Colloque CCD 2011 Incursion en photométrie

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

2. Partie de Luc

3. Cours 101 sur la Photométrie avec MaximDL

4. TY BOO

5. Click sur « Toggle Information » TY BOO

6. 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

7. 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

8. Définition du Jour JulienJulian 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.

9. Définition du Jour JulienJulian 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

10. 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.

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

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 d’ajuster le diamètres des anneaux

14. Cliquer sur le bouton Analyse puis sur Photometry TY BOO

15. Identifier la variable comme étant « New Object »

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

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

19. 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

20. Identification de l’étoile de référence

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

22. 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

25. 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

26. Carte en format Digital Sky Survey DSS

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

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

31. 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

32. TW DRA

33. RZ DRA

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

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

37. SN2011FE Comparaison avec les données disponibles de l’AAVSO

38. 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

39. 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

40. 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

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

42. 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

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

44. 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°

45. 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

46. 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

47. 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:

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 l’image

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