(Gérard FAURE, membre du
réseau AUDE)
MAP ALERT
NOTICE AND REVIEWS édite par Lawrence Garrett
1.L'origine du projet
Les astéroïdes, petits corps du Système solaire,
sont légion et chaque jour qui passe voit la découverte de nouveaux objets qui
seraient vite perdus si leurs caractéristiques orbitales n'étaient pas
rapidement déterminées. De ce fait, les astronomes essayent d'accumuler le plus
grand nombre possible de mesures astrométriques pour permettre le calcul
d'éléments orbitaux, de façon à retrouver ultérieurement ces petites planètes à
l'aide d'éphémérides. La détermination de la magnitude est alors d'un intérêt
plutôt secondaire. Les premières estimations de magnitude relevées permettent,
en fonction de la position des objets dans le système solaire, de calculer une
magnitude absolue H provisoire qui, en sus de son usage pour les futures
éphémérides, donne une idée approximative de la taille de l'objet, son albédo
étant le plus souvent inconnu. Rappelons la formule actuellement adoptée par la
commision 20 de l'Union Astronomique internationnale (novembre 1985) pour la
prévision de la magnitude des astéroïdes :
magnitude = H + 5 * log(r*delta) - 2.5 * log [ (1-G)*phi1 + G*phi2 ]
avec,
phi1 = exp[ -3.33*(tan (bêta/2) )0.63]
phi2 = exp[ -1.87*(tan
(bêta/2) )1.22]
H est la magnitude moyenne absolue visuelle
G est le paramètre de pente
(pris =0.15 si l'on ne le connaît pas)
bêta est l'angle de phase (formules
valables pour 0<=beta<=120 degrés)
La fiabilisation de la magnitude H vient ultérieurement, par l'accumulation
de magnitudes accompagnant les observations astrométriques ou lors de travaux
spécifiques menés sur des astéroïdes précis. De nombreux astéroïdes demeurent
donc des années avec une magnitude absolue H approximative, voire inexacte.
Depuis plus de 20 ans, les membres de la Minor Planet
Section de l'Association
of Lunar and Planetary Observers située aux USA ont observé des dizaines
d'astéroïdes plus brillants ou plus faibles que prévu par les éphémérides.
L'origine de ces écarts (de 0.3 a 3.0 magnitudes) résulte soit d'une variabilité
de l'objet de forme oblongue, soit d'une mauvaise magnitude absolue H, ou les
deux a la fois. Les écarts de magnitude les plus marquants ont été publies en
1997 dans la revue PULSAR de la Société
d'Astronomie Populaire de mai-juin 1997 et dans le Minor
Planet Bulletin du 4ème trimestre 1998. Malheureusement, les objets
concernés, repérés par des observateurs isolés, ne furent que rarement suivis
après la découverte de leur discordance de magnitude et nombre d'entre eux
demeurent avec des magnitudes fausses ou approximatives.
2.La création du MAP
Le Magnitude Alert
Project a été crée et officialisé en avril 1997 dans le cadre d'un article
paru dans Minor
Planet Bulletin 1997-2 du deuxième trimestre 1997. Le but du MAP est de
permettre le suivi des astéroïdes à discordance de magnitude grâce à la
popularisation d'Internet qui permet la diffusion rapide d'informations
concernant la découverte de nouveaux écarts de magnitude d'astéroïdes. Son
créateur est Lawrence GARRETT,
habitant a Fairfax (Vermont - USA) et ayant l'adresse
E-Mail:"Lgasteroid@Globalnetisp.net"
3.La gestion du MAP
Astronome amateur et observateur visuel confirmé d'astéroïdes, Lawrence GARRETT
est le coordonnateur du MAP, gérant la diffusion des alertes du MAP sur Internet
et la publication des résultats du MAP sur le Minor Planet Bulletin. Il gère aussi
la mise à jour des pages de la section des minor planets de l'ALPO sur le site
Internet de l'ALPO à l'adresse: http://www.lpl.arizona.edu./alpo/.
