.230785 days (orbital period), K = 0,056 km/s (half-amplitude),
RV = -33.11 km/s (average RV), J0 = 2455018.80 (max amplitude julian day). Our observations are the black dots.
In this study, 51 Peg-b is clearly the most difficult object to detect with a RV amplitude 10 times lower than tau Boo-b,
the first exoplanet detected by amateurs using RV method! The half amplitude K=56m/s represents less than 0.2% of the
spectral resolution of the eShel spectrograph (around 28 km/s) ! The smallest sand dust in the process
would destroy all detection hope...

En rouge, l'éphéméride du système de 51 Peg calculée avec les paramètres actuellement admis pour ce système :
P = 4.230785 jours (pédiode orbitale), K = 0,056 km/s (semi-ampitude vitesse radiale),
RV = -33.11 km/s (vitesse radiale moyenne), J0 = 2455018.80 (jour Julien de l'amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.
Dans le lot sélectionné pour cette étude, 51 Pegasus est de loin le système plus difficile.
L'amplitude en vitesse radiale est près de 10 fois plus faible que celle du système Tau Bootis, le
premier a être détecté par des astronomes amateurs. La demi-amplitude à mesurer (56 m/s) représente
moins de 0,2% de la résolution spectrale du spectrographe eShel (qui est de l'ordre de 28 km/s) !
Le moindre grain de sable dans la mesure détruit clairement tout espoir de détection.

A gauche, le périodogramme (algorithme de Lomb-Scargle) calculé à partir des points de mesure de 51 Peg. Un pic de puissance est bien marqué pour la période orbitale de 4.186 jours, alors que la période reconnue de la planète extrasolaire de 51 Peg est de 4.231 jours. L'écart entre l'observation et la prévision est donc de 1%. On imagine mal une coïncidence, d'autant plus qu'à droite, est affichée en rouge l'éphéméride calculée à partir des paramètres orbitaux courants et en bleu l'éphéméride calculée à partir du périodogramme des points de mesure. Ce graphique montre un assez bon accord entre la semi-amplitude officielle de 56 m/s et le résultat d'observation, qui donne K = 65 m/s (la dispersion des points de mesure a tendance à accroitre l'amplitude). L'accord en phase est lui aussi satisfaisant. Nous pensons que cette convergence entre la mesure et la prédiction permet d'annoncer une détection positive de la planète extrasolaire 51 Peg b. Comme cela était prévu, cette observation est bien à la limite des possibilités de l'instrumentation utilisée, mais celle-ci a un gout particulier : la mythique première planète extrasolaire découverte par Michel Mayor et Didier Queloz par la méthode des vitesses radiales est très probablement ici détectée pour la première fois par des astronomes non-professionnels !
Left, the periodogram (Lomb-Scargle algorithm) calculated with all our data point of 51 Peg. A peak in power is clearly visible with 4.186 days while known period is P=4.231 days... a proximity of 1%. This is far from a random result specially with the graph in the right: red curve is the ephemeris and the blue curve our calculated curve from our data points. This graph shows a good match in half-amplitude with K=65m/s (Vs catalog K=56m/s). The phase is also matching well. We believe this represent a positive detection of 51 Peg-b exoplanet. Like we forecasted, this is the limit of this commercial instrument but this is a peculiar taste: this mythic exoplanet discovered in 1995 by Michel Mayor and Didier Queloz using Radial Velocity method is most probably detected for the first time here by non professional astronomers!

La courbe de phase finale de 51 Pegasus regroupant l'ensemble des observations.
Les paramètres de l'orbite adoptés sont ceux admis pour ce système dans la littérature (courbe rouge).
La barre d'erreur des mesures est évaluée à 50 m/s. L'erreur est donc du même ordre de grandeur que l'amplitude de vitesse radiale recherchée, et seule l'accumulation de mesures donne l'espoir de dégager une tendance faisant sortir la planète extrasolaire du bruit. Les conditions météorologiques ne nous ont pas été très favorables durant la période d'observation, cependant, le nombre de points engrangé commence à dessiner une forme sinusoïdale qui ne semble pas ambiguë.

Final phase graph for 51 Peg with all our data points.
Red curve is calculated from catalog orbital parameters. Error bar is around 50m/s, about the same as the half-amplitude; cumulating lot of data/measurements is the only way to get a trend and highlight the exoplanet impact on the star movement from the instrumental noise. The radial velocity curve shows a sinusoidal shape matching the ephemeris.

Tau Bootis est une étoile de magnitude V=4.5, situé aux coordonnées (2000), AD=13h47.2m, DEC=17°27'. La planète extrasolaire de Tau Boo a été découverte par P. Butler & all en 1997.
Tau Bootis is a V=4.5 star (J2000: AD=13h47.2m, DEC=17°27'). The extrasolar planet tau Boo-b has been discovered by P. Butler & all in 1997.

Journal des observations et mesures de 51 Peg :
Observing log & results for 51 Peg:

En rouge l'éphéméride de Tau Bootis calculée avec les paramètres actuellement admis pour ce système :
P = 3.312463 jours (pédiode orbitale), K = 0,461 km/s (semi-ampitude vitesse radiale), Red curve: ephemeris using catalog orbital parameters : P = 3.312463 days (orbital period), K = 0,461 km/s (half-amplitude radial velocity),
RV = -16.63 km/s (average radial velocity), J0 = 2454935.83 (max velocity julian day).
Our data points are the black dots.
RV = -16.63 km/s (vitesse radiale moyenne), J0 = 2454935.83 (jour Julien amplitude max).
Les mesures de vitesse radiale de cette présente étude sont figurées avec des points noirs.

A gauche, le périodogramme (algorithme de Lomb-Scargle) calculé à partir des points de mesure de tau Bootis. La puissance maximale est observée pour la période de 3.317 jours, alors que la période orbitale issues des données professionnelles est de 3.312 jours. Ces deux valeurs s'accordent pratiquement à 0,1% près. A droite, la courbe rouge montre l'éphéméride calculée à partir des paramètres orbitaux courants alors que la courbe en bleu est l'éphéméride calculée à partir du périodogramme des points de mesure. Les deux courbes se superposent très bien. La valeur de K officielle est de 461 m/s, alors que nous trouvons ici K = 493 m/. L'accord en phase trouvée est par ailleurs excellent. Le premier maximum de vitesse radiale de la période d'observation est trouvé à la date J0=2454909.189 alors que les éphémérides donnent J0=2454909.330, soit un décalage temporel de 3 heures environ. Nous pensons que cette convergence entre la mesure et la prédiction permet d'annoncer une détection positive de la planète extrasolaire tau Boo b. Left: periodogram (Lomb-Scargle algorithm) calculated from our data points of tau Boo. Maximal power is reached for P=3.317 days compared to predicted P=3.312 days... an accuracy of nearly 0.1% ! Right: red curve is drawn from catalog orbital parameters while blue curve is calculated from our data points. Official K=461m/s while we find K=493m/s. The phases are matching perfectly. First maximum is at J0=2454909.189 while ephemeris give J0=2454909.330, so a difference if about 3 hours. We believe this good match allows us to announce the detection of exoplanet tau Boo-b.

