Les observations ont été réalisées au cours de trois missions à
l'observatoire du mont Mégantic (OMM) (1.6m) et d'une mission au Chili à
Las Campanas sur les télescopes DuPont (2.5m) et Swope (1m). Le
tableau 
résume toutes les observations
spectroscopiques effectuées dans le cadre de ma maîtrise ainsi que dans
le cadre du projet de KDI.
Temps
1.5ex[0pt]Mission 1.5ex[0pt]Dates clair 1.5ex[0pt]Objets observés
1.5ex[0pt]Configuration 1.5ex[0pt] 1.5ex[0pt]Plage spectrale PROJET DE KUNKEL, DEMERS & IRWIN (KDI) 1992 1.4 Å 7700 Å - 8700 Å
1.5ex[0pt]Las à 1.5ex[0pt]30 1.5ex[0pt]100 étoiles C PNM diverses à à
1.5ex[0pt]Campanas 1997 1.5ex[0pt]nuits 1.5ex[0pt]759 étoiles C GNM 3 Å 7400
Å - 9200 Å PROJET DE MAÎTRISE
OMM1 1.5ex[0pt]29/07/96 1.5ex[0pt]6h 27 étoiles C galactiques 1.5ex[0pt]THX +
4 Å 7500 Å - 8900 Å
1.5ex[0pt]02/08/96 1.5ex[0pt]6h 1.5ex[0pt]600 l/mm
OMM2 1.5ex[0pt]06/10/96 1.5ex[0pt]10h 37 étoiles C galactiques 1.5ex[0pt]Loral +
2 Å 7600 Å - 8800 Å
1.5ex[0pt]07/10/96 1.5ex[0pt]1h 1.5ex[0pt]600 l/mm 07/01/97 44 étoiles C galactiques
1.5ex[0pt]Las au 1.5ex[0pt]Moi:18h 22 étoiles C PNM 1.5ex[0pt]Teck + 1.4 Å
7700 Å - 8700 Å
1.5ex[0pt]Campanas 16/01/97 1.5ex[0pt]KDI:52h 40 étoiles C GNM 1.5ex[0pt]1200 l/mm
OMM3 1.5ex[0pt]13/11/97 1.5ex[0pt]9h 42 étoiles C galactiques 1.5ex[0pt]Loral
+ 1.2 Å 7800 Å - 8700 Å
1.5ex[0pt]17/11/97 1.5ex[0pt]8h 1.5ex[0pt]830 l/mm
Les temps de poses variaient entre 10 secondes et 10 minutes selon la brillance apparente des étoiles telle qu'estimée sur la caméra de positionnement des télescopes. Il était très difficile de prévoir le temps de pose nécessaire puisque presque toutes les étoiles C sont des étoiles variables irrégulières avec des amplitudes souvent plus grandes que 2 ou 3 magnitudes.
Le tableau présente l'ensemble des étoiles C galactiques
observées. Pour chaque étoile, au lieu d'indiquer le
temps de pose, j'ai donné le rapport S/B moyen de chaque spectre,
c'est-à-dire la racine carrée du niveau moyen de comptes. À travers les
étoiles C, j'ai observé quelques étoiles géantes de types M, K, S et F car
elles sont représentées dans l'ensemble des spectres de KDI. Le
tableau indique par ``Nog'' les étoiles pour lesquelles
des données photométriques JHK ont été publiées par Noguchi (1981).
Lors des deux premières missions à l'OMM, je n'obtenais qu'un seul spectre par étoile. Ensuite, j'ai pris trois spectres pour chaque étoile afin, premièrement, de mieux éliminer les rayons cosmiques lors de l'analyse des données et, deuxièmement, d'étudier les variations de flux d'image en image dûes simplement au positionnement de la fente du spectrographe sur l'étoile. Il s'avère que très souvent, la même étoile affiche de bonnes variations du niveau continu entre trois poses consécutives. Il y a, soit perte de bleu, soit perte de rouge. Je ne peux pas expliquer ces variations. J'ai d'abord cru que ces variations étaient causées par la réfraction différentielle de l'atmosphère qui transforme l'image d'une étoile en petit spectre. Il s'agit que la fente du spectrographe soit positionnée sur un côté ou l'autre du spectre pour perdre du flux de l'autre couleur. Nous savons que la réfraction atmosphérique près de l'horizon peut être très importante (jusqu'à ), or cette réfraction dépend aussi de la longueur d'onde (voir Schroeder, 1987, p.26):
où d est la dispersion angulaire verticale en seconde d'arc entre les deux images de longueurs d'onde et , est l'angle zénithal vrai de l'astre, et est la constante de réfraction en seconde d'arc, qui dépend de la longueur d'onde.
Cependant, la dispersion par réfraction différentielle dans mon interval de longueur d'onde n'est que de 0.1 à 0.2 secondes d'arc. Ce n'est rien en comparaison à la tache d'étalement (seeing) d'environ une seconde d'arc dûe à l'atmosphère. Je ne vois pas d'autre explication cependant.
L'inégalité des flux dans le bleu et dans le rouge est encore plus prononcée lorsque la fente utilisée est étroite comme c'était le cas pour la dernière mission à l'OMM. En effet, parce ce que je désirais obtenir la même résolution qu'au Chili, j'ai dû fermer la fente au minimum pour augmenter la résolution spectrale avec le réseau le plus dispersif accessible à l'OMM (830 l/mm). Si le responsable est bien la réfraction différentielle, la solution aurait été d'aligner la fente du spectrographe perpendiculairement à l'horizon, au prix de beaucoup de temps perdu à faire la rotation de la bonette.
Sur les trois blocs de cinq nuits allouées à l'OMM, environ cinq nuits ont été dégagées et utilisées. Au Chili, l'équivalent d'à peu près deux nuits (18h) a été utilisé parmi les dix(!) nuits claires obtenues. Mes observations se faisaient en marge du projet de KDI pour lequel plus de 50h ont été consacrées lors de cette mission. Des 18 heures allouées à mon projet, la majorité a été consacrée à l'observation d'étoiles C magellaniques, alors que des étoiles C de la Voie lactée ont été observées en fin et début de nuit, lorsque le ciel était trop brillant pour continuer le programme principal de KDI (la vitesse radiale des étoiles C des NM).
Dans l'espoir de pouvoir bien classifier les étoiles C magellaniques
pour lesquelles nous avions très peu de spectres à bon S/B, j'ai
réobservé une soixantaine de ces étoiles C déjà confirmées par KDI. Les
poses typiques étaient de dix minutes pour un S/B d'environ 30. Le
temps d'intégration utilisé visait un juste équilibre entre la qualité des
spectres et le nombre d'étoiles observées, compte tenu du temps qui
m'était alloué. Le tableau présente l'ensemble
des étoiles magellaniques réobservées par moi au Chili.