Gérard FAURE membre du réseau Internet
AUDE, assiste Lawrence GARRETT, dans les mises à jour de la MAP Database (base
de magnitudes du MAP) et pour les articles des résultats publiés. Il participe
aux améliorations successives amenées au fonctionnement du MAP, tout en essayant
d'intéresser d'autres amateurs à oeuvrer pour ce programme. Il met régulièrement
sur la Liste AUDE des mises à jour de la
Base de données du MAP et des informations sur le MAP. Le MAP, composé à l'origine
d'une dizaine de membres dont plusieurs observateurs visuels expérimentés ayant
pour la plupart observé de quelques centaines à plusieurs milliers de petites
planètes (tels Frederick PILCHER, Roger G. HARVEY, Gérard FAURE, Andrew SALTHOUSE,
Ben HUDGENS, Lawrence GARRETT) s'est enrichi en 1998 de la venue de nouveaux observateurs
traquant les astéroïdes avec une caméra CCD. Près de vingt astronomes amateurs,
dont une bonne part d'Audiens oeuvrent à présent pour le MAP. Le programme de
repérage des magnitudes erronées d'astéroïdes du MAP semble ne pas avoir d'équivalent
dans le monde et est donc une opportunité pour les amateurs de faire un travail
très utile. Tous les astéroïdes définitivement référencés (un peu plus de 9000
actuellement) et les Géocroiseurs même non référencés sont des cibles potentielles
du MAP, dès lors qu'un écart de magnitude d'au moins 0.3 magnitude entre les magnitudes
prévues et celles observées est constaté et qu'il ne ne résulte pas d'une variabilité
de brillance déjà connue. Plus de 50 astéroïdes du programme du MAP ont été observés
depuis fin 1997 et une grande partie des mesures faites a été incorporée dans
la MAP Database, base de données qui énumère toutes les mesures faites par objet,
avec une analyse de l'ensemble de ces mesures, en anglais et en français. Les
premiers résultats acquis depuis avril 1997 sont très intéressants, plus de 20
magnitudes H d'astéroïdes ayant été réestimées. Les observateurs d'AUDE y ont
fortement contribué. Ces résultats seront publiés dans les pages du Minor Planet
Bulletin.
4. Le futur du MAP
Le "Magnitude Alert Project" devrait évoluer dans le
futur , grâce à des améliorations dans tous les domaines (fonctionnement,
présentation des données de la Base du MAP et du programme d'observation annuel,
incorporation dans la Database de l'ensemble des données des astéroïdes observés
depuis la création du MAP, fiabilisation des mesures obtenues, etc...) Par
ailleurs, Lawrence GARRETT, aidé de Frederick PILCHER ("Recorder" du Minor
Planet Bulletin) et de Richard BINZEL (Editeur du MPB) devraient contacter
prochainement B.MARSDEN de l'UAI pour tenter d'augmenter, via la "homepage" du
MPC, l'impact du MAP, le nombre de ses membres et donc son efficacité. Le but
final du MAP est d'obtenir la reconnaissance de son travail par le Minor Planet
Center, pour la modification des magnitudes H erronées des astéroïdes. Le
nombre, la durée et la qualité des observations seront déterminants pour
accréditer le MAP auprès du MPC et permettre l'utilité maximale des données
élaborées par l'ensemble des observateurs.
5. Comment aider le MAP ?
Si vous êtes désireux d'aider le MAP, même
accessoirement, en sus de vos propres travaux astronomiques habituels, cela est
faisable avec un minimum de matériel et d'expérience, visuellement ou à l'aide
d'une camera CCD. Aux premières mesures de magnitude fournis, les observateurs
deviennent des membres du MAP et reçoivent alors les messages d'alertes et les
reports trimestriels ou semestriels.