Final tau Bootis phase diagram with all our observations (dots) and the predicted orbital curve (red). Error bar is estimated at 75m/s and the sinusoidal curve is well visible.
La courbe de phase finale de tau Bootis regroupant l'ensemble des observations.
Les paramètres de l'orbite adoptés sont ceux prédits pour ce système dans la litterature (courbe rouge). La barre d'erreur des mesures est évaluée à 75 m/s. La variation sinusoïdale de la vitesse radiale du système est évidente et non ambigüe.

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L'OBSERVATION D'EXOPLANETES PAR LA METHODE DES VITESSES RADIALES Les cas HD189733 b, HD 195019 b, 51 Peg b et tau Bootis b EXTRASOLAR PLANET OBSERVATIONS BY RADIAL VELOCITY METHOD The situation of HD189733 b, HD 195019 b, 51 Peg b and tau Bootis b Cette page présente un compte rendu d'observation de 4 exoplanètes déjà découvertes par la communauté professionnelle, mais dans les cas HD189733b, HD195019b et 51 Peg b, pour la première fois observée avec la technique des vitesses radiales par des astronomes non professionnels.

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Carte en 3D des différents systèmes d'exoplanètes créée par la NASA

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Welcome to NASA's Eyes, a way for you to learn about your home planet, our solar system, the universe beyond and the spacecraft exploring them.

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blog de vulgarisation sur les exoplanètes (Qu'est ce que c'est, comment les détecter, instruments pour les détecter, le "bestiaire" des exoplanètes, le danger des exoplanètes, l'exobiologie, la vie en dehors de la Terre...)

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MAIS QU'EST-CE QU'UNE EXOPLANETE ?

D ès l'Antiquité, dans sa Lettre à Hérodote, Epicure expose sa conviction de l'existence d'une infinité de mondes :

" Ce n'est pas seulement le nombre des atomes, c'est celui des mondes qui est infini dans l'Univers. Il y a un nombre infini de mondes semblables au nôtre et un nombre infini de mondes différents. "

B ien plus tard, au XVIe siècle, le philosophe italien Giordano Bruno, s'appuyant sur l'héliocentrisme de Copernic, est le premier à affirmer, sans démonstration physique mais d'un point de vue philosophique, que :

" Il est donc d'innombrables soleils et un nombre infini de terres tournant autour de ces soleils, à l'instar des sept " terres " que nous voyons tourner autour du Soleil qui nous est proche. " (Giordano Bruno, L'Infini, l'Univers et les Mondes, 1584).

U n siècle plus tard, dans son essai Entretiens sur la pluralité des mondes, Fontenelle, écrivain et scientifique français, déclare que :

" les Étoiles Fixes sont autant de Soleils dont chacun éclaire un Monde. "

A la même époque, le Néerlandais Huyghens, mathématicien, physicien et astronome, est le premier à penser utiliser les instruments d'observation, alors en plein développement, pour observer des planètes lointaines.

Il est le découvreur des anneaux de Saturne et de son principal satellite, Titan, en 1655.

C 'est le développement d'une nouvelle discipline scientifique, la planétologie, au XIXe siècle, conjointement à la mise au point d'instruments de mesure et d'observation de plus en plus puissants, qui vont permettre de nombreuses avancées dans la connaissance de l'Univers. Plus proche de nous, l'astronome américain Edwin Hubble, à l'origine du concept d'expansion de l'Univers, déclare en 1924 :

" La communauté scientifique suppose depuis longtemps que si les étoiles sont des soleils (et réciproquement !), et que le Soleil héberge des planètes, alors il est fort probable que les autres étoiles hébergent elles aussi des planètes. "

D ès cette époque, des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées, sans qu'aucune ne soit jamais confirmée. Ce n'est qu'à la fin du XXe siècle que les progrès sur les télescopes, les télescopes spatiaux comme Hubble, ou le traitement des images, ont ouvert la voie à de réelles avancées dans ce domaine. L'aventure pouvait vraiment commencer...

L a première image d'une exoplanète, 2M1207b, a été réalisée en 2005 au VLT (Very large telescope) grâce à son système d'optique adaptative, NACO, qui corrige en temps réel les turbulences atmosphériques. Cette observation a été possible car ce corps céleste orbite très loin de son étoile, une naine brune qui brille peu.

L e problème majeur de la propulsion spatiale est l'énergie, sa production et son stockage. Les modes de propulsion actuels ne permettent d'atteindre qu'une vitesse de transit entre les étoiles de 20km/s. A la vitesse actuelle de propulsion de nos engins spatiaux, il faudrait donc des milliers d'années pour se rendre sur l'exoplanète la plus proche de nous. Des fusées à propulsion nucléaire ne pourraient atteindre qu'une vitesse équivalente à environ 10 % de celle de la lumière. Une voile solaire alimentée par des lasers massifs ou par le rayonnement solaire pourrait potentiellement atteindre une vitesse similaire, voire supérieure, mais donc encore très insuffisante.
Pour aller plus vite - et pouvoir se diriger dans l'espace - certaines pistes sont actuellement à l'étude :

- augmenter la capacité de stockage d'énergie de l'engin, avec des moteurs plus puissants ou avec un meilleur carburant. Pour les moteurs, fission, fusion et emploi de la matière-antimatière (mais on en produit que quelques millionièmes de gramme par an) sont au cœur des recherches.
- se servir de la force de gravité ou assistance gravitationnelle. Pour pouvoir sortir de l'orbite d'une planète, cela nécessite un apport conséquent d'énergie. Pour échapper à la gravité de la Terre, une sonde doit atteindre la vitesse minimale de 11,5km/s, ou vitesse de satellisation. Quand elle a atteint cette vitesse, plus rien ne la freine, elle garde cette vitesse. Ensuite, la trajectoire se fait grâce à la gravité des planètes, en venant les frôler, en tournant autour. - trouver une énergie dans l'espace. L'énergie solaire devient, logiquement, moins efficace au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile. Outre la possibilité de recourir à l'énergie nucléaire, la technique de la voile solaire est cependant étudiée. La voile solaire, ou photovoile, utilise la pression de radiation émise par les étoiles pour se déplacer dans l'espace à la manière d'un voilier.

