Manuel d'Observation DSLR de l’AAVSO · écrit ce manuel pour qu'il soit aussi...

Manueld'ObservationDSLRdel’AAVSO

Version1.4–Mars2016

AAVSO49BayStateRoad

Cambridge,MA02138phone:+1617354-0484email:aavso@aavso.org

Avant-propos

Cemanuel constitueune introductiondebaseet un guide à l'utilisationd'unappareil photoDSLRpourfairedesobservationsd'étoilesvariables.IlestdestinéauxdébutantscommeauxobservateursDSLR de niveau intermédiaire, bien que de nombreux observateurs puissent trouver son contenuutile.

Ce manuel a été inspiré par le grand intérêt dans la photométrie DSLR rencontré durant le pro-gramme Sky Citizen de l'AAVSO. Lesmatériels d'imagerie évoluent rapidement, aussi, nous avonsécritcemanuelpourqu'ilsoitaussigénéralistequepossibleetdéplacé lessujets logicielsetspéci-fiquesauxappareilsphotosdanslesforumsDSLRdel'AAVSO.

LaplusgrandepartieducontenudeceschapitresaétéécritependantletroisièmeatelierduCitizenSkyquiaeulieuentrele22etle24mars2013àl'AAVSO.Lespersonnesresponsablesdelacréationducontenudeceschapitressont:

Chapitre1(Introduction):ColinLittlefield,PaulNorris,Richard(Doc)Kinne,MatthewTempletonChapitre2(Vued'ensembledel'équipement):RogerPieri,RebeccaJackson,MichaelBrewster,MatthewTempletonChapitre3(Vued'ensembledulogiciel):MarkBlackford,Heinz-BerndEggenstein,MartinConnors,IanDoktorChapitres4&5(Acquisitionettraitementd'image):RobertBuchheim,DonaldCol-lins,TimHager,BobManske,MatthewTempletonChapitre6(Transformation):BrianKloppenborg,ArneHendenChapitre7(Programmed'observation:DesLoughney,MikeSimonsen,ToddBrownFiguresdiverses:PaulValleli

Traductionfrançaise:BernardCandela

Nousvoussouhaitonsdescieuxclairsetdebonnesobservations!

ArneHenden,DirecteurRebeccaTurner,DirecteurdesOpérationsBrianKloppenborg,EditeurMatthewTempleton,DirecteurscientifiqueElizabethWaagen,AssistanttechniqueSeniorAmericanAssociationofVariableStarObserversCambridge,MassachusettsMars2016

Chapitre1:IntroductionVouseffectuezvotre joggingunenuitdansvotreparchabituel. Il faitsombre,maisvousconnaissezbienlazone,aussivousn'avezpaspeurdebutersurunobstacle.Cependant,cesoir,quelquechosedenouveauapparait.Vousremarquezquelqu'unsurlebordducheminavecunappareilphotosuruntrépied.Etrangement,vousremarquezquesonregardetsonappareilpointentverslehautsurleciel.Vous jetez un coupd'œil vers le ciel et notezuniquement les points les plus lumineuxde votre cielpollué.Quefaitcettepersonne?Danscecas,lafemme,quiestprofesseurd'histoiredansuneUniver-sité,effectuedesmesuresdeluminositédecertainesétoiles,desdonnéesquiserontutilesauxastro-nomesprofessionnels.C'estuneparmi lapartie croissantedespersonnesappelées "citoyen scienti-fique".Cemanuelvavousmontrercommentvouspouvezyparticiperégalement.

1.1PrologueLaplupartd'entrenousquiontunintérêtpassagerpourl'astronomie,peut-êtreenlisantunmaga-zine d'astronomie de temps en temps, ont vus les superbes photos qui enjolivent leurs pages. Laplupartdecesimagesontétéprisesavecdesappareilsphotosmontéssurdestélescopesguidésettraitéespourqu'ellesapparaissentaussibellesqu'elleslesont.Celaestdudomainedel'astrophoto-graphie.Cemanuelvavousentrainerdansuneautredirection.Ici,nousallonsparlerdelafaçonaveclaquelle vous pouvez prendre des photos de valeur scientifique pour mesurer la luminosité desétoilesvariables-étoilesdontlaluminositéchangedansletemps.Lebutdecemanuelestdevousguidertoutaulongduprocessusd'utilisationdumêmeappareilphotoDSLRquevousutilisezpourlaphotographiede tous les jourspour contribuer à la productiondedonnéesdequalité scientifiquepourlacommunautéastronomique.

