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Colloque CCD 2011 Incursion en photométrie Partie I: Luc Bellavance Partie II: Damien Lemay Club dAstronomie de Rimouski.

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1 Colloque CCD 2011 Incursion en photométrie Partie I: Luc Bellavance Partie II: Damien Lemay Club dAstronomie de Rimouski

2 Partie de Luc

3 Cours 101 sur la Photométrie avec MaximDL

4 TY BOO

5 Click sur « Toggle Information »

6 Amener laperture « ou cercle »sur létoile dintérêt. Il est important que le maximum ne dépasse pas le point de saturation. Avec un encodage à 16 bits, la lecture maximum est 2 16 = 65536

7 Un peu de jargon photométrique Aperture photometry / photométrie douverture - Differential photometry / photométrie différentielle - All sky photometry / photométrie plein ciel En guise de date, on utilise les jours juliens

8 Définition du Jour Julien Julian Day (JD) Julian Day (JD) est un système de mesure du temps utilisé par les astronomes afin davoir une manière unique dexprimer les dates. Il présente les intervalles de temps en jours ou fraction de jour depuis le 1er janvier 4713 BC, à midi heure de Greenwich. Le jour Jour Julien sécoule donc de midi à midi, évitant ainsi de change de date à minuit. Il sagit dun calendrier très simple, permettant de calculer le temps écoulé entre deux événements par une simple soustraction.

9 Définition du Jour Julien Julian Day (JD) Il faut se rappeler quhistoriquement il y a eu plusieurs calendriers différents en usage simultanément et même si la situation sest améliorée, il y en a encore plus dun aujourdhui. Le JD facilite aussi la translation entre différents calendriers (comparaison des chronologies ), néanmoins il nest pas directement relié au calendrier Julien, ce dernier ayant été promulgué par Jules César en 46 BC. À midi aujourdhui en temps universel était le début du JD 2,456,049

10 Le livre de Richard Berry et James Burnell est une véritable mine dinformation pour comprendre en détail ce quest la photométrie et connaître les maths utilisés par les logiciels.

11 Il faut un diamètre suffisamment grand pour inclure les premières anneaux de diffractions de limage dune étoile Aperture photometry / photométrie douverture

12 Nova Cygne 1975 Rayon optimum recommandé par Berry/Burnell: Aperture: 6 pixels Anneau interne: 9 pixels Anneau externe: 15 pixels

13 Un click sur le bouton droit de souris permet dajuster le diamètres des anneaux

14 TY BOO Cliquer sur le bouton Analyse puis sur Photometry

15 Identifier la variable comme étant « New Object »

16 Le sablier apparaît pendant que lobjet est identifié sur toutes les photos, ça peut pendre plusieurs secondes

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18 On peut se promener dune photo à lautre afin de voir les données pour la dite étoile sur chaque photo

19 Photométrie différentielle La magnitude de lobjet est estimé par comparaison avec dautres étoiles contenues dans le même champs de vision et dont la luminosité est connue. Sapplique seulement aux photos dont le champs de vision est de moins dun degré, afin que les objets impliquées soient affectés de la aux même manière par latmosphériques Cette méthode est la plus simple et donne des résultats de haute précision

20 Identification de létoile de référence

21 En photométrie différentielle il faut indiquer la magnitude de létoile de référence, quon obtient de lAAVSO

22 F1 et F2 est le flux de lumière mesuré sur la photo pour chacune des étoiles comparées Un peu de maths pour la photométrie différentielle

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25 Supernova dans M101 Sur ces cartes, la magnitude des étoiles de référence est indiqué sans le point décimal afin déviter la confusion avec les étoiles. Ainsi, les étoiles de chaque côté de la supernova sont de magnitude 13.8 et 14.0 respectivement

26 Carte en format Digital Sky Survey DSS

27 Pour obtenir la courbe de lumière, faire click sur « View Plot»

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30 La sauvegarde est en fichier.csv quil est possible douvrir avec excel

31 Le premier chiffre (avec 10 décimales, ce qui correspond à seconde) cest la date en Jours Julien (JD) Le deuxième chiffre montre la magnitude de lobjet sous observation, avec 3 décimales La dernière colonne donne la magnitude de létoile de référence

32 TW DRA

33 RZ DRA

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35 Observation de la Supernova dans M101 SN2011FE Super Nova Découverte à la fin daoût, je jai suivit aussi souvent que possible.