Les défis de l'exobiologie :
la question des origines

" L'exobiologie est un domaine scientifique interdisciplinaire qui met non seulement l'accent sur la recherche de la vie extraterrestre mais aussi sur la compréhension des paramètres environnementaux clés qui ont permis l'émergence de la vie sur Terre. L'exobiologie nous pousse à combiner différentes perspectives telles que les conditions qui régnaient sur la Terre primitive, les limites physico-chimiques de la vie, l'exploration d'environnements habitables dans le système solaire, et la recherche de signatures de la vie dans les exoplanètes. Chimistes, biologistes, géologues, planétologues et astrophysiciens contribuent largement à ce champ de recherche interdisciplinaire. " Selon la définition de la Société française d'exobiologie, créée en 2009.

En exobiologie, trois méthodes de recherche sont employées :

les observations et les mesures, en utilisant par exemple la spectrographie au sol ou dans l'espace ;

l'expérimentation, en laboratoire ou en orbite ;

la modélisation par calcul prédictif.

Sur les centaines de milliards d'étoiles, et d'au moins autant de planètes que compte l'Univers, la vie se cache peut être. D'autres mondes, d'autres formes de vie ?

" J'aurais vraiment honte de ma civilisation si nous n'essayions pas de trouver une vie ailleurs dans l'espace ",
disait l'astronome américain Carl Sagan.

P our Vincent Bourrier, astrophysicien à l'Université de Genève, "actuellement, les atmosphères sont notre principale fenêtre observable sur la physique et la chimie des exoplanètes, et ce sont elles qui vont nous apporter beaucoup d'informations sur la nature planétaire. ". Les différents éléments qui composent l'atmosphère vont produire des signatures différentes selon leurs propriétés (abondance, température, vitesse, densité). En analysant ces signatures, on peut donc sonder des régions différentes de l'atmosphère planétaire, et reconstruire sa structure et sa composition chimique. Lorsque la lumière émise par l'étoile traverse l'atmosphère d'une planète, certaines longueurs d'onde bien particulières sont absorbées, ce qui donne une signature qui caractérise l'atmosphère en question, laissant ainsi son empreinte unique que les chercheurs peuvent étudier à l'aide d'un spectrographe. Cette empreinte permet d'extraire les signatures des différents éléments et molécules. C'est l'analyse de la lumière transmise lors du transit qui donne des informations sur cette atmosphère. Cette exploration des atmosphères des planètes extrasolaires n'en est qu'à ses débuts. Le télescope JWST, qui doit succéder en 2018 au télescope spatial Hubble, permettra aux chercheurs d'aller encore plus loin.

Parallèlement, certains exobiologistes se lancent dans la quête de biosignatures de type " végétation " à la surface des planètes,
ce qui serait rendu possible par les futurs projets spatiaux de spectro-imagerie des planètes.

U ne étude parue dans Nature en décembre 2015, A continuum from clear to cloudy hot-Jupiter exoplanets, propose une analyse de dix atmosphères d'exoplanètes, des Jupiters chauds, ou plus exactement l'analyse de leur spectre atmosphérique. L'objectif de cette étude était d'obtenir des spectres à haute résolution et de détecter l'absorption caractéristique de la lumière de l'étoile par l'eau,si celle-ci est présente.

La complémentarité des observations des télescopes Hubble dans l'ultraviolet et Spitzer dans l'infrarouge a permis d'obtenir une caractérisation extrêmement précise des propriétés physiques des atmosphères de ces dix exoplanètes. C'est la première fois qu'une équipe de chercheurs réunit assez de caractéristiques pour pouvoir comparer des exoplanètes. Et les résultats sont surprenants : ils montrent une diversité des atmosphères plus grande qu'attendue. Les chercheurs sont ainsi parvenus à distinguer deux catégories principales d'atmosphères : des atmosphères nuageuses et des atmosphères dégagées.

François Bouchy, astrophysicien, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille/Observatoire de Genève

L 'être humain est curieux par nature. Et la première question à laquelle on voulait répondre est : existe-t-il des planètes extrasolaires, sont-elles fréquentes, est-ce que notre système solaire est unique ? Au bout de 20 ans de recherche, on a découvert plusieurs milliers d'exoplanètes, ces objets ont l'air très fréquents, en grand nombre et notre système solaire est loin d'être le seul dans la galaxie.

Ce qui est extraordinaire c'est que détecter une exoplanète revient en quelque sorte à réussir à observer de loin une luciole virevoltant autour d'un puissant projecteur ! La quête des autres mondes est une aventure humaine exaltante, et c'est avant tout le travail de détective qui m'attire : comprendre les origines de notre système solaire - sa formation et son évolution - mais aussi identifier des planètes analogues à la Terre et déterminer si la vie a pu se développer ailleurs dans l'Univers... Si aujourd'hui nous n'avons pas encore la réponse à cette dernière question, on a le sentiment qu'avec l'évolution des techniques, on aura peut-être des résultats au cours de notre génération ou les générations suivantes. Par contre, j'ai de gros doutes sur la capacité de toute civilisation à voyager d'étoile à étoile, sur la capacité de l'homme à voyager dans l'espace.

Vincent Bourrier, post-doctorant, Observatoire de Genève

" A quoi ça sert d'étudier les exoplanètes, étant donné qu'on ne pourra jamais y aller ? " : c'est une question qui revient souvent dans les discussions avec les personnes que nous rencontrons. Et même si les exoplanètes sont, pour l'instant, hors de notre portée, la principale raison me semble être la curiosité humaine. Jean Perrin, physicien, chimiste et homme politique français, disait :

" C'est une bien faible lumière qui nous vient du ciel étoilé. Que serait pourtant la pensée humaine si nous ne pouvions percevoir ces étoiles... "

Les exoplanètes font rêver beaucoup de gens, et sont une source d'inspiration pour les écrivains, les réalisateurs de films et de séries. La question de savoir si la vie existe ailleurs est centrale à l'étude des exoplanètes, et pose de nombreuses questions philosophiques et religieuses. L'impact devrait être particulièrement important le jour où nous pourrons vraiment confirmer qu'une planète est habitable, et peut abriter la vie.