5-1. Les mesures visuelles de magnitude d'astéroïde
Visuellement, il est
nécessaire d'utiliser un télescope d'au moins 20cm pour pouvoir atteindre la
magnitude 14 dans un site moyennement pollué, mais sauf si l'on se trouve sous
un ciel pur et bien noir, permettant d'atteindre la magnitude 15, les occasions
d'oeuvrer sur un astéroïde susceptible d'avoir une magnitude visuelle fausse
seront assez rares. En effet, les petites planètes les plus brillantes ont, bien
sûr, été découvertes depuis des décennies et leur magnitude prévue est assez
précise. A l'exception des géocroiseurs devenant brillants lors d'un passage
rapproché à la Terre, les objets à magnitude erronée sont généralement de
magnitude 14 au mieux. Si l'on veut donc contribuer efficacement au MAP, il sera
souvent nécessaire d'avoir un instrument de 30cm et plus, en fonction de
l'impact de la pollution lumineuse sur son site d'observation. En sus d'un bon
instrument et d'un logiciel de calcul d'éphémérides d'astéroïdes dressant les
cartes de champ célestes, il est indispensable d'avoir de bonnes références
photométriques stellaires tel le catalogue d'étoiles USNO dont la précision est
donnée comme étant meilleure que 0.25 magnitude. Le célèbre catalogue GSC de 19
millions d'étoiles est à proscrire, si possible, les magnitudes stellaires étant
très imprécises, de quelques dixièmes de magnitude à plus d'une magnitude
parfois. Accessoirement, il sera parfois possible de se servir des cartes de
champ de variables telle celles de l'AAVSO ou de catalogues spécifiques tel le
PGSC (Photometric General Star Catalog), mais leur emploi reste lié au passage
repéré au préalable, mais hélas rare, d'un objet du MAP dans une des zones
restreintes couvertes par ces cartes ou ces catalogues. Il est cependant
possible de s'affranchir partiellement des références stellaires, lorsqu'on a
une solide expérience visuelle acquise sur un instrument donné. La capacité
d'apprécier de mémoire une magnitude donnée par la vision répétée d'astéroïdes,
notamment pour les deux magnitudes entières précédant la limite visuelle de
l'instrument, permet en l'absence de magnitudes stellaires sures, de déceler les
objets à discordance de magnitude, avec une assez bonne précision de 0.2 à 0.3
magnitude, dans un ciel de transparence normale. L'observation contiguë de
plusieurs astéroïdes de même magnitude prévue et situés sur des déclinaisons
similaires permet également, mais plus précisément encore, de déceler les objets
à discordance de magnitude, avec peu de références stellaires. Quelque soit la
méthode de mesure, les astéroïdes concernés feront l'objet d'une alerte du MAP
et d'une incorporation dans le programme du MAP que si la discordance constatée,
visuellement ou avec l'USNO, est égale ou supérieure à 0.3 magnitude. Le but
final est de fiabiliser la magnitude absolue d'une petite planète à un dixième
de magnitude près, l'immense majorité des astéroïdes n'ayant actuellement qu'une
précision de l'ordre d'un dixième de magnitude absolue. La précision à atteindre
dans les mesures est donc la même. Les débutants peuvent s'entraîner à
fiabiliser leurs mesures en suivant des astéroïdes dont la magnitude prévue est
sure et dont la variabilité connue est inférieure ou égale à 0.1 magnitude au
plus. Divers astéroïdes sont dans ce cas. Une liste a été dressée d'après la
table des "Minor Planet Lightcurve parameters" du recueil des "Ephemerides of
Minor Planets for 1998" de l'Institute of Theoretical Astronomy de St
Petersbourg en Russie. Sont inclus dans la liste les objets dont on possède des
données sures, non ambiguës, avec une courbe de lumière complète et une
variabilité inférieure à 0.15 magnitude. Dans leur majorité, ce sont des gros
astéroïdes faisant partie de la ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et
Jupiter.
ASTEROIDE VARIATION DE MAG.