1.2AudiencecibleCemanuelestdestinéàceuxquisontintéresséspourutiliserunappareilphotoDSLRafindemesurerles luminositésdesétoilesvariables. Laplusgrandepartiedecemanuelestdestinéeaudébutant,maisilfournitaussidesdétailsdehautniveauquel'amateuravancépeuttrouverintéressant.

Lesastronomesamateurspeuventtrouverdanslamesuredesétoilesvariablesunenouvelledimen-sionàleurhobby.C'estunvrairégaldevoirsespropresmesures,deconstruirelacourbedelumièreduchangementde luminositéd'uneétoile ! Lesétoiles variables sontdebons sujetspour lesétu-diants.Certainsprojetssontadaptésauxprojetsscientifiquesdesécoles;d'autrespeuventengagerdescollègesavecdeschallengesobservationnelsetanalytiques.

1.3Lequoi,lepourquoietlecommentdelaphotométrieDSLRLaphotométrieestlasciencequimesurelaluminositéd'unobjetdansleciel.Apremièrevue,celapeutnepasparaitretrèsexcitant,maisc'estvraimentunsujetdynamiquedanslequellesamateurspeuventjouerunrôleclé.Bienqu'ilexistedesmilliersd'objetspourlesquelslaphotométrieestim-portante, cemanuel se concentre sur les étoiles variables car la photométrie stellaire est un deschampslesplusfacilesàétudieretquicontribueàfournirdesmesuresvalables.

1.3.1Quesontlesétoilesvariablesetpourquoilesobserve-t-on?Touteslesétoileschangentdeluminositéenraisondesprocessusphysiquesquisepassentàl'inté-rieur, sur ou à proximité de l'étoile. En observant soigneusement cette variabilité, il est possibled'apprendreunegrandequantitéd'informationau sujetde l'étoileet,plusgénéralement, lesphé-nomènesastrophysiques.Dansunsens très réel, lesétoilesvariables sontcommedes laboratoiresphysiques. Lesmêmesprocessusphysiques fondamentauxquiopèrent ici sur Terre– la gravité, lamécaniquedes fluides, la lumière et la chaleur, la chimie, la physiquenucléaire –opèrent exacte-mentdelamêmefaçondansl'Univers.Enobservantlafaçondontlesétoilesvarient,nouspouvonsapprendrepourquoielleschangent.

Bienquedenombreusesvariationsstellairesnepuissentpasêtredétectéesdefaçonfiabledepuislesol en raison de l'absorption et de la dispersion atmosphérique (plus de détails à ce sujet dans ledernier chapitre), il y aencoredes centainesde classesd'étoiles variables, chacuneavecquelquesmembresjusqu'àplusieursmilliersdemembres.Parexemple, lesétoilespeuventchangerdetaille,de forme ou de température dans le temps (variables pulsantes), elles peuvent subir des change-ments de luminosité rapides dus à des processus physiques autour de l'étoile (accrétion et érup-tions), ouellespeuventêtreéclipséespardesétoilesoudesplanètesenorbiteautourd'elles (bi-naireset exoplanètes). La clé estquequelque choseest en trainde sepasserphysiquementdansl'étoile elle-mêmeou dans son voisinage immédiat. (Vous pouvez voir une étoile scintiller dans leciel,maiscettevariationestdueuniquementà l'atmosphèreterrestreetelleestcomplètementin-dépendantedel'étoile).

Voirhttps://www.aavso.org/types-variablespourobtenirlalistedestypesdevariablesutiliséesdansl'IndexdesEtoilesVariablesdel'AAVSO(VSX).

Différents types d'étoiles varient sur des échelles de temps différentes. Certaines étoiles peuventmettredessemaines,desmois,oudesannéespoursubirdeschangementsquenouspouvonsdétec-ter.D'autresprennentdesjours,desheures,desminutes,dessecondes,oumêmemoins.Certainesétoiles varient régulièrement, et nous pouvons voir desmotifs dans les variations qui se répètentdansletemps.D'autresétoilessubissentdeschangementschaotiquesquenousnepouvonsjamaisprédire exactement. Certaines étoiles varient de lamême façonpendantdes siècles, pendantqued'autres–commelessupernovæ–peuventbrillerbrièvementpuisdisparaissent,pourneplusêtrejamaisrevues.

ObservationsDSLRd'εAurigae

Figure1.1.ObservationsDSLRd'εAurigaependantsonéclipsede2009à2011.Chaquepointdedonnéecor-respondàlacontributiond'unastronomeamateur.