Il y a aussi l'attrait de la nouveauté. Cela ne fait qu'une vingtaine d'années qu'on a découvert la première, et c'est un domaine où les découvertes et notre compréhension évoluent à une vitesse incroyable. C'est très motivant, et cela donne l'opportunité d'étudier beaucoup de questions différentes : découvrir de nouvelles planètes, étudier leur formation et leur évolution, leurs atmosphères, les interactions avec l'étoile, etc.

Ne pas pouvoir se rendre physiquement sur une exoplanète ne nous empêche pas de nous poser des questions qui dépassent leur simple étude, d'élargir nos connaissances et de modifier notre regard sur le vivant.

Alain Lecavelier, astrophysicien, Institut d'Astrophysique de Paris

Il me semble que l'Homme a toujours cherché à explorer non seulement son environnement proche, mais aussi à explorer les lieux autres que son habitat, à voir des formes de vie autres que celles qui l'entourent (faune, flore), à rencontrer d'autres gens, différents de ses proches. Aujourd'hui, pour la première fois dans l'histoire de l'humanité, l'Homme peut tourner son regard au-delà de la planète Terre, et interroger le ciel : y a t-il des " autres " là-bas ? Enfin, comme pour le voyageur qui revient d'une longue absence, la découverte des " autres mondes " permet de jeter un regard nouveau sur notre propre place dans l'Univers.

Jean Schneider, astrophysicien et directeur de recherche é m é rite du CNRS à l'Observatoire de Paris

La question de savoir s'il existe des formes de vie en dehors de la Terre est doublement intéressante : elle permet d'étendre le domaine de déploiement de la vie et ouvre la possibilité de l'existence de formes de vies très différentes de la nôtre. Si, en plus, ces autres vies sont " pensantes ", on peut imaginer qu'il y ait un jour des dialogues intéressants...

Nous savons déjà qu'il n'y a pas de vie évoluée dans le système solaire (bien qu'une vie sous- marine ne soit pas exclue sur Europe et Ganymède). Restent donc les planètes extrasolaires. Il y en a des milliards dans la Galaxie, ce qui rend plausible qu'il y en a au moins quelques unes avec une vie très évoluée, voire "pensante".

Mais là s'ouvre un abîme de questions : une vie radicalement autre que la nôtre, est-ce encore de la vie, ou autre chose ? Comment penser avec nos concepts humains une pensée non humaine ? Nous ne sommes que tout au début d'une immense aventure.

Y a-t-il de la vie ailleurs ? La Terre serait-elle une exception ?

Pour y répondre, seul un échantillon suffisamment important de planètes pourrait permettre d'apporter un début de réponse.
D'ici là, l'exobiologie ne reste pas sans objet : elle s'intéresse notamment à la vie dans les milieux terrestres extrêmes où certains paramètres font penser à d'autres planètes, comme le désert chilien... où l'on retrouve l'observatoire de l'ESO !

... CNRS/sagascience - Développement © ID Meneo

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Sagascience - Les exoplanètes - Sagascience - Exoplanètes

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MAIS QU'EST-CE QU'UNE EXOPLANETE ? D ès l'Antiquité, dans sa Lettre à Hérodote, Epicure expose sa conviction de l'existence d'une infinité de mondes : " Ce n'est pas seulement le nombre des atomes, c'est celui des mondes qui est infini dans l'Univers.

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Mutualisation de données pour l'observation d'exoplanètes via le programme TESS de la NASA

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The Exoplanet Follow-up Observing Program for TESS (ExoFOP-TESS) website is designed to optimize resources and facilitate collaboration in follow-up studies of targets observed by TESS, an Explorer-class mission led by MIT. ExoFOP-TESS contains stellar parameters from the TESS Input Catalog (TIC)…

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projet a été réalisé dans le cadre du LESIA, à l'Observatoire de Paris.

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!! ATTENTION : LE SITE EST ACTUELLEMENT EN TRAVAUX.

IL N'INCLUT PAS LES DERNIÈRES PLANÈTES DÉCOUVERTES. !!

NOUS FAISONS AU PLUS VITE POUR CORRIGER CES PROBLÈMES.

EN ATTENDANT, VOUS POUVEZ ALLER SUR LE SITE EXOPLENET.EU, QUI EST A JOUR DES DERNIERES DECOUVERTES.

VOUS POUVEZ AUSSI COMPRENDRE COMMENT SE FAIT LA DETECTION DES EXOPLANETES SUR CETTE PAGE.

*******************************************************************************

Vous trouverez ici des chemins de traverse pour explorer le monde des exoplanètes.

Les exoplanètes sont partout, même autour de l'étoile la plus proche de nous, Proxima du Centaure.

Pour préparer votre voyage, vous avez des cartes du ciel et une carte en 3 dimensions.

Vous pouvez apprendre comment les chercheurs rusent pour débusquer les plus petites ou les plus lointaines planètes, et si c es planètes exotiques ressemblent à notre Terre.

Un compteur et un tableau vous permettent de suivre en direct le nombre total d'exoplanètes et comment elles se répartissent en fonction de leur taille et de leur tempèrature.

Pour explorer les propriétés des exoplanètes, vous disposez du catalogue de toutes les exoplanètes, dont les données sont issues du portail de recherche de l'observatoire de Paris, exoplanet.eu, et d'outils statistiques pour faire des histogrammes et des diagrammes.

Le compteur ci-contre donne le nombre de planètes annoncées à ce jour. Il décompte les planètes "confirmées" mais aussi les planètes "candidates". Parmi les milliers de planètes découvertes par la mission Kepler de la NASA, un grand nombre n'ont pas été confirmées par d'autres observations, elles sont des "candidates" même si plus de 99% de ces "candidates " sont des vraies planètes.

Vous pourrez visiter chaque système, tourner autour, vous approcher au plus près des planètes et voir les informations dont nous disposons, et celles qui nous manquent encore.

Mais pour commencer cette visite, venez écouter un chercheur d'exoplanètes vous résumer les grandes étapes de ces fabuleuses découvertes.