1 Ceres 0.04
4 Vesta 0.12
8 Flora 0.02-0.10
13 Egeria 0.12
14 Irene 0.04-0.12
24 Themis 0.09-0.14
31 Euphrosyne 0.09-0.13
33 Polyhymnia 0.14
46 Hestia 0.11
51 Nemausa 0.10-0.14
52 Europa 0.09-0.10
57 Mnemosyne 0.12
59 Elpis 0.1
65 Cybele 0.04-0.12
70 Panopaea 0.12 7
2 Feronia 0.11
75 Eurydike 0.12
94 Aurora 0.12
100 Hecate 0.11
101 Helena 0.13
109 Felicitas 0.06
128 Nemesis 0.10
142 Polona 0.11
144 Vibilia 0.13
146 Lucina 0.08
156 Xanthippe 0.12
160 Una 0.14
173 Ino 0.04-0.11
197 Arete 0.10
211 Isolda 0.09
213 Lilaea 0.07
221 Eos 0.04-0.11
276 Adelheid 0.07-0.10
282 Clorinde 0.09
324 Bamberga 0.07
378 Holmia 0.13
386 Siegena 0.11
409 Aspasia 0.10-0.14
432 Pythia 0.14
451 Patientia 0.05-0.10
471 Papagena 0.11-0.13
476 Hedwig 0.13
485 Genua 0.12
512 Taurinensis 0.14
704 Interamnia 0.03-0.11
726 Joella 0.12
747 Winchester 0.08-0.13
945 Barcelona 0.09
980 Anacostia 0.10
1076 Viola 0.12
1087 Arabis 0.14
1117 Reginita 0.13
5-2 les mesures de magnitude d'astéroïde a l'aide d'une camera CCD
Avec
une caméra CCD, il est possible de s'attaquer à beaucoup plus d'objets et sur
une durée plus longue pour les plus brillants, du fait de l'accession à des
magnitudes plus faibles et d'une plus grande facilité d'acquisition des données
qu'en visuel. Point n'est besoin avec une camera CCD, de posséder un grand
instrument. Pierre ANTONINI, qui utilise entre autres un télescope de 160mm, est
très actif tant pour le MAP que pour les découvertes d'astéroïdes faites depuis
1997. Il est faisable avec une image CCD d'astéroïde de faire oeuvre utile à la
fois pour le MPC par le biais des positions astrométriques des objets du MAP et
pour le MAP lui-même, par la mesure des magnitudes des ces objets. Les mesures
astrométriques sont à envoyer directement au Minor Planet Center. Le but a
atteindre par les mesures de magnitudes et leur analyse est de fiabiliser la
magnitude absolue H d'une petite planète au dixième de magnitude, l'immense
majorité des magnitudes H des astéroïdes n'ayant actuellement au mieux qu'une
précision de cet ordre. Il faut donc arriver à fiabiliser les mesures des
astéroïdes observés au dixième de magnitude V. Le centième de magnitude
facilement obtenable avec les logiciels attachés à la camera CCD, n'est pas
utile dans l'état actuel des choses. Après les premières déterminations de
magnitudes d'astéroïdes par les utilisateurs de caméras CCD d'après des images
non filtrées, dans le cadre du MAP, plusieurs comparaisons ont été faites entre
les magnitudes déterminées visuellement et celles en CCD non filtrées. Une bonne
corrélation a été établie entre les deux types de mesures, permettant de les
réunir dans une analyse des données obtenues. l'exemple ci-dessous, tiré de la
base de magnitudes actuelle, illustre bien cette corrélation entre les
magnitudes visuelles et celles non filtrées issues des cameras CCD. La
quasi-totalité des mesures montre une discordance comprise entre 1.2 et 1.5
magnitude. 1384 Kniertje est un astéroïde n'ayant apparemment qu'une faible
amplitude de brillance, mais ayant assurément une magnitude absolue H trop
brillante d'environ 1.2 magnitude, cette erreur amenant les magnitudes V prévues
à être trop élevées.
