«A la recherche d'un système binaire. Etudes de petits corps du système solaire.»

Olympiade de Physique: «A la recherche d'un système binaire. Etudes de petits corps du système solaire.» Eleve : Wagrez Kevin, Del Freo Florent, Paulo Julien Professeurs: Strajnic Jean, Dugast Olivier

Abstract : Nous recherchons des astéroïdes supposés doubles en nous basant sur l'hypothèse d'alain KLOTZ (maître de conférence à l'université de Toulouse) : "les astéroïdes doubles seraient en grande majorité des astéroïdes ayant une courbe sinusoïdale parfaite." Nos chances d'en découvrir un nouveau augmenteraient en étudiant des courbes photométriques sinusoïdales. Nous avons pour cela, eu la chance d'effectuer un stage à l'observatoire de Haute provence durant une semaine, afin d'observer et de recueillir des informations sur les astéroïdes grâce à une méthode appelée photométrie. A l'aide d'un télescope professionel et d'une caméra CCD, nous avons pu prendre des photos qui, après traitement, nous ont apporté certaines informations : la période de rotation de l'astéroïde sur lui même et sa forme, desquelles nous essayons de déduire la nature binaire d'un astéroïde, Introduction: Le travail présenté ici s'inscrit dans un programme de recherche plus large coordonné par des chercheurs professionnels. Ce programme vise à approfondir et élargir les conaissaissances que nous avons des familles d'astéroïdes. Il est important d'insister sur l'étroite collaboration avec certains chercheurs qui a permis d'assurer la consistance de notre projet. Ce qui pour nous est l'un des points les plus remarquable de ce travail est la possibilité qui nous à été offerte d'appréhender dans sa globalité et son unité la démarche scientifique. Notre ambition dans ce projet a été de parvenir à établir, en assumant les éxigences les plus hautes, des résultats fiables qui puissent servir le programme général de conaissance scientifique auquel nous sommes associés. Comprendre la nature de l'objet observé, élaborer une stratégie d'observation, parvenir à garantir la qualité des résultats obtenus sont les trois grandes articulations de nos travaux. Notre groupe est lui-même inscrit dans un projet pédagogique lycéen appelé projet callisto ( pour le développement de la culture scientifique et technique et la sensibilisation à la recherche ). Notre campagne de mesure a été réalise sur le site de l'observatoire de haute provence ( OHP ) appartenant au CNRS grâce au téléscope «T80», téléscope professionnel mis à notre disposition durant notre séjour. I L'hypothèse 1.1) asteroïdes doubles On appelle astéroïde double un astéroïde simple associé à un autre objet (dit satellite) en orbite autour de celui-ci. Nous en connaissons seulement une trentaine sur les 130 000 astéroïdes assez bien

connus. Ce très faible nombre montre la très grande difficulté de detection. C'est le pari que nous avons choisi de relever. Antiope : un astéroïde double 1.2) Notre hypothèse Comme nous l'avons déjà ennoncé, notre hypothèse sera celle emprunter a Alain Klotz, c'est a dire, rapellons-le, que etudier des astéroïdes avec une courbe photométrique parfaitement sinusoïdale augmente nos chances d'etudier un astéroïde binaire jusque là inconu II La Stratégie 2.1) La photométrie La photométrie consiste à mesurer automatiquement la variation d'éclat d'astres dans une séquence d'images et de les exprimer en fonction du temps. Une diminution brutale de cette variabilité peut être le signe du passage du satellite devant l'astéroïde (occultation).cette technique permet de découvrir des étoiles doubles très serrées avec des séparations angulaires de l'ordre de 0.01", séparation trop petite pour être observée visuellement et trop grande pour être décelée par spectroscopie. L'application première de ce type de fonction est la mesure de la variation de la magnitude d'un objet en fonction du temps. L'objet sera par exemple une étoile variable ou encore un astéroïde (dans ce dernier cas la variation d'éclat est produite par la rotation sur lui-même d'un corps ne présentant pas de symétrie de révolution). Le principe d'analyse est différentiel : on compare l'éclat de l'objet variable à celui d'étoiles fixes. Le résultat de l'analyse est la différence d'éclat entre l'objet étudié et une ou plusieurs étoiles de comparaison, c'est pour cela que l' on parle de technique de photométrie différentielle. On sélectionne sur l'image cinq objets, l'un sera l'objet étudié, (celui dont on soupçonne la variabilité, dans notre cas, un astéroïde), les quatre autres objets sont des étoiles dites de comparaison ou de référence, dont l'éclat est généralement stable. La disposition de plusieurs étoiles permet de réduire l'erreur