Pour toute question sur ce site, écrivez-nous à : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

# data[].attributes.attachment_link.description
Qu'est-ce qu'une exoplanète ? Le portail Sciences pour les Exoplanètes et les Systèmes Planètaires est dédié à l'étude des sciences pour les exoplanètes et les systèmes planétaires. Il a été créé par le LabEx ESEP, le regroupement de 9 laboratoires qui souhaitent mettre en commun leurs compétences dans le domaine des environnements planétaires et leur savoir-faire dans le secteur spatial.

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Découvrez la magnifique épopée de notre connaissance des exoplanètes au travers de ce MOOC. Vous y découvrirez leur diversité, les méthodes de détection et les grandes missions spatiales à la recherche de ces nouveaux mondes. Nous vous proposons en plus des questionnaires pour vous tester, des liens pour approfondir les sujets et des applications web et mobiles pour expérimenter chez soi.

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Observations cibles mobiles JWS - ISS Géocroiseurs fusées...

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Observations cibles mobiles JWS - ISS Géocroiseurs fusées...

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Éphémérides cibles mobiles artificielles

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This page allow you to generate the Ephemeris for a selected target, based on your location and chosen date of observation to observe a moving target like near earth Asteroids.

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Asteroid Occultations - Predictions - Unistellar

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Participate in citizen science asteroid occultations, if you are equiped with an eVscope telescope, your data will be processed by our team and the Seti.

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transparence du ciel à 2 jours

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Meteociel - Modèle Numérique AROME 1.3km Meteo-France zoom carte dynamique

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Meteociel propose de manière régulière le modèle à maille fine AROME 1.3km de Méteo-France sous forme de cartes avec zoom dynamique.

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transparence du ciel et vents

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Live wind, rain and temperature maps, detailed forecast for your place, data from the best weather forecast models such as GFS, ICON, GEM

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pévisions à 15j

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The below table lists comets that have been discovered in the past 6 months. For detailed information about a comet, click on its designation.

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Light pollution map

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Interactive world light pollution map. The map uses NOAA/EOG VIIRS, World Atlas 2015, Aurora prediction, observatories, clouds and SQM/SQC overlay contributed by users.

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site français

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!! ATTENTION : LE SITE EST ACTUELLEMENT EN TRAVAUX.

IL N'INCLUT PAS LES DERNIÈRES PLANÈTES DÉCOUVERTES. !!

NOUS FAISONS AU PLUS VITE POUR CORRIGER CES PROBLÈMES.

EN ATTENDANT, VOUS POUVEZ ALLER SUR LE SITE EXOPLENET.EU, QUI EST A JOUR DES DERNIERES DECOUVERTES.

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Vous trouverez ici des chemins de traverse pour explorer le monde des exoplanètes.

Les exoplanètes sont partout, même autour de l'étoile la plus proche de nous, Proxima du Centaure.

Pour préparer votre voyage, vous avez des cartes du ciel et une carte en 3 dimensions.

Vous pouvez apprendre comment les chercheurs rusent pour débusquer les plus petites ou les plus lointaines planètes, et si c es planètes exotiques ressemblent à notre Terre.

Un compteur et un tableau vous permettent de suivre en direct le nombre total d'exoplanètes et comment elles se répartissent en fonction de leur taille et de leur tempèrature.

Pour explorer les propriétés des exoplanètes, vous disposez du catalogue de toutes les exoplanètes, dont les données sont issues du portail de recherche de l'observatoire de Paris, exoplanet.eu, et d'outils statistiques pour faire des histogrammes et des diagrammes.

Le compteur ci-contre donne le nombre de planètes annoncées à ce jour. Il décompte les planètes "confirmées" mais aussi les planètes "candidates". Parmi les milliers de planètes découvertes par la mission Kepler de la NASA, un grand nombre n'ont pas été confirmées par d'autres observations, elles sont des "candidates" même si plus de 99% de ces "candidates " sont des vraies planètes.

Vous pourrez visiter chaque système, tourner autour, vous approcher au plus près des planètes et voir les informations dont nous disposons, et celles qui nous manquent encore.

Mais pour commencer cette visite, venez écouter un chercheur d'exoplanètes vous résumer les grandes étapes de ces fabuleuses découvertes.

Pour toute question sur ce site, écrivez-nous à : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

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Qu'est-ce qu'une exoplanète ? Le portail Sciences pour les Exoplanètes et les Systèmes Planètaires est dédié à l'étude des sciences pour les exoplanètes et les systèmes planétaires. Il a été créé par le LabEx ESEP, le regroupement de 9 laboratoires qui souhaitent mettre en commun leurs compétences dans le domaine des environnements planétaires et leur savoir-faire dans le secteur spatial.

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Changement climatique

Le changement climatique en France

En France métropolitaine, le climat a évolué depuis le milieu du XXᵉ siècle sous l'effet du changement climatique. On observe ainsi une hausse des températures moyennes en France de 1,7 °C depuis 1900. C'est plus que le réchauffement constaté en moyenne mondiale estimé à + 0,9 °C sur la période 1901-2012. Les effets du changement climatique sont également sensibles en France sur les précipitations, les vagues de chaleur, l'enneigement, les sécheresses, et impactent les événements extrêmes...

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METEO BEAUNE par Météo-France - Prévisions Météo gratuites pour aujourd'hui, demain et à 15 jours.

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En France métropolitaine, le climat a évolué depuis le milieu du XXᵉ siècle sous l'effet du changement climatique. On observe ainsi une hausse des températures moyennes en France de 1,7 °C depuis 1900. C'est plus que le réchauffement constaté en moyenne mondiale estimé à + 0,9 °C sur la période 1901-2012.

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Prévisions des comètes futures

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Minor Planet (32200) Seiicyoshida

Minor Planet (32200) 2000 OT2, discovered by Yasukazu Ikari on July 28, 2000, is named as Seiicyoshida. It is observable at 16.5-20 mag.

Citation for (32200) Seiicyoshida

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Minor Planet (32200) Seiicyoshida Minor Planet (32200) 2000 OT2, discovered by Yasukazu Ikari on July 28, 2000, is named as Seiicyoshida. It is observable at 16.5-20 mag. Citation for (32200) Seiicyoshida

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qualité du ciel, transparence

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Echelle de Noirceur du Ciel, de John E. Bortle

Bénéficiez-vous d'un ciel bien noir pour observer ?

Pour beaucoup d'entres nous, la réponse est évidente : non !