Lesétoilesvariablesontaussiun intervallede luminositéapparente(commentellesnousapparais-sent)aussibienqu'unintervalledeluminositéintrinsèque(combiendelumièreellesémettentréel-lement). Une étoile peut être intrinsèquement lumineuse,mais si elle est à desmilliers d'années-lumièredenous,elleparaitfaible.Lesétoilesvariablesontaussiunintervalled'amplitude–quiestdecombienleurbrillancechangeaucoursdutemps.Certainesétoilesvariablespeuventvarierde10magnitudesouplus,cequicorrespondàunfacteurde10000danslaluminosité,unénormechan-gement !Certainesétoilesvariablesvarientd'unmillièmedemagnitude,oumêmemoins,et leursvariations peuvent être impossibles à détecter. Il existe de nombreuses étoiles entre ces deux ex-trêmes,et il n'yapaspénuried'objets sur lesquels vousnepuissiezeffectuerun travailproductif,sans tenir comptede votreéquipement.Avec cemanuel, vousapprendrez commentutiliser votreappareilphotopourobtenirdesmesuresscientifiquesvalablesdecesétoilesetrapportervosrésul-tatsafinqu'ilspuissentêtreutiliséspourlarecherchescientifique.

Commentlesamateurssepositionnent-ilsdansceschéma?Lesastronomesprofessionnelsutilisentextensivementlaphotométrie,maiscommeilsdisposentd'untempsd'observationlimité,ilsdépen-dant fréquemmentdesastronomesamateurspoureffectuer laphotométriesurdesobjets intéres-santspoureux.Enrésultat,vosobservationsconstituent lematérielbrutquialimente lademandescientifique.Lesscientifiquespeuventspéculersansfinàproposdupourquoi leschosesseprodui-sentetdelafaçondontellessecomportent,mais,endernierrecours,ceshypothèsesdoiventêtretestées pour faire avancer de façon productive nos connaissances scientifiques. Si vous fournissezauxchercheursdesdonnées fiables, ilspeuventdresserdesmodèlesprécispourdécrirecommentl'universfonctionne,etnosconnaissancess'améliorentets'étendent.Parexemple,lesamateursont

utilisédesappareilsphotoDSLRcourantspoursurveillerrégulièrementlaluminositéd'εAurigæ,unsystème binaire notablement énigmatique, quand il a entrepris son éclipse longuement attendueentre2009et2011(voirfigure1.1).Grâceautravaildecesamateurs,lesastronomesprofessionnels

ontreçuunesurabondancededonnéesutilesàpartirdesquellesnoussommescapablesdedécou-vrirdenouvellespistessurcettebinairemystérieuse.

1.3.2Commentfaisons-nousdelaphotométrieDSLR?Fondamentalement,laphotométrieDSLRestunprocessussimple:aprèsavoirconfigurévotreappa-reilphoto,vousprenezuneséried'expositionsspéciales(appeléesdarketflat-field)quisontutiliséesdans l'analyseultérieure.Aprèscela, l'appareilphotoestpointévers lecieletunesériede longuesposes (plusde10secondes)estprised'unerégionparticulièreduciel.Ces imagessont traitéesenutilisantunlogicielspécialisépourobtenirdesmagnitudesinstrumentales(estimationsdeluminositétellesqu'ellessontmesuréesparl'appareilphoto).Puis,lesmagnitudesinstrumentalessontcalibréespourcorrespondreauxmagnitudesd'étoilesconnuesaveclesquelleslesétoilesvariablessontmesu-rées.Ilyaplusieursétapesquisontexpliquéesendétaildansleschapitressuivants.

Figure1.2.UnappareilphotoDSLRtypiquemontésuruntrépied.

1.4Observationsvisuelles,observationsDSLRetobservationsCCDAvant l'inventiondes capteursélectroniquesetdeséquipementsphotographiques, lesastronomesnedisposaientquedeleursyeuxpourestimerlabrillancedesétoiles.Bienquecettetechniquesoitancienne, elle est encore largementpratiquéeet resteutile pour observer certains typesd'étoilesvariables,enparticulier,cellesquisontrelativementbrillantesetquiprésententdelargesvariationsdeluminosité.Deplus,aveclesestimationsvisuelles, iln'yapasbesoind'équipementcomplexeetcoûteux,cequienfaituneméthodetrèséconomiqued'observationdesétoilesvariables.Cependant,lesestimationsvisuellessontsujettesàdeserreursduesàlasensibilitédecouleurdel'œilhumain,

l'âgedel'observateur, l'expériencedesmesuresvisuelles,et l'écartpossible.Enrésumé,ilestquel-quefoisdifficilededétecterdesvariationssubtilesdeluminositévisuellement,etdifférentsobserva-teurs sont souvent en désaccord sur la valeur exacte de l'étoile variable de plusieurs dixièmes demagnitude.Lemanuelpour l'observationvisuelledesétoilesvariablesdeL'AVVSOdétaille lepro-cessusderéalisationd'observationsvisuellesd'étoilesvariables.