de mesure en réalisant une moyenne de l'éclat lumineux de celles-ci ou encore, de détecter la présence d'un objet parasite variable dans les étoiles de comparaison. Le cas de la mesure d'un astéroïde est particulier car l'objet est mobile parmi le champ d'étoiles qui doit rester le même tout au long de la mesure. L'outil d'analyse doit donc tenir compte de ce mouvement afin d'être sûr de mesurer toujours le même objet en fonction du temps. Cette activité particulière est fortement encouragée par les professionnels qui trouvent ainsi en l'amateur une aide non négligeable et fort appréciée. Pour avoir une valeur scientifique les mesures doivent non seulement être forts nombreuses mais surtout précises; la photométrie offre ces deux avantages. L'exploitation des résultats obtenus après traitement des images nous révèle une courbe représentative de la variabilité lumineuse de l'objet observé, ainsi que la constante de magnitude dû à la transparence du ciel et la courbe de référence des étoiles de comparaison. Dans notre cas, une chute brutale de l'intensité lumineuse pourrait être le signe d'une occultation de l'astéroïde par un satellite : un astéroïde double. Une telle occultation ne pouvant se réaliser que lorsque l'astéroïde, son satellite et la Terre sont alignés dans cet ordre. Cette configuration très rare, qui doit de plus coïncider avec le temps d'observation, peut expliquer le faible nombre d'astéroïdes doubles connus.

courbe photométrique d'un astéroïde de type binaire Ainsi le choix de la photométrie nous permet de détecter la présence d'un satellite dans le systeme de l'asteroïde. C'est le choix stratégique pour lequel nous avons opter afin de vérifier notre hypothèse. 2.2) Une modelisation de la méthode d'observation Nous avons essayé de reproduire les conditions d'observation photométrique en laboratoire et ainsi pouvoir faire varier les conditions du phénomène afin de pouvoir coreller la forme de la courbe photométrique avec la production même du phénomène. Le matèriel utilisé peut se résumer a un ordinateur, une webcam, un moteur et une lampe representant respectivement le receuilleur d'image, la caméra, la rotation de l'asteroïde et le soleil. Le parti pri a été de réaliser un système binaire synchrome, pour des simplicités de realisation, représenté par deux poignées de plâtre, l'une plus grande que l'autre, fixées sur deux tiges en fer, le tout relié au moteur.ainsi nous avons put assimiler et varier, en changeant l'inclinaison du système, les conditions du phénomène.

Le Montage:

Ces observations et ces mesures nous ont permit d'assimiler concrètement le principe de la photométrie ainsi que l'importance des conditions d'observation pour cette dicipline. Cette experience que nous avons réalisé est une etape importante pour mieux comprendre ce que l'on va réaliser. 2.3) Deuxième partie de la stratègie: le choix des cibles 2.3.1) Les astéroïdes intéressants Dans notre recherche des astéroïdes doubles, nous avons établi une liste de cibles observables et potentiellement doubles. Pour cela, nous nous sommes basés sur une banque de donnée d'astéroïdes sur internet à l'adresse http://obswww.unige.ch/~behrend/page_lis.html. A partir de cette liste nous avons effectué un premier tri en choisissant les courbes sinusoïdales conventionnellement a notre hypothèse. Notre choix dependait également d'un autre critère : la courte durée de notre séjour à l'ohp nous imposait d'étudier des astéroïdes à courte période de rotation sur euxmême. 2.3.2) Détermination des astéroïdes observables grâce aux éphémérides Une fois ce premier tri effectué, il a fallu déterminer lesquels de ces astéroïdes étaient observables de notre position sur terre et avec notre matériel. Pour cela, nous avons eu besoin des éphémérides de ces astéroïdes que l'on trouve sur le site Minor Planet Center à l'adresse http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpeph/mpeph.html. Les éphémérides d'un astéroïde sont une compilation des informations nécessaire à son observation. Par exemple, les éphémérides de l'astéroïde «Desdemona»lors de notre seconde nuit d'observation de 0 a 6h TU se présentent sous cette forme : Date (UT) 2005 2005 2005 2005 2005 2005 2005 11 11 11 11 11 11 11 R.A. (J2000) 30 30 30 30 30 30 30 000000 010000 020000 030000 040000 050000 060000 09 09 09 09 09 09 09 31 31 31 31 31 31 31 06.8 07.8 08.8 09.8 10.8 11.8 12.7 Decl. +04 +04 +04 +04 +04 +04 +04 Delta 59 59 58 58 58 58 57 18 03 49 34 19 04 50 2.018 2.017 2.017 2.016 2.016 2.016 2.015 r 2.453 2.453 2.453 2.453 2.453 2.453 2.453 V 15.5 15.5 15.5 15.5 15.5 15.5 15.5 Sky Motion "/min P.A. 0.35 133.7 0.35 134.2 0.35 134.5 0.35 134.8 0.35 135.0 0.35 135.1 0.35 135.1 Object Azi. Alt. 282 294 308 326 347 011 033 +19 +30 +39 +46 +51 +51 +47 Voici la signification de chacune des valeurs qui nous interesse : Date : la date exprimée en Temps Universel, c'est à dire l'heure utilisée par tous les astronomes sur Terre. En France, il suffit de soustraire une heure à l'heure locale en heure d'hiver ou deux heures en heure d'été.