Tout astronome amateur a rêvé un jour d'observer dans des conditions optimales, sous des cieux très sombres, pour tirer parti au maximum de son instrument d'observation, ou pour contempler simplement à l'oeil nu la multitude d'étoiles parsemant la voûte céleste que les lumières des villes nous empêchent de voir la plupart du temps. Mais les lieux où le ciel est vraiment noir se font de plus en plus rares. La dégradation régulière de la qualité des nuits, en raison de l'extension des villes et des éclairages urbains ou routiers, pose un réel problème pour bon nombre d'observateurs. Et il faut souvent parcourir de nombreux kilomètres pour s'éloigner des villes afin de bénéficier d'un ciel plus ou moins acceptable, et pour trouver enfin un lieu où la pollution lumineuse a moins d'emprise sur la qualité des observations.

Quand bien même nous pensons avoir trouvé le lieu idéal, est-il vraiment d'excellente qualité ? Mesurer objectivement la qualité d'un ciel nocturne n'est pas une chose facile. Quels critères adopter ? Régulièrement, des astronomes se sont penchés sur la question et des méthodes d'évaluations ont été publiées dans des grands magazines d'informations astronomiques tels que Sky & Telescope. En 1994, Fred Schaaf, chroniqueur à S&T, avait proposé une échelle de 1 à 7 permettant d'estimer le degré de pollution lumineuse, en se basant sur les étoiles les plus faibles visibles à l'oeil nu. Cette première approche n'est pas devenue un standard d'évaluation, car l'estimation de la magnitude limite reste très subjective et fluctue en fonction de l'acuité visuelle de l'observateur et du temps qu'il met à chercher l'étoile la plus faible.

Dans un article publié dans le numéro de Février 2001 de Sky & Telescope, l'astronome amateur américain John E. Bortle (Stormville, NY), chasseur de comètes et observateur d'étoiles variables, a proposé aux astronomes une échelle qualitative, certes moins précise mais plus universelle, de la noirceur d'un site d'observation. Fort de sa longue expérience de plus de 50 années d'observations sous tous les types de ciels, John Bortle propose une échelle d'évaluation en 9 niveaux basée sur l'observation de différents objets astronomiques dans divers lieux en prenant en compte les gênes lumineuses. Au coeur des villes, où seules les étoiles les plus brillantes sont visibles en raison d'une forte pollution lumineuse, l'observateur ne profite que d'un ciel médiocre de niveau 9. A l'extrémité de l'échelle, au niveau 1, l'observateur ne peut pas rêver mieux !

Et vous ? Sous quel type de ciel observez-vous ?

La galaxie M33 dans la constellation du Triangle ( Triangulum) est un indicateur majeur de l'état du ciel. Un observateur pleinement adapté à la vision nocturne devrait pouvoir la repèrer sous des cieux assez bons pour estimer le ciel en classe 4 ou mieux sur l'échelle de noirceur du ciel de Bortle.

Crédit : Akira Fujii

Mag.

8.0

7.5

Une lueur peut être faiblement visible le long de l'horizon. M33 est plutôt facile en vision directe. La Voie lactée d'été est fortement structurée à l'oeil nu, et ses parties les plus brillantes apparaissent comme marbrées aux jumelles. La lumière zodiacale est encore assez brillante pour projeter de faibles ombres avant l'aurore et après le crépuscule, et sa couleur peut être vue comme distinctement jaunâtre en comparaison au blanc bleuté de la Voie lactée. Tous les nuages dans le ciel sont visibles seulement comme des trouées noires ou des vides sur le fond étoilé. Vous ne pouvez voir votre télescope et le paysage que vaguement, excepté à l'endroit où ils se détachent sur le fond du ciel. Plusieurs amas globulaires du catalogue Messier sont des objets distincts à l'oeil nu. La magnitude limite à l'oeil nu est de 7.1 à 7.5, et un télescope de 32 cm atteint la magnitude 16 ou 17.

7.0

6.5

Les constellations d'hiver dans un ciel de banlieue ou de transition entre zone rurale et banlieue, avec la Voie lactée d'hiver visible mais pas aussi nettement. Un tel ciel, assez bon d'après les standards de beaucoup de gens, pourrait être évalué 4 ou 5 sur l'échelle de Bortle. Beaucoup d'étoiles plus faibles qui sont dépeints ici seraient visibles avec un examen approfondi.

Crédit : John Bianchi

6.0

Seules quelques traces de lumière zodiacale sont vues aux meilleures nuits du printemps et de l'automne. La Voie lactée est très faible ou invisible près de l'horizon, et apparaît plutôt délavée au zénith. Les sources de lumières sont évidentes dans presque, sinon toutes, les directions. Pratiquement dans tout le ciel, les nuages sont notablement plus clairs que le ciel lui-même. La magnitude limite à l'oeil nu est d'environ 5.6 à 6.0 et un réflecteur de 32 cm atteindra environ les magnitudes 14.5 à 15.

5.5

5.0

Le fond de l'ensemble du ciel présente une vague teinte blanche et grisâtre. De fortes sources de lumière sont évidentes dans toutes les directions. La Voie lactée est totalement invisible ou presque. M44 ou M31 peuvent être aperçues à l'oeil nu mais très indistinctement. Les nuages sont fortement éclairés. Même dans un télescope d'ouverture moyenne, les objets les plus brillants du catalogue Messier ne sont que de pâles fantômes d'eux-mêmes. La magnitude limite à l'oeil nu est de 5.0 en forçant, et un réflecteur de 32 cm atteindra à peine la magnitude 14.

4.5

Le ciel est gris blanc ou orangé, et on peut lire les titres des journaux sans difficulté. M31 et M44 sont tout juste décelées par un observateur expérimenté lors des nuits claires, et seuls les objets Messier les plus brillants peuvent être détectés avec un modeste télescope. Certaines des étoiles qui forment les figures familaires des constellations sont difficiles à voir ou sont totalement absentes. L'oeil nu peut détecter des étoiles jusqu'à la magnitude 4.5 au mieux, si vous savez exactement où regarder, et la limite stellaire d'un réflecteur de 32 cm est au mieux de magnitude 13.

Le même panorama de constellation en ville, un ciel de classe 8 ou 9.

Crédit : John Bianchi

4.0

Le ciel entier est illuminé, même au zénith. De nombreuses étoiles qui forment les figures familiaires des constellations sont invisibles, et les faibles constellations comme le Cancer ou les Poissons ne peuvent être vues. En dehors peut-être des Pléiades, aucun objet Messier n'est visible à l'oeil nu. Les seuls objets célestes qui fournissent vraiment des vues plaisantes au télescope sont la Lune, les planètes, et quelques uns des amas d'étoiles les plus brillants (si vous pouvez les trouver). La magnitude limite à l'oeil nu est de 4.0 ou moins.