Avec la disponibilité d'appareils photoDSLR abordables et de haute qualité, les amateurs ne sontpluslimitéspourfairedesestimationsvisuellesd'étoilesvariables.AveclesobservationsDSLR,ilestpossibledecompenser certainseffets, comme la couleurde l'étoile,qui contrecarre fréquemmentlesestimationsvisuellesprécisesd'uneétoile.Lesutilisateursd'appareilsphotoDSLRpeuventdétec-terexceptionnellementdesubtilesvariationsdeluminositéetcomparerdefaçonfiableleursestima-tionsaveccellesd'autresobservateurs-maisuniquements'ilsontsuivilesprocédurescorrectes,enparticuliercellessoulignéesdanscemanuel.

UneautreoptionpourunobservateurconsisteàutiliserunecaméraCCDattachéeautélescope.LaphotométrieCCDesttrèssimilaireàlaphotométrieDSLR.LesastronomesprofessionnelsutilisentlesCCDspour la photométrie car elles offrentplusde souplesse et des imagesdequalité supérieure,maislesbonnescamérasCCDsontbeaucouppluscoûteusesquelesDSLRetdemandentuneprocé-dured'apprentissagepluscompliquée.L'AAVSOapubliéunguidecompréhensifsur laphotométrieCCDetsonusagedansl'observationdesétoilesvariables.

1.5Etes-vousprêt?(Conditionspréalables)Avantdedémarreravec laphotométrieDSLR,vousdevezavoirunecertaineexpérienceavecvotreappareilphoto.Vousdevez:

• Savoir comment faire fonctionner votre appareil photo. En particulier, être capable derégler le format sur RAW, déconnecter les options de traitement d'image supplémen-taires, déconnecter l'autofocus, ajuster manuellement la focalisation, et monter votreappareilphotosuruntrépied.

• Avoirunebonneconnaissancedesordinateurs,etêtrecapabled'installerunlogicielsurvotremachine(Nostutoriauxfournissentdesexemplesdedonnéesainsiquedesinstruc-tions sur la façon d'utiliser le logiciel, mais son installation sur votremachine sort ducadredecemanuel).

• Hautement recommandé,mais non nécessaire : avoir l'habitude de faire des observa-tionsvisuellesd'étoilesvariables.

L'expériencevisuellevousapprendà identifier leschamps, lafaçondont lacouleuraffecte lesesti-mations(importantplustardquandnousparleronsdesfiltres), laconduitedelacourbedelumièred'uneétoilevariable,commentsoumettrelesdonnées,etpeut-êtreleplusimportant,lapatience!L'observationvisuelleestgénéralementdrôleetprenante,aussilapratiquevousaideraàvousassu-rerquevousappréciez l'observationvisuelle.Aprèstout,pour laplupartd'entrenous, ils'agitd'unhobby,n'est-cepas?

Téléchargez un exemplaire duManuel d'Observations visuelles des Etoiles Variables de l'AAVSOetfamiliarisez-vousavec.Choisissezquelquesvariablespourjumellesbienobservéesetsuivez-lesrégu-

lièrementpendantunmoisoudeux,encomparantvosestimationsaveccellesdesautresobserva-teurs.

L'observationDSLRpossèdedenombreusesfacettes.Touscesdomainesdanslesquelsvousacquérezdel'expérienceneserontplusàapprendreavantd'atteindrevotrebutdephotométrieDSLR.

1.6EspérancesEngénéral,cemanuelseconcentresurlesaspectsd'observationdesétoilesvariablesaveclesappa-reilsphotoDSLR.BienquenousemployionslemotDSLRextensivementàtraverstoutcetexte,nousl'utilisons pour nous référer à une classe générale d'appareil photo qui est adaptée à la conduited'observationsphotométriques.Récemment,denombreuxappareilsphotoontcommencéàsuppor-terplusieurscaractéristiquesquisontnécessairesàlaphotométrieastronomique.Enconséquence,letextediscutéicipeutêtreapplicableàvotreappareilphotomêmes'ilnes'agitpasd'unDSLR.