R.A : la valeur R.A ( Right ascension ) correspond à la longitude de l'objet dans l'espace. Elle est exprimée en h/m/s d'arc ( 1 seconde d'arc = 1/3600 degré ) Decl : Decl ( ou declinaison ) correspond à la latitude de l'objet dans l'espace. Elle est exprimée en h/m/s d'arc V : V ( de l'anglais Visual ) est la magnitude de l'objet, plus V est grand, moins l'objet est lumineux. Comme repère, le Soleil a une magnitude de -26 et l'étoile Vegas a une magnitude voisine de 0 Sky Motion : la colonne ''/min nous donne la vitesse angulaire en h/m/s d'arc et la colonne P.A nous donne sa direction de déplacement en degrés par rapport au nord ( la rotation est en sens direct) Object : la colonne Object nous donne l'azimut et surtout l'altitude par rapport à l'horizon de l'astéroïde. Cette altitude est importante car le téléscope ne peut être baissé au-dessous de 20 degrés (le miroir principal, non fixé car il est susceptible de se dilater en fonction de la température, risquerait de tomber). Les astéroïdes n'ayant pas une altitude supérieure à 20 degrés pendant une nuit donnée ne pourront être observés. Toutes ces conditions nous mènent à une liste restreinte d'astéroïdes observables chaque nuit. III L'observation 3.1) L'acquisition 3.1.1) Le T-80 Nous sommes allés à l'ohp ( Observatoire de Haute Provence apartenant au Centre National de Recherche Spatiale ) afin de pouvoir travailler sur le téléscope nommé T-80. Nous avons d'abord établi les caractéristiques de ce téléscope et nous nous sommes rappelés également son mode de fonctionnement. Voici le résultat de nos recherches : diamètre du miroir principal : 80 cm Distance focale : 15,6 mètres Schéma du fonctionnement du T-80

Allure extérieure du T-80 3.1.2) Le pointage Pour pouvoir observer notre astéroïde nous avons besoin au préalable de le pointer avec le téléscope. Comment réalise-t-on le pointage? Grâce aux éphémérides nous pouvons régler le téléscope sur la cible avec les valeurs de longitude ( Ascension droite ou R.A. en anglais ) et de latitude ( Déclinaison ) données par celles-ci à un instant donné. Une fois les coordonnées rentrées le travail n'est pas terminé. En effet il faut pouvoir repérer l'astéroïde parmi tous les points lumineux de l'image qui correspondent soit à celui-ci soit aux étoiles du ciel observé. Nous savons que les étoiles, étant situées à l'infini par rapport à la terre, ont un déplacement quasiment nul à l'observation terrestre et donc cela permet une cartographie des étoiles. Une application JAVA a ainsi été créée afin de répertorier les images de toutes les parties du ciel astronomique comprenant uniquement les étoiles ( http://aladin.ustrasbg.fr/java/nph-aladin.pl?frame=launching ) Ainsi nous récuperons l'image du logiciel JAVA correspondant à la partie du ciel observé et la comparons avec une image obtenue par le téléscope. Par comparaison nous réussirons à déterminer l'objet de nos interêts. Cependant les coordonnées données par les éphémérides ainsi que le pointage sont à une précision d'échelle humaine. Il nous faut donc, recadrer l'astéroïde de manière à ce que l'on insère dans le cadre de l'image les étoiles les plus brillantes nous servant de référence (comme le nécéssite la photométrie différentielle détaillée plus haut), tout en essayant, d'après la vitesse et l'angle de déplacement de l'astéroïde, d'avoir dans le champ le maximum de son trajet. 3.1.3) L'acquisition des images

