Incursion en photométrie Colloque CCD 2011 Incursion en photométrie Partie I: Luc Bellavance Partie II: Damien Lemay Club d’Astronomie de Rimouski

Partie de Luc

Cours 101 sur la Photométrie avec MaximDL

TY BOO

Click sur « Toggle Information » TY BOO

Amener l’aperture « ou cercle »sur l’étoile d’intérêt Amener l’aperture « ou cercle »sur l’étoile d’intérêt. Il est important que le maximum ne dépasse pas le point de saturation. Avec un encodage à 16 bits, la lecture maximum est 216 = 65536

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

Définition du Jour Julien Julian Day (JD) Julian Day (JD) est un système de mesure du temps utilisé par les astronomes afin d’avoir une manière unique d’exprimer 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 s’écoule donc de midi à midi, évitant ainsi de change de date à minuit. Il s’agit d’un calendrier très simple, permettant de calculer le temps écoulé entre deux événements par une simple soustraction.

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

Le livre de Richard Berry et James Burnell est une véritable mine d’information pour comprendre en détail ce qu’est la photométrie et connaître les maths utilisés par les logiciels.

Aperture photometry / photométrie d’ouverture Il faut un diamètre suffisamment grand pour inclure les premières anneaux de diffractions de l’image d’une étoile

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

Un click sur le bouton droit de souris permet d’ajuster le diamètres des anneaux

Cliquer sur le bouton Analyse puis sur Photometry TY BOO

Identifier la variable comme étant « New Object »

Le sablier apparaît pendant que l’objet est identifié sur toutes les photos, ça peut pendre plusieurs secondes

On peut se promener d’une photo à l’autre afin de voir les données pour la dite étoile sur chaque photo

Photométrie différentielle La magnitude de l’objet est estimé par comparaison avec d’autres étoiles contenues dans le même champs de vision et dont la luminosité est connue. S’applique seulement aux photos dont le champs de vision est de moins d’un degré, afin que les objets impliquées soient affectés de la aux même manière par l’atmosphériques Cette méthode est la plus simple et donne des résultats de haute précision

Identification de l’étoile de référence

En photométrie différentielle il faut indiquer la magnitude de l’étoile de référence, qu’on obtient de l’AAVSO

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

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

Carte en format Digital Sky Survey DSS

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

La sauvegarde est en fichier La sauvegarde est en fichier .csv qu’il est possible d’ouvrir avec excel

Le premier chiffre (avec 10 décimales, ce qui correspond à 10-5 seconde) c’est la date en Jours Julien (JD) Le deuxième chiffre montre la magnitude de l’objet sous observation, avec 3 décimales La dernière colonne donne la magnitude de l’étoile de référence

TW DRA

RZ DRA

Observation de la Supernova dans M101 SN2011FE Découverte à la fin d’août, je j’ai suivit aussi souvent que possible. Super Nova

Observation SN2011FE J’ai commencé à l’observer aussitôt après l’annonce de sa découverte, voici le résultat jusqu’en novembre 2011

SN2011FE Comparaison avec les données disponibles de l’AAVSO

Filtres pour la photométrie 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

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

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

L’Absorption Atmosphérique Zénith Élévation30° Élévation 6° Au zénith = 1 air mas À 30° de l’horizon 2 À 6 ° de l’horizon 12

L’Absorption Atmosphérique V0 = magnitude au dessus de l’atmosphère Vx= magnitude instrumentale RAW k`v = coefficient ou constante pour votre filtre V X = nombre de « air mass » v0

L’Absorption Atmosphérique Au niveau de la mer le coefficient k`v est d’environ 0.24 mag/air mass et de 0.15 pour l’atmosphère sec d’un observatoire à haute altitude v0

L’Absorption Atmosphérique 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 l’horizon Élévation 6°

Absorption atmosphérique différentielle Un terme s’est ajouté à l’équation précédente k’’= coefficient d’extinction de second ordre (b-v) = color index de l’étoile

Absorption atmosphérique différentielle Un terme s’est ajouté à l’équation précédente k’’= coefficient d’extinction de second ordre (b-v) = color index de l’étoile

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

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

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 l’image

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

Il n’est pas nécessaire d’avoir 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 d’exposition plus long, donc moins de bruit qui affecte la lecture et la scintillation est diminuée. Ref: livre de Berry-Burnell

La qualité d’image précédente est suffisante pour déterminer précisément le moment du minimum de l’éclipse. La ligne du bas est la différence entre les deux étoiles de comparaison, ça fournit une indication du degré d’erreur. Ref: livre de Berry-Burnell

Le FWHM est une donnée fort utile Même temps d’exposition 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.

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 d’un ciel pollué Quelques heures suffisent pour une variable à éclipse Je vise à devenir un des meilleurs en photométrie, mais j’espère ne pas être le seul. J’invite les compétiteurs à joindre les rangs