Mag = Magnitude limite à l'oeil nu

Contact : Gilbert Javaux

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P.G.J.- Echelle de Noirceur du Ciel, de John E. Bortle

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Echelle de Noirceur du Ciel, de John E. Bortle Bénéficiez-vous d'un ciel bien noir pour observer ? Pour beaucoup d'entres nous, la réponse est évidente : non !

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sélection mensuelle de recherche d'exoplanètes

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Generally, our predictions involve Jupiter-sized gas giant exoplanets or more massive brown dwarfs. Most of them orbit their stars in less than 10 Earth days, making the exoplanets "hot Jupiters" because their stars heat them to temperatures over 1600 °C (2000 °F).

Target names starting with "TOI" are new candidate exoplanets from NASA's TESS space telescope that either need more observations to be confirmed as real exoplanets (and not false signals) or to better measure their orbits. Your observations can help astronomers do this! (TOI stands for TESS Object of Interest.)

Predictions Table explained

The Link automatically populates observing settings into the Unistellar app's "Exoplanet transits" Science menu.
Note that these links will only work from your smartphone/tablet with the Unistellar app installed.

Finder is an image of the target field of view (your live view may be rotated by comparison).

Date is the observation start date in UTC (Universal Time)

Local is the observation start time in the timezone of your device's browser.

eVscope settings are in Exp (exposure time in milliseconds), Gain (in decibels), Cad (cadence in milliseconds), Ra (right ascension), & Dec (declination).

Click on a row to display the event's visibility map. Map legend:

Blue stars & shading = full visibility (you can observe the entire event)

Yellow triangles = full visibility but some tracking difficulty (when target altitude > 70 degrees)

Orange diamonds = partial visibility; you may miss the start or end of the event

No symbol = no visibility (either the target is not up or it is too close to daytime)

*** AFTER OBSERVING, please submit this REPORT FORM so we know to process your data. ***

Include questions and data requests in the form's comments box or email them to citizenscience@unistellaroptics.com.

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Exoplanet transit predictions - Unistellar

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Generally, our predictions involve Jupiter-sized gas giant exoplanets or more massive brown dwarfs. Most of them orbit their stars in less than 10 Earth days, making the exoplanets "hot Jupiters" because their stars heat them to temperatures over 1600 °C (2000 °F).

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What Are Variable Stars?

Variable stars are stars that change brightness. The brightness changes of these stars can range from a thousandth of a magnitude to as much as twenty magnitudes over periods of a fraction of a second to years, depending on the type of variable star. Over 150,000 variable stars are known and catalogued, and many thousands more are suspected to be variable.

There are a number of reasons why variable stars change their brightness. Pulsating variables, for example, swell and shrink due to internal forces. An eclipsing binary will dim when it is eclipsed by a faint companion, and then brighten when the occulting star moves out of the way. Some variable stars are actually extremely close pairs of stars, exchanging mass as one star strips the atmosphere from the other.

The different causes of light variation in variable stars provide the impetus for classifying the stars into different categories. Variable stars are classified as either intrinsic, wherein variability is caused by physical changes such as pulsation or eruption in the star or stellar system, or extrinsic, wherein variability is caused by the eclipse of one star by another, the transit of an extrasolar planet, or by the effects of stellar rotation.

Why Observe Variable Stars?

The science of variable star astronomy teaches us about one important part of the universe -- the stars. Stars are the primary engines of cosmic evolution, particularly in the creation of elements heavier than hydrogen and helium which make up us and the world that we live in. Further, stars and their systems of planets are the only likely places we will find life in the universe; by studying stars (including our own Sun), we are also learning about possible abodes for life. Research on variable stars is important because it provides information about stellar properties, such as mass, radius, luminosity, temperature, internal and external structure, composition, and evolution. Some of this information would be difficult or impossible to obtain any other way. In many cases, it is the nature of the variability that provides the clues to the answers. This information can then be used to understand other stars.

Variable stars need to be systematically observed over decades in order to determine their long-time behavior. Professional astronomers have neither the available time nor the unlimited telescope access needed to gather data on the brightness changes of thousands of variable stars. Thus, it is amateur astronomers utilizing visual, photographic, photoelectric, and CCD techniques who are making a real and highly useful contribution to science by observing variable stars and submitting their observations to the AAVSO International Database. These important data are needed to analyze variable star behavior, to schedule satellite observations of certain stars, to correlate data from satellite and ground-based observations, and to make computerized theoretical models of variable stars possible.

Variable stars play a crucial role in our understanding of the universe. Cepheid variables have played a major part in determining distances to far-away galaxies and determining the age of the Universe. Mira variables give us a glimpse into the future evolution of our own star, the Sun. Accretion disks in cataclysmic variables help us to understand larger scale disk behavior, like the activity inside active galaxies with supermassive black holes. Supernovae have led us to the surprising realization that the expansion of the Universe is accelerating. Even the search for extra-terrestrial life is illuminated by variable stars. Transiting extrasolar planets provide clues into the processes of planetary formation, and the very stuff life as we know it is made of comes from the hearts of stars that explode in the final stages of their evolution.

This article has been translated into other languages by volunteers:

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Variables: What Are They and Why Observe Them?

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Variable stars are stars that change brightness. The brightness changes of these stars can range from a thousandth of a magnitude to as much as twenty magnitudes over periods of a fraction of a second to years, depending on the type of variable star.

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Observatoire de Paris projet Lucy

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This page presents the ERC project Lucky Star whose aim is to study the solar system beyond Neptune with stellar occultations. The project is led by Bruno Sicardy in collaboration with groups from Paris, Meudon, Granada and Rio.

The solar system beyond Neptune contains largely unaltered material from the primordial circumsolar disk. It also kept the memory of the early planetary migrations, and thus contains essential information on the origin and evolution of our planetary system. The aim of the project is to study the Trans-Neptunian Objects (TNOs) using the stellar occultation technique. It consists in observing the passage of remote TNOs in front of those " Lucky Stars", that reveal shapes, atmosphere and rings of bodies from sub-km to thousand-km in size. Very few teams in the world master this method. The European-led network coordinated by B. Sicardy is now leader in predictions, instrumentation, observations and analysis related to stellar occultations, with innovative approaches and unprecedented results. In the last decade, our group led the field by discovering rings around the asteroid-like object Chariklo, detecting sub-km TNOs and drastic variations of Pluto's atmospheric pressure. Based on those noteworthy discoveries and unique skills of ours, the project will coordinate the following work packages :

1. Rings around small bodies - Understand the newly found Chariklo's rings, tackle the theory of rings' origins and evolutions around small bodies, discover new ring systems around other bodies.