Dans cemanuel, nous nous concentrons sur les étoiles variables car les étoiles figurent parmi lesobjetslesplusfacilesàmesurer.Lestechniquesquevousapprenezsontapplicablesàunplusgrandintervalled'objets(commelestransitsd'exoplanètesetlesgalaxiesànoyauxactifs),maisilspeuventnepasêtreaccessiblessansuninvestissementplussubstantiel.Aquelquesexceptions,nousneren-treronspasdanslesdétailssurlafaçondontlesappareilsphotoLDSRfonctionnent,oucommentseservir d'unmodèle spécifique.Mettez-vous à l'esprit que les techniques utilisées en photométrieDSLRsontsimilaires,maispasidentiquesàcellesdel'astrophotographie.Enparticulier,ladéfocalisa-tionutiliséeenphotométrieDSLRentrainedesimagesflouesquinesontpasjoliesàregarder,maisquipossèdentunevaleurscientifique.

Pasceci… Maiscela!

Figure1.3.Ceàquoivousdevezvousattendreenphotométrie.Agauche:imagespectaculairedelarégioncentraledelanébuleused'êtaCarinæ(télescopede2.2mdel'ESOauChili).Adroite:imageàplusgrand

champdelamêmerégion,20sdeposeavecréfracteurde80mmàF6etCanon6DDSLR,imageducanalvert(MarkBlackford).

C'estlebutdecemanueldedémystifierleprocessuspourobtenirunephotométriedequalitéscien-tifiqueavecunappareilphotoDSLR.Avec lesappareilsphotoDSLR, ilestpossiblededémarrerenprenantdesdonnéesutilesquasimentimmédiatement.Bienqu'ilsoitvraiquel'obtentiondebonnesdonnéesnécessiteuneanalysedesdonnéessoigneuseetuneattentionauxdétails, laphotométrieestundomainequiestfacilementaccessibleauxastronomesamateursquimanquentdebasetech-

nique. L'enthousiasme, lapatienceetunebonne technique,plutôtqu'uneaptitudemathématiqueouscientifiqueprofonde,sonttoutcequiestnécessaire.

"Jesensqu'ilestdemondevoird'avertirlesautres…pourqu'ilsabordentl'observationdesétoilesvariablesavec laplusgrandeprudence. Ilest facilededevenirdépendant,etcommed'habitude,plusgrandeestl'indulgenceetplusilestdifficiledefaireunepauseetdereveniràlavienormale."LeslieC.Peltier(1900–1980)

Références

Manuel d'observation des étoiles variables de l'AAVSO : http://www.aavso.org/visual-observing-manual

Guidedelaphotométriedel'AAVSO:http://www.aavso.org/ccd-photometry-guide

Chapitre2:vued'ensembledel'équipementLesappareilsphotoDSLR (Reflexnumériqueàobjectif simple) sontparmi lesmoyens lespluséco-nomiquespours'engagerdanslaphotométriedigitale.Ilyagénéralementtroisfacteursnécessaires:unobjectifouundispositifdefocalisation,unappareilphotocapabledefournirdesimagesdansunformatbrut,etundispositifpourstabiliserl'appareilphotopendantleslonguesposes.Cesdispositifspeuventêtreaussisimplesqu'unappareilsurunpoteaudeclôture,ouaussiélaboréqu'unappareilprofessionnelvisantà traversun télescope.Avantdediscuterde la façondontchacunconduit sesobservationsetréduitsesdonnées,ilestpréférableenpremierdecomprendreparfaitementl'équi-pementnécessairepour fairede la photométrieDSLR. Pendantquenousdiscuterons endétail dechacundecestroiscomposants,nousavonsprislalibertéd'expliquercertainsaspectsphysiquesdel'appareilphotoafinquevouspuissiezmieuxcomprendrecequisepasselorsquevousmodifiezlesdiversréglagesdel'appareilphoto.

2.1UnDSLR,c'estquoi?"UnReflexnumériqueàobjectif simple (aussi appelé SLRdigital ouDSLR) se réfère àunappareilphoto digital combinant les optiques et lamécanique d'un appareil photo reflex à simple objectifavecun capteurdigital, à laplaced'un filmphotographique. Le conceptde reflex est laprincipaledifférenceentreunDSLRetunautreappareilphotodigital.Dansleconceptreflex,lalumièrepasseàtravers l'objectif,puissurunmiroirquibasculepourenvoyer l'imagesoitvers leviseursoitvers lecapteurd'image.L'alternativeseraitd'avoirunviseuravecsonpropreobjectif,d'oùletermed'objec-tifuniquepourceconcept.Enutilisantunseulobjectif,leviseurprésenteuneimagequinediffèrerapasbeaucoupdecellequiestenregistréeparlecapteurd'image."(Wikipedia)

Récemment,denombreuxappareilsphotoontcommencéàsupporterplusieursfonctionnalitésquisontrequisespourfairedelaphotométrieastronomique.Enconséquence, letextediscuté icipeutêtreapplicableàvotreappareilphotomêmesicen'estpasexplicitementunDSLR.