ASTEROIDE/DATES MAG.OBS. MAG.MPC DIF.MAG. OBSERVATEURS
--------------- -------- ------- -------- ------------
1384 Kniertje -------------
98-03-22.08611 Not seen 14.6 >F/1.2 Gérard FAURE
98-03-28.06319 AMv 15.8? 14.6 F/1.2? Gérard FAURE
98-04-19.98463 UMu 15.7 14.2 F/1.5 Pierre ANTONINI
98-05-15.88550 UMu 15.7 14.4 F/1.3 Stefano SPOSETTI
98-05-15.89333 UMu 15.7 14.4 F/1.3 Stefano SPOSETTI
98-05-15.90117 UMu 15.8 14.4 F/1.4 Stefano SPOSETTI
98-05-16.97291 AMv 15.7 14.4 F/1.3 Gérard FAURE
98-05-17.91950 UMu 15.8 14.4 F/1.4 J-M. LLAPASSET
98-05-17.94972 UMu 15.8 14.4 F/1.4 J-M. LLAPASSET
98-05-18.88981 UMu 15.9 14.4 F/1.5 J-M. LLAPASSET
98-05-18.91318 UMu 15.8 14.4 F/1.4 J-M. LLAPASSET
98-05-18.93874 UMu 15.9 14.4 F/1.5 Pierre ANTONINI
98-05-18.98122 UMu 15.9 14.4 F/1.5 Pierre ANTONINI
98-06-19.87192 UMu 16.3 15.0 F/1.3 Pierre ANTONINI
98-06-19.92172 UMu 16.2 15.0 F/1.2 Pierre ANTONINI
98-06 26.92674* UMu 16.4 15.1 F/1.3 Rene ROY
98-06 26.94993* UMu 16.8 15.1 F/1.7 Rene ROY
La précision des mesures
faites dépend de nombreux facteurs, dont certains ont une grande importance. Il
faut, bien sûr, avoir un télescope à l'optique bien réglée et assurer un bon
suivi de la cible. Il faut aussi posséder de bons logiciels d'acquisition
d'images, de traitement de ces images et un catalogue stellaire fiable, tel
l'USNO sur CD-ROM pour la détermination des magnitudes asteroïdales. Il ne faut
pas oublier de faire les flats, les bias et les noirs pour ne pas faire des
mesures sur des images brutes, mais sur des images pré-traitées. Les filtres
abaissant la magnitude limite atteignable, la plupart des magnitudes faites sont
non filtrées. Il est alors nécessaire d'avoir plusieurs étoiles de calibration
pour les mesures des images non filtrées, de façon à repérer et à éliminer les
étoiles dont la couleur pourrait fausser les mesures. Il est à noter qu'en
l'absence de l'USNO, on a la possibilité de comparer la brillance des astéroïdes
par rapport à des champs d'images CCD distinctes prises la même nuit et par
rapport à des étoiles de n'importe quelle magnitude, à la condition qu'elles
soient à une hauteur similaire à la petite planète mesurée, sur un fond de ciel
similaire. Les nouveaux utilisateurs d'une caméra CCD pourront s'entraîner sur
les astéroïdes de la liste tirée de la table des "Minor Planet Lightcurve
parameters" des EMP 1998 indiquée au paragraphe 5-1 pour les débutants observant
visuellement.
6.Comment présenter les mesures de magnitude effectuées pour le
MAP?
Quelque soit votre technique d'observation, les mêmes résultats et une
même présentation vous seront demandées. Cette présentation permettra d'avoir
tous les renseignements nécessaires pour la mise à jour de la Base de données
des magnitudes du MAP. Elle facilitera la tache de rajout des nouvelles mesures
par un simple "copier-coller", avant l'adjonction des données complémentaires
que sont la magnitude V prévue (calculée à l'aide de la plus récente magnitude
absolue H connue) et l'écart de magnitude V entre la magnitude observée et celle
prévue. L'exemple ci-dessous reprenant les observations d'un astéroïde définit
les données à fournir et la présentation adéquate: 2651 Karen
98-05-24.88270 UMu 17.5 Rene ROY
98-05-24.90133 UMu 17.3 Rene ROY
98-05-24.92153 UMu 17.4 Rene ROY
Si les Prénom et NOM de l'observateur ne
posent pas de problème de compréhension, quelques précisions sur les autres
données peuvent être utiles. Après le numéro et le nom de l'astéroïde, on
inscrit la date sous la forme AA-MM-JJ.HHHHH soit "Année-Mois-Jour,Heure en
fraction de jour". La magnitude est celle déterminée visuellement ou par le
logiciel de traitement des données de caméras CCD. Elle doit être précédée du
type de magnitude défini par un groupe de trois lettres ABC définissant: A = le
type de catalogue utilise, B = M (Première lettre du mot Magnitude), C = le type
de magnitude. Les principaux types de magnitude déjà fournis par les
observateurs sont: AMv= Magnitude visuelle faite par comparaison d'astéroïdes
GMv= Magnitude visuelle faite à l'aide du catalogue GSC
UMv= Magnitude visuelle faite à l'aide du catalogue USNO
OMv= Magnitude visuelle faite à l'aide de catalogues divers(GPSC, AAVSO, HIC,..)