Artist view of Chariklo (ESO)

Artist animation of Haumea and its rings

2. Very small, sub-km TNOs and Oort Cloud objects - Constrain the collisional history of our early outer solar system, and possibly detect Oort Cloud objects.

3. Pluto's atmosphere - Explore Pluto's atmosphere and its atypical seasonal cycle, search for atmospheres around other TNOs.

4. Explore specific, large TNOs - Provide their sizes, shapes, albedos and densities. These programs are timely in view of NASA/New Horizons Pluto flyby in July 2015, and the ESA/GAIA mission expected to provide a greatly improved astrometric catalog release in 2016.

On this website, you will find the predictions of stellar occultations by a selection of objects for the current year, the ephemeris used to make the predictions, the publications of the team and a selection of useful links.

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This page presents the ERC project Lucky Star whose aim is to study the solar system beyond Neptune with stellar occultations. The project is led by Bruno Sicardy in collaboration with groups from Paris, Meudon, Granada and Rio. The solar system beyond Neptune contains largely unaltered material from the primordial circumsolar disk.

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FUTURES OCCULTATIONS D’ÉTOILES PAR DES ASTÉROÏDES

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FUTURES OCCULTATIONS D’ÉTOILES PAR DES ASTÉROÏDES

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Liste des futures occultations avec des liens pour visualiser les cartes de passage.

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LOGICIEL DE PRÉVISION D'OCCULTATIONS D’ÉTOILES PAR DES ASTÉROIDES

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LOGICIEL DE PRÉVISION D'OCCULTATIONS D’ÉTOILES PAR DES ASTÉROIDES

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Site en anglais, pour le téléchergement aller sur l'onglet DOWLOAD

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OccultWatcher is a Windows program that helps astronomical occultation observers to stay tuned with the incoming events by tracking the asteroidal occultation predictions published and regularly updated in various sources called feeds. OccultWatcher searches the feeds you have subscribed for, for events that match your specified distance, star magnitude, event duration and other filter criterias. It allows you to announce your intentions to observe an event to all other observers around the world and helps the cooridnation in a global scale. At the time of the release of verion 3.2 there are more than 400 registered accounts (of people that announce their observing intentions) and more than 1500 known installations. The account registration and usage as well as the OccultWatcher software are absolutely free.

The following prediction feeds are currently available for subscription:

IOTA Updates

Steve Preston's predictions from www.asteroidoccultation.com. The published predictions are for higher probability events and are computed using recent highly accurate astrometric data. They are generally with very good accuracy, higher probability and small error.

OZNZ

OZNZ (pronounced oz-noz) Extras are published by Dave Gault. These are low probability small asteroid events for the South-East Australia and New Zealand regions.

NAmer

North America low probability asteroid occultations calculated using Occult C# by Brad Timerson.

E.A.O.N.

The E.A.O.N. low probability events for the Europe region are maintained by Emmanuel Thienpont and formerly by Jean Schwaenen.

NALowMag

North America events of 50km+ asteroids with combined stellar and asteroid magnitudes of near 11 to not less than 12.9. Many of these have a magnitude drop <1. Maintained by Steve Messner.

TT14

Trans-Tasman events involving asteroids bigger than 50km, magnitude drop larger than 0.2 sec, duration longer than 10 sec, stars up to mag 14. Maintained by Dave Gault, Australia.

TNO

TNO Extras is a list of asteroid predictions involving Trans Neptunian Objects and stars brighter than mag 15. The search is conducted using OccultV4, the latest astorb and NOMAD. Since May 2010 the feed also includes predictions computed by Bruno Sicardi and the Rio Team. The feed is maintained by Dave Gault, Australia

SatWatcher

SatWatcher is a list of occultations and ecplises involving the satellites of Jupiter, Saturn and Uranus. The feed is maintained by Hristo Pavlov, Australia.

With the release of version 3.2 there is one new feed called "Planned Observations". This feed contains all events that someone has already announced a station for. This way even if you are not particularly interested in the events of an existing feed, if there is an event that comes close to you and matches your filter criterias and if there is at least one announced station for it, OW will show it as "Planned Observation". This way events that are going to be attempted by an observer could get more observations.

With its enhanced alerts and reminders OccultWatcher can be also very helpful for tracking your personal asteroidal occultation predictions generated using prediction software such as Occult and LinOccult. It provides extra and very detailed information for all predictions including parameters of the star and asteroid, information about double asteroids, historical observations data and others. The software comes with a function to draw star charts using the free planetarium program C2A developed by Philippe Devechere in France and which supports the star catalogues: Hypparcos, Tycho2, UCAC2, NOMAD. OccultWatcher also provides ability to be extended by your own Add-ins written using Microsoft.NET

If you are new to asteroidal occultations here are some online resources you would find most useful:

IOTA - International Occultation Timing Association

IOTA Yahoo Group

Euraster - a website for Asteroidal Occultation Observers in Europe

RASNZ OccSec - Australia/New Zealand Occultation Observers Information

Occult - Software for Windows for predictions of asteroidal occultations and many other astronomical phenomenas by Dave Herald

LinOccult - Software for Linux for asteroidal occultation predictions by Andrey Plekhanov

IOTA Updates - High accuracy asteroidal occultation predictions by Steve Preston. Those are also available in OccultWatcher as a prediction feed

Software Requirements for running OccultWatcher:

Windows 98 or later. Works best on Windows XP Professional and Windows Vista (32 or 64 bit)

Microsoft.NET Framework 2.0 or later

Hardware Requirements: Anything that can run the required software.
Internet Connection Requirements: In other to receive information about the predictions from the online feeds you need an internet connection. There is no particular requirement for the speed of your connection, but as a general rule OccultWatcher will do well so long as your connection allows you to view maps using GoogleMaps without too much delays.

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horaires de passage des satellites Starlink autour de Dijon (la localisation peut être modifiée)

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Calculate when you can see the SpaceX Starlink satellites above your location