Commeillustrésurlafigure2.1,unappareilphotonumériqueestconstituéd'unensembledecom-posantsélectroniquesetoptiquesquisontnécessairespourcapturerdesimages.Denombreuxap-pareilsphotomodernesdigitaux sont fournisavecunepléthorede réglagesetd'optionsde traite-mentparlogiciel,dontlaplupartd'entreeuxnesontpasutilespourlaphotométrieastronomique.

Figure2.1.Couped'unappareilphotonumériquemontrantlesdifférentscomposantsimpliqués.

Actuellement,touslesappareilsphotosDSLRpossèdentdescapteursCMOS(ComplementaryMetalOxideSemiconductor),aussi,nousallonsnousconcentrersurcetypededispositif.Pourunediscus-sionsurlatechnologiedescamérasCCD,veuillezvoirleGuidepourlaPhotométrieCCDdel'AAVSO.

Les appareils photos avec capteurs Foveon (qui disposent de trois couches de pixels spécifiques àchaquecouleuraulieud'unsimpleplandepixelsdecouleursdifférentes)neserencontrentpassou-vent.Sivousdésirezensavoirplussurcesdispositifs,allezsur leforumdephotométriedigitaledel'AAVSO.

2.1.1CheminoptiqueL'appareilphotoconsisteenunobjectiffixésurledevantducorpsdel'appareil,unobturateur,plu-sieursgrandsfiltres,unezonedemicrolentilles,desfiltresadditionnels,etundétecteur.Lescompo-sants optiques qui nous intéressent le plus sontmontrés schématiquement dans la figure 2.2. Lepremiercomposantoptiqueestl'objectif.Sonbutprincipalestdeprojeteretdefocaliseruneimagesurledétecteur.Derrièrel'objectif,ontrouveundiaphragmed'ouverturequidéterminel'ouverturetotale,oulasurfacedecaptagedelalumière,del'objectif.Cescomposantssontgénéralementcon-tenusàl'intérieurducorpsdel'objectiflui-même.

A l'intérieurducorpsde l'appareilphoto, lepremierélémentrencontréestgénéralement l'obtura-teur.Lafonctiondel'obturateurestdecontrôlerlalumièrequientredansl'appareil.

Figure2.2.Schémaoptiquetypiqued'unappareilphotonumériqueavecundétecteurCMOSetunezonedeBayerRGB.(RogerPieri)

Derrièrel'obturateur,ontrouveunesériedefiltresquieffectuentdiversestâches,comme:

• UncolorantIRquiréduitlasensibilitéexcessiveàlalumièrerougeetinfrarouge• UnebarrièreIR(filtrediélectrique)quiéliminelalumièreinfrarougeau-dessusde700nm• Une barrière UV (filtre diélectrique) qui élimine la lumière ultraviolette au-dessous de

400nm• Unfiltrepasse-basquiétalelalumièrepourdiminuerlemotifd'interférencedeMoirécausé

parlastructuredeBayer(réduitlégèrementlarésolution,etdiminuelesous-échantillonnageenphotométrie)

Derrièrecesfiltresetimmédiatementenfacedudétecteur,unezonedemicrolentilles(colléesurledétecteur)focaliselalumièretombantsurchaquepixeldanslapartielaplussensible,enaugmentantlefacteurderemplissagedupixelàunniveauprochede100%.

2.1.2DétecteursCMOSLesdétecteursCMOSDSLRpossèdentunezonede filtrescolorés, souventappeléeZonedeBayer,(voirfigure2.3)depixelsrouge,vertetbleu(RGB).Ilexistegénéralementdeuxjeuxdepixelsverts.LesfiltresRGBsontfabriquésendéposantdiverspigmentsdirectementsurlasurfacesupérieuredechaquepixelsurlecapteurCCDetnepeuventêtreninettoyésnienlevés.Chaquepixelestainsisen-sibleuniquementàsaproprecouleurdelumière.

Figure2.3.Enhaut:Schémamontrantladispositiontypiqued'unematricedefiltrescolorésdeBayer.Milieu:Chaquecanalpeutêtreextraitséparémentenutilisantunlogicielapproprié,notezlesespacesentrelespixels.Enbas : Chaquecanalestgénéralementaffichéavecdesdimensionsmoitiédecellesde l'imageoriginale, àl'exceptiondeAIP4Winoùlespixelsmanquantssontremplisenutilisantdesalgorithmesd'interpolation.(MarkBlackford)

L'ordrespécifiquedescouleurspeutvarierselonlesfabricantsd'appareilsphotosaussiilestimpor-tantdedétermineràquelcanaldansvotreDSLRcorrespondlerouge,lebleuetlevert.