GMu= Magnitude CCD non filtrée (unfiltered) faite à l'aide du GSC
UMu= Magnitude CCD non filtrée (unfiltered) faite à l'aide de l'USNO
GMR= Magnitude CCD avec filtre Rouge et faite à l'aide du GSC
UMR= Magnitude CCD avec filtre Rouge et faite à l'aide de l'USNO
GMV= Magnitude CCD avec filtre V et faite à l'aide du GSC
UMV= Magnitude CCD avec filtre V et faite à l'aide de l'USNO
Malgré ce
choix apparent, il est conseille d'utiliser prioritairement L'USNO-A1.0 ou sa
version réduite USNO-SA1.0 comme CATALOGUE DE BASE. Des deux gros catalogues
stellaires existants, c'est actuellement celui qui est le plus fiable. La
version USNO-A2.0 bientôt disponible et recalibrée par rapport au catalogue HIC
D'Hipparcos devrait permettre encore une plus grande précision photométrique. En
cas d'élaboration des magnitudes à l'aide de deux catalogues pour une même
observation - ce qui peut exceptionnellement être utile pour choisir en cas de
doute la magnitude la plus en rapport avec celles précédemment établies - il est
utile d'adopter la présentation suivante: USNO GPSC
840 Zenobia
98-06-19.87639 13.8 14.3 Pierre ANTONINI
1239 Queteleta
98-06-19.90050 - 18.1 Pierre ANTONINI
98-06-19.94752 - 18.1 Pierre ANTONINI
1384 Kniertje
98-06-19.87192 16.3 17.2 Pierre ANTONINI
7. A qui envoyer les mesures effectuées pour le MAP ?
Les mesures de magnitudes peuvent être envoyées a : -Gérard
FAURE a l'adresse < gpmfaure@club-internet.fr > ....mais avec une copie
à la liste AUDE pour informer les autres membres du
réseau, à l'adresse < aude-l@obs-azur.fr > - Lawrence
GARRETT a l'adresse < Lgasteroid@Globalnetisp.net > qui retransmettra
les mesures à Gérard FAURE pour la mise a jour de la MAP Database, propriété commune
d'AUDE et de la Minor Planet Section de l'ALPO.
8.Quels objets sont a observer ?
Si vous êtes intéressé à oeuvrer pour
le MAP, voici ci-dessous la liste réactualisée des objets du programme du MAP
pour 1998. Ce programme est constitué d'une sélection d'objets à discordance de
magnitude repérée avant 1998, ou depuis le début de l'année 1998 et donc inclus
au fur et à mesure de l'annonce de la découverte d'écart de magnitude par les
messages d'alerte du MAP. La liste est à jour au 27/09/98. Les astéroïdes du
début d'année les plus brillants peuvent être réobservés durant le deuxième
semestre 98, le matin.
ASTEROIDES DATE OPPOSITION 1998 MAG.MPC
3841 Dicicco 1-01.0 15.3
3824 Brendalee 1-04.2 14.1
4467 Kaidanovskij 1-07.2 14.8
2657 Bashkiria 1-08.0 15.3
4729 1980 RO2 1-08.1 15.1
3613 1982 VJ11 1-10.5 15.3
7151 1971 SX3 1-13.9 15.4
1681 Steinmetz 1-18.6 13.9
892 Seeligeria 1-19.7 14.0
1471 Tornio 1-19.8 14.0
6398 Timhunter 1-25.8 14.9
1989 Tatry 1-26.5 14.7
5982 Pocykletus 1-29.2 15.5
1003 Lilofee 1-31.1 13.8
5445 1991 PA12 2-08.0 15.3
5792 Unstrut 2-09.4 16.7
1888 Zu-Chong-Zhi 2-12.0 14.3
775 Lumiere 2-21.9 14.4
1176 Lucidor 2-25.0 14.5
5070 Arai 3-01.6 15.0
1166 Sakuntala 3-04.2 13.1
2093 Genichesk 3-22.8 15.0 -
1998 FM5 EGA 3-22 V Max 15.3 -
1998 FX2 EGA 3-26 V Max 14.4