Pour obtenir les images du ciel, nous positionnons une caméra CCD derrière le téléscope. Cette caméra a été choisie pour ses caractéristiques intéressantes dans le cadre d'une observation.cette caméra a une résolution intéressante pour notre objectif et permet d'obtenir des images avec un temps de pose suffisamment long. Pourquoi ce temps de pose doit-il être long? Pour comprendre le temps de pose, il faut comprendre le fonctionnement même de la photo. Lorsque l'on prend une photo, on expose un capteur à la lumière qui le bombarde de photon. Plus longtemps le capteur est exposé à cette lumière plus le capteur reçoit de photons et plus l'image sera lumineuse. On apelle «temps de pose» la durée pendant laquelle le capteur est exposé aux photons. Les photos que l'on a l'habitude de prendre avec nos appareils de tous les jours sont très lumineuses et le temps nécessaire à la récolte de photons est quasi-nul comparativement à celui nécessaire pour les photos d'objets de l'espace. Ces derniers, invisibles à l'oeil nu, sont très faiblement lumineux. Le temps de pose nécessaire pour avoir des images sur lesquelles nous voyons apparaître les astéroïdes peut-être très long ( les temps de poses que nous avons utilisés varient de 30 secondes à 2 minutes ). Cependant, la capacité en photons des photosites du capteur CCD est limitée. Lorsque celle-ci sature, les photons débordent des photosites et passe sur d'autres, ce qui fausse la mesure d'intensité lumineuse sur la photo. Il faut donc éviter à tout prix la saturation lors de l'acquisition des images, d'où l'importance de bien choisir le temps de pose. Ce temps de pose sera ordonné à la caméra par le biais du logiciel AUDELA. En effet la fonction «acquisition» de ce logiciel permet d'obtenir des images de temps de pose réglables selon les besoins ( faibles pour le cadrage ou plus fort pour les images que l'on cherche à prendre ). Ainsi nous lancerons grâce à cette fonction une série de prises avec un temps de pose donné et un nombre de prises déterminé selon le temps disponible pour l'observation de l'astéroïde. Cependant nous restons actifs durant le processus. En effet à cause de la rotation de la Terre nous devons compenser ce mouvement par une rotation du téléscope dans le sens inverse à l'aide d'un moteur qui est réglé pour tourner le téléscope. Cette compensation implique un mouvement du téléscope, et ceci nous oblige à déplacer l'ouverture de la coupole toutes les 30 minutes pour empêcher que la coupole ne cache le ciel. Nous devons aussi surveiller les prises pour vérifier si la compensation de notre mouvement n'est ni trop grande ni trop petite et la rectifier ( approximativement ). On remarque cette dérive en prenant comme repère une étoile et en regardant si elle se déplace sur l'image.

Une photo du ciel prise par AUDELA IV Exploitation 4.1) Le pré-traitement 4.1.1) Procédure L'étape du prétraitement a pour but de corriger l'image des défauts à haute fréquence. Les artefacts empêchent toute mesure fiable. Il faut donc les éliminer. Pour les faire disparaître, on utilise les darks, les offsets et les flats. Repérage des artefacts sur une image brute :

Procédure de prétraitement : On commence par l'élimination du courant d obscurité généré par la CCD. Pour cela on fait un «superdark» que l'on obtient en faisant la médiane des darks auxquels on soustrait à chacun l'offset qui lui correspond. On soustrait ce superdark à l'image brute que l'on veut prétraiter. Ensuite on élimine les poussières et le vignettage dut au télescope. Pour cela on fait un «superflat» que l'on obtient en faisant la moyenne des flats auxquels on a soustrait l'offset qui lui correspond. On divise ce superflat à l'image à laquelle on a soustrait le superdark. On obtient ainsi une image prétraitée.