TraditionnellementenphotométrieDSLR,seulslescanauxvertssontutiliséspourestimerlesmagni-tudesde labandeVdeJohnson.Cependant,cetteconduite ignore l'informationcontenuedans lescanauxRougeetBleuqui,dansdenombreux cas,peuventêtreutiliséspourmesurerprécisémentdesmagnitudesstellairesdans lesbandesBde JohnsonetRdeCousins, respectivement.Nous re-viendronssurcepointavecplusdedétailsdansleschapitressuivants.

IlestimportantdenoterquelesimagesDSLRRAWsontdesimagesmonochromesetnondesimagescouleur.Lepanneausupérieurdelafigure2.4estunesectionélargied'uneimageRAWd'uneétoiledéfocaliséemontrantlespixelsindividuelsetlemotifendamierdel'intensitérésultantedanslazonedeBayer.Ci-dessousontrouvelesimagesdescanauxdecouleurindividuelsextraitsdel'imageRAW.

CanalRouge CanalVert1 CanalVert2 CanalBleu

Figure2.4.Enhaut:Vueagrandied'uneétoiledéfocaliséedansuneimageRAWmontrantlemotifendamiermonochromedûàlazonedeBayer.Enbas:Canauxindividuelscolorésextraitsdel'imageRAW.(MarkBlack-ford).

L'augmentationdevoltaged'unévènementphotoélectriquesimpleestminuscule,enconséquencelevoltageaccumuléestégalementpetit.Pourquecesignalpuisseêtrelu,ilestd'abordpassédansunamplificateuravantd'allerversunconvertisseuranalogique-digital (ADC).Le réglagedegaindel'amplificateurdétermineleniveau"ISO"(mesuredelasensibilitéducapteur)quifaitcorrespondrele signal au niveau fixe du convertisseur. La sortie ADU de l'ADC est proportionnelle au nombred'électronscollectéspar laphotodiodedechaquepixel. Lorsqu'elles sontsauvegardéesdansun fi-chier dedonnéesbrutesRAW, ces valeursADU constituent l'information fondamentaleutiliséeenphotométriedigitale.Cettediscussionsepoursuitplusendétaildanslasection2.4.

La figure 2.5montre la représentation schématique d'un capteur CMOS. Le capteur lui-même estconstituéd'unepastilledesiliciumsur laquelle lacircuiterieCMOSestgravée.L'élémentphotosen-sibledanschaquepixelestunephotodiode(ouuneportephotoMOS).Cesdispositifsfonctionnentpar effet photoélectrique, dans lequel un photon qui frappe le capteur génère une paire de troud'électron.Enraisondelaconstructiondelaphotodiode,l'électronestrapidementextraitdumaté-riauetpousséversuncondensateurvoisin.Audébutd'exposition,cecondensateurestremisàzéroetsonvoltageestlu.Pendantl'exposition,chaquephotonimpactantcauseunelégèrediminutiondechargeducondensateur.Alafindel'exposition,levoltageducondensateurestluunesecondefois.

2.5.Représentationschématiquedescomposantsd'uncapteurCMOS.(RogerPieri)

Lataille lapluscourantedecapteurd'appareilphotoDSLRestAPS-V,quicorrespondà14.9x22.4mm,maisd'autresformatsexistentaussidanslesappareilsquipeuventêtreutiliséspourlaphoto-métrie : lesystème4/3 (13x17.3), le format1"decertainshybrides (8.8x13.2), le format1/1.7"utilisédanslesDSC"expert"(5.7x7.6).Leformat"pleineimage"(24x36mm)existeaussi,mais iln'estpastrèsrépandu,relativementcheretsujetàdeplusgrandsproblèmesdevignettage.

2.1.3Caractéristiquesdel'appareilphotoàéviterpourlaphotométrieLesappareilsphotodigitauxpossèdentunepléthoredefonctionsadditionnelles,dontlaplupartsontinutiles et peuvent même être néfastes lorsqu'on effectue des mesures photométriques. Toutd'abord,lesimagesJPEGnedoiventjamaisêtreutiliséesenphotométrieastronomique.Pourgéné-rer une image JPEG, les valeursADUbrutes (RAW)du capteur sont envoyées à unprocesseur quiconvertit l'image en un espace colorimétrique RGB non linéaire (absolument pas photométrique)puislescompresseenunfichierJPEG.Lanon-linéaritéetlacompressionentrainentunedégradationsignificativede laprécisiondesdonnées(d'environ14000niveauxde luminositéàunmaximumde256niveaux)quiinterdittoutemesureprécisedeflux.