36 Observation SN2011FE Jai commencé à lobserver aussitôt après lannonce de sa découverte, voici le résultat jusquen novembre 2011

37 SN2011FE Comparaison avec les données disponibles de lAAVSO

38 On a définit divers systèmes de filtres pour la photométrie, chaque filtre isole une plage du spectre. Le plus utilisé en photométrie CCD est UBVRI En pratique, le plus souvent les amateurs se limitent à BVR et certains seulement à V Filtres pour la photométrie

39 Blue RED GREEN Comparaison des filtres pour la photo couleur (RGB) et la photométrie (UBVRI) U = Ultra violet B = Blue V = Visual R = Red I = Infrared U B V R hI-hI-hI

40 Considérations supplémentaires pour le All Sky Photometry - Labsorption atmosphérique : air mass - Absorption différentielle des couleurs - Coefficient de transformation pour que les données soient ramenées au système standard

41 Au zénith = 1 air mas À 30° de lhorizon 2 À 6 ° de lhorizon 12 LAbsorption Atmosphérique Élévation30° Zénith Élévation 6°

42 LAbsorption Atmosphérique v0v0 V 0 = magnitude au dessus de latmosphère V x = magnitude instrumentale RAW k` v = coefficient ou constante pour votre filtre V X = nombre de « air mass »

43 LAbsorption Atmosphérique v0v0 Au niveau de la mer le coefficient k`v est denviron 0.24 mag/air mass et de 0.15 pour latmosphère sec dun observatoire à haute altitude

44 LAbsorption Atmosphérique Élévation 6° À moins de 30° il faut prendre en compte la courbure de la terre. À moins de cas exceptionnels, il faut éviter de travailler aussi proche de lhorizon

45 Un terme sest ajouté à léquation précédente k= coefficient dextinction de second ordre (b-v) = color index de létoile Absorption atmosphérique différentielle

46 Un terme sest ajouté à léquation précédente k= coefficient dextinction de second ordre (b-v) = color index de létoile Absorption atmosphérique différentielle

47 Transformation (correction) au système UBVRI Pour prendre en acompte la différence entre votre système (télescope, caméra et filtres) et le système standard de lUAI Il me reste à maîtriser cet aspect qui se traduit par les relations mathématiques suivantes:

48 Autres considérations pour la photométrie différentielle 1- Linéarité de la caméra 2- Ajuster le Full Wide Half Maximum (FWHM) de manère à créer un léger flouie

49 Linéarité de la STL11000 Une méthode recommandé par Berry-Burnell est de prendre une série de FLATS et de mesure la valeur moyenne au centre de limage

50 Linéarité de la STL11000 La faible pente est probablement générée par lanti blooming. Une caméra sans anti blooming est préférable pour la photométrie

51 Il nest pas nécessaire davoir des images de super qualité, en fait on recommande de mettre un peu hors foyer. Les photons sont alors éparpillés sur un plus grand nombre de pixels, ce qui diminue la probabilité de les saturer. Ca permet un temps dexposition plus long, donc moins de bruit qui affecte la lecture et la scintillation est diminuée. Ref: livre de Berry-Burnell

52 La qualité dimage précédente est suffisante pour déterminer précisément le moment du minimum de léclipse. La ligne du bas est la différence entre les deux étoiles de comparaison, ça fournit une indication du degré derreur. Ref: livre de Berry-Burnell

53 Même temps dexposition de 60 secondes mais un foyer différent. En augmentant le FWHM, on diminue le maximum de la lecture à cause du floue généré qui éparpille les photons sur un plus grand nombre de pixels. Le FWHM est une donnée fort utile

54 Conclusion - Il est possible de faire de la photométrie avec des instruments qui fournissent une performance bien ordinaire, autant du point de vue optique et mécanique. - On peut faire ça à partir dun ciel pollué - Quelques heures suffisent pour une variable à éclipse - Je vise à devenir un des meilleurs en photométrie, mais jespère ne pas être le seul. Jinvite les compétiteurs à joindre les rangs


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