superdark Image non pré-traitée superflat superoffset Image pré-traitée 4.1.2) Méthode de pré-traitement Ainsi sur la photo non-traitée ( appelée image brute ) apparaissent tous ces parasites. Il faut donc essayer de les supprimer de l'image pour qu'elle soit exploitable. Pour pouvoir avoir une image des imperfections de matériel et de la lumière émise par le noir nous fermons l'obturateur du téléscope ce qui coupe la lumière et nous prenons une quinzaine de photos avec cette configuration du téléscope avec un temps de pose égal à celui utilisé lors de l'image brute. Ainsi nous obtenons une image Dark. Nous en prenons environ une quinzaine. Pour obtenir une image des tâches de poussière du flat nous prenons une photo d'un corps blanc illuminé. Le corps blanc étant plus lumineux les pixels sur l'image saturent plus facilement. Ainsi nous prenons un temps de pose égal à 2/3 du temps de pose utilisé lors de la prise de l'image brute. Ainsi nous obtenons une image Flat. Nous en prenons également environ une quinzaine. Pour commencer le pré-traitement nous utilisons le logiciel AUDELA et les différents scripts à notre disposition. Notre première étape est de réaliser le «Super-Dark» qui est en fait le résultat sous forme d'image de la médiane de

l'intensité lumineuse de tous les pixels de toutes les images dark. Pour cela nous utilisons l'option «makedark» du script OHP. Il s'occupe de faire la médiane de l'intensité lumineuse de tous les pixels. Ce Super-Dark nous permet d'éliminer certaines valeurs absurdes ( Bruit ) apparaissant sur certains pixels des Darks. La seconde étape consiste à créer le «Super-Flat» qui est l'homologue du Superdark mais pour le Flat. Pour le créer nous utilisons l'option «makeflat» du script OHP. Ce super-flat nous permet aussi de supprimer certaines valeurs absurdes apparues sur certains pixels des flats. La troisième étape consiste à «soustraire» le Super-dark à toutes les images brutes pour éliminer les imperfections de matériel et la lumière émise par le noir des images brutes. Pour cela nous utilisons l'option cordark du script OHP. Celuici efface toutes les traces visibles du Super-dark qui apparaissent dans l'image brute et ainsi nous obtenons une image sans parasites causés par les imperfections de matériel et par la lumière émise par le noir. La quatrième étape consiste à diviser la valeur de l'intensité de chaque pixel de l'image après soustraction du Super-dark par la valeur de l'intensité de chaque pixel du super-flat et ensuite multiplier par la moyenne d'intensité lumineuse des pixels de l'image de départ pour obtenir une luminosité normale ( la division du super-flat ayant diminué la luminosité de l'image auparavant )

La cinquième étape est la registration. Pendant l'acquisition, la compensation de la dérive explicitée plus précédemment est approximative, il y a donc une dérive résiduelle qui décale les images les unes par rapport aux autre, ce qui empêche le logiciel AUDELA de repérer l'étoile sur la série. La registration consiste donc a prendre une étoile comme référence, et à déplacer toute l'image de façon à la replacer a l'exacte position qu'elle avait sur la première image. Première image prise de Desdemona Dernière image prise de Desdemona On peut remarquer grâce au deux étoiles sur la droite que la dernière image est décalée par rapport à la première.

4.2) Exploitation des images pré-traitées A présent, nos images sont «propres», donc la magnitude des objets apparaissant sur nos images n'est plus faussée par un quelconque parasite, on peut commencer à les exploiter photométriquement. Pour cela, on utlise un script nommé «Calaphot» par le logiciel Audela qui nous permet de tracer une courbe. Pour cela, on sélectionne des étoiles de référence à magnitude constante que l'on relève dans l'atlas Aladin. Celles-ci, de part leur magnitude constante, permettront de déterminer par une photométrie différentielle la magnitude de l'astéroïde au cours de son déplacement. Audace, script calaphot, position etoile On sélectionne ensuite les positions initiale et finale de l'astéroïde afin de visualiser sa trajectoire.