6619 1973 SS4 3-26.2 14.4
3913 Chemin 3-27.6 13.9
1365 Henyey 3-30.1 13.8
2651 Karen 4-02.4 16.5
3070 Aitken 4-06.2 15.1
1384 Kniertje 5-02.8 14.2
1155 Aenna 5-05.4 13.7 -
1998 HT31 EGA 5-07 V Max 15.6
1449 Virtanen 5-13.7 14.1
3401 Vanphilos 5-14.4 17.6
3875 Staehle 5-23.9 15.0
1239 Queteleta 5-24.7 16.7
4603 Bertaud 6-05.0 14.3
840 Zenobia 6-08.5 13.2
6009 1990 FQ1 6-19.8 15.1
1909 Alekhin 6-20.0 13.8
8201 1994 AH2 EGA 6-26 V Max 15.3
3455 Kristensen 6-28.5 15.3
2939 Coconino 6-30.2 14.9
2243 Lonnrot 7-04.8 14.5
6838 1995 UD9 7-19.5 16.5
4709 Ennomos 7-21.2 15.9
3731 Hancock 7-26.5 15.6
1025 Riema 7-29.5 15.2
4628 Laplace 7-31.3 15.0
1178 Irmela 8-01.5 16.1
982 Franklina 8-01.8 12.9
5985 1942 RJ 8-06.7 14.1
1664 Felix 8-08.0 16.0
458 Hercynia 8-11.9 13.3 -
1987 OA EGA 8-12 V Max 16.5
7776 Takeishi 8-12.8 14.3
6394 1990 QM2 8-13.2 15.0 -
1998 QP EGA 8-24 V Max 14.3
5641 McCleese 8-30.7 14.3
5518 Mariobotta 8-31.0 14.9
3904 Honda 8-31.5 14.7
5186 Donalu 8-31.9 15.0
9083 1994 WC4 8-31.9 14.9
2671 Abkhasia 9-03.9 16.4
1476 Cox 9-05.9 14.2 -
1998 QR15 EGA 9-06 17.1
552 Sigelinde 9-09.0 13.9
927 Ratisbona 9-24.9 14.4
3289 Mitani 10-20.2 15.3
1002 Olbersia 11-01.0 14.6
439 Ohio 11-07.9 14.0
6886 1942 CG 11-08.5 14.8
5231 Verne 11-15.3 13.9
2829 Bobhope 11-29.2 15.3
5621 Erb 12-30.2 18.4
La courbe de lumière et la période de rotation sont
inconnues pour la plupart de ces astéroïdes. Il est parfois possible de
suspecter une variabilité de la brillance de la planète des l'obtention de
quelques mesures de magnitudes. Plus important sera le nombre de mesures de
magnitudes faites, plus forte sera la possibilité de fiabiliser l'écart sur la
magnitude absolue H et éventuellement de dégager l'amplitude de la variation de
brillance, voire une courbe de lumière si l'on possède un grand nombre de
magnitudes déterminées sur une même nuit. Lors d'une expérience de calcul de la
parallaxe du géocroiseur 6037 1988 EG par les utilisateurs de caméras CCD du
réseau AUDE, en mars 1998, 121 mesures de magnitudes ont été réalisées dans la
nuit du 06 au 07 mars, sur moins de 6h de temps. Bien que déterminées par 8
observateurs ayant du matériel et des logiciels différents, une grande partie de
la courbe de lumière a pu être établie montrant une amplitude de 0.7 magnitude
et une période de rotation apparemment supérieure a 5,6 heures, grâce au nombre
important de mesures effectuées.
9.pour conclure...
Je remercie vivement Stéphane GARRO et Alain KLOTZ
pour l'aide reçue lors de l'élaboration de ce dossier concernant le Magnitude
Alert Project, ainsi que tous ceux qui ont déjà oeuvré pour ce projet amateur
international. Il est passionnant pour un amateur d'aider à découvrir les
dimensions et les formes de ces petits corps du système solaire qui parcourent
depuis des milliards d'années les profondeurs de l'espace qui nous entoure ! Il
ne tient qu'a vous de nous rejoindre et de contribuer a cette quête
passionnante... A Bientôt dans le MAP !
Gérard FAURE