Audace, script calaphot, position astéroïde V Résultats A la fin du script nous obtenons deux type de résultats, un sous forme de texte: NOM Desdemona MES Paulo Julien, Wagrez Kevin, Olivier Jade, Rocca Magali, Del Freo Florent @511 POS 0 45.00 CAP Marconi 4240 TEL 0.80 15.6 cassegrain CAT USNO B1,R FIL R ; Données traitées par CalaPhot v3.3 sous AudeLA 1 1 20051130.13165 T 14.429 0.011 1 1 20051130.13221 T 14.418 0.011 1 1 20051130.13277 T 14.426 0.011 1 1 20051130.13333 T 14.414 0.011 1 1 20051130.13388 T 14.426 0.011 1 1 20051130.13444 T 14.425 0.011 1 1 20051130.13500 T 14.400 0.011 1 1 20051130.13668 T 14.433 0.011 1 1 20051130.13724 T 14.429 0.011 1 1 20051130.13779 T 14.448 0.011 Et l'autre sous forme de courbe : courbe de Desdemona

On peut observer que la courbe de magnitude de Desdemona augmente de manière constante sur la partie de sa période que l'on a pu observer. Nous n'avons pas assez d'informations pour en conclure que cet astéroïde est un astéroïde double.en effet seulement la courbe de Desdemona sur une période entière aurait pu, en cas d'occultation, nous permettre d'observer cette même occultation et donc de conclure que c'est un système binaire. Nos autres résultats

OPIK SILESIA

JESSONDA Conclusion Après notre semaine de séjour, dont trois nuits d'observation dans de bonnes conditions météo, nous avons pu recueillir des informations sur la période et la forme de quelques astéroïdes. En ce qui concerne la recherche des astéroïdes doubles, aucune occultation n'a été repérée, ce qui ne signifie pas obligatoirement que les astéroïdes en question ne sont pas double. Ceci dit, nous avons envoyé nos informations à Raoul Behrend ( professionnel propriétaire du site internet de référence pour les courbes photométriques) afin qu'il puisse utiliser nos résultats et avancer dans ses connaissances sur les astéroïdes étudiés. Voici le mail que nous avons reçu de Raoul Berend De: Petr Pravec [ppravec@asu.cas.cz] Envoyé: lundi 5 décembre 2005 10:10 À: Raoul Behrend Cc: Alan W Harris; Raymond Poncy; René Roy; Jean Strajnic; Alain Klotz; Laurent Bernasconi; Brian Warner Objet: Re: (549) Jessonda - finally finalist Indicateur de suivi: Assurer un suivi État de l'indicateur: Avec indicateur Dear Raoul, This one looks nicely done. Yes, it appears single-periodic with no significant deviations, so it is a binary non-detection. Cheers, Petr Dear Alan, Petr, Raymond, René, Jean, Alain, Laurent and Brian, (549) Jessonda is now finalist, thanks to the work by Raymond Poncy,

RenéRoy, Paulo Julien, Wagre Kevin, Olivier Jade, Rocca Magali, Del Freo Florent, Jean Strajnic, Laurent Bernasconi (and myself). We thought for some time that Jessonda was an asynchroneous binary, but careful rereduction of the images showedthe at least 9/10 of the "abnormal signal" disapeared, so we think that the binary state is not "probable", even if there remain some unexpected very small drifts. http://obswww.unige.ch/~behrend/page2cou.html#000549 Cheers, Raoul Ce mail nous indique que les informations que nous avons collectés puis traités ont permis de de terminer la courbe photométrique de Jessonda et de dire avec certitude que Jessonda n'est pas binaire. L'adresse qui nous est indiquée à la fin du mail est celle de la courbe de l'astéroïde Jessonda où nos noms apparaissent à présent a coté de ceux de professionnels de la photométrie. En ce qui concerne les autres astéroïdes ( Desdemona, Silicea et Opik entre autres ), les résultats de nos travaux ont aussi intégrés au site, et c'est pour nous un honneur d'avoir pu, en tant que simples lycéens, faire avancer la connaissance des astéroïdes au niveau professionnel. Certes nous n'avons pas put valider ou réfuter l'hypothèse initiale, mais on a pu voir que notre participation au programme a été bénéfique en tout point, tout d'abord pour la recherche même avec des précisions sur des objets celestes peu connus qui ont été déduis de nos travaux, puis et surtout à nous même lycéens, qui avons put avoir la possibilité d'aborder la Science au plus près. Et c'est pour cela que notre groupe de travail remercieront sincèrement tout les contributeurs de cette expèrience, et en particulier le centre OHP, en ce fin de rapport.