Certainsappareilsphotoontunefonctiondedé-bruitageoud'améliorationd'imagequimodifie lesdonnéessous-jacentes,enentrainantunedégradationdesdonnéesphotométriquesdansleproces-sus.Lesfonctionsquimesurentl'illuminationd'unescène,etl'autofocus,nesontd'aucuneutilitéenphotométrie. La fonction d'amplification "en direct" (5x, 10x, etc.) est utile pour focaliser ou dé-focalisersuruneétoilebrillante,mais lavuedans leviseur (possibleavecunadaptateurà90°)estsouventplusutilequandoncadrelazoneducieldésirée.

2.2ObjectifsettélescopesLapremièreétapedanslaphotométriedigitaleestdefaireentrerlalumièredansl'appareilphoto.Lalumièredel'étoiledoitêtrefocaliséesurlecapteursoitdirectementparunobjectifmontésurl'ap-pareil photo, ou en attachant ce dernier sur un grand téléobjectif ou un télescope. La figure 2.5montreunassortimenttypiqued'objectifs.

Figure2.6.Objectifsvariéspourappareilphotonumérique.

L'objectif est le premier élément de la chaine photométrique. Les objectifs peuvent généralementêtredécritspardeuxfacteurs:l'ouvertureetlalongueurfocale.Lasurfacedel'ouverturedéterminecombiendephotonspeuvententrerdans le systèmeoptiquedansunepériodedonnéede temps.Les ouvertures plus grandes collectent davantagede lumière et permettent d'atteindredes objetsplusfaibles.La longueurfocalemesure lafaçondont la lumièreconvergesur lecapteur.Encombi-naisonaveclatailleducapteur,lalongueurfocaledéterminelechampdevue(FOV)del'instrument.

Unchampdevuesuffisammentgrand-lazoneducielquevotreappareilphotopeutvoir-estnéces-saire pour inclure un bon jeu d'étoiles de comparaison en plus de l'étoile objectif. Un objectif decourtelongueurfocalepossèdeunchampdevuelarge,aussi, ilestbienadaptéà lamesuredeva-riablesbrillantes(lesétoilesdecomparaisonbrillantessontpluséloignéesentreellesquelesétoilesfaibles),etpourcapturerdenombreusesétoilessimultanémentpourl'analyseenmasse.Pluslalon-gueurfocalede l'objectifestgrande,plus lazoneducielestréduite,maisplusellepossèdededé-tails. Aussi, pour les étoiles faibles, un objectif de grande longueur focale est nécessaire. Pour unrapportd'ouverturedonné,leniveaudufonddecielestlemêmepourtoutesleslongueursfocales,maislasurfaced'ouvertureetlenombredephotonsrésultantatteignantlecapteurestproportion-nelaucarrédelalongueurfocale.Enconséquence,enagrandissantfortement,onpeutmesurerdesétoilesplusfaiblescarlerapportsignal/bruitparrapportaufondduciels'améliorebeaucoup(Plusd'informationsdanslechapitre4).

Quelobjectiffaut-ilutiliser?Ilexistedeuxapprochespourdécider.Lapremièreestd'utiliserl'objec-tif que vous possédez, et de sélectionner les objectifs qui sont compatibles avec votre appa-reil/objectif. Il existepleind'étoilesquiontbesoind'attention,aussin'importequelle combinaison

appareil/objectifspeutêtreutilisée.Lasecondeapprocheestdetomberamoureuxd'uneétoileoud'unprojetparticulier,etd'acquérirunensemblequicorrespondeauxbesoinsduprojetchoisi.Danschaquecas,lechoixdevotreéquipementseraunéquilibreentreplusieursparamètresd'objectif.Cesparamètresincluentlechampdevue,l'ouverture,lalongueurfocale,lamagnitudelimite,etladuréed'expositionadmissible.

Quasimenttouslesprojetsd'étoilesvariablesavecunappareilphotonumériqueutilisentla"photo-métriedifférentielle",danslaquellelaluminositédel'étoilevariablechoisieestcomparéeàlalumi-nosité d'une étoile voisine de luminosité constante - "une étoile de comparaison". Pour que celafonctionne,vousdevezavoiràlafoislavariableetsonétoiledecomparaisondanslemêmechampde vue, et l'étoile de comparaison doit avoir sensiblement lamême luminosité que la variable. Sivotrevariableestbrillante(disons,visibleàl'œilnu),généralement,vousdevrezavoirunchampdevuedequelquesdegrés(ouplus–peut-être10à30°)pourpouvoircaptureruneétoiledecomparai-son de luminosité comparable dans lamême image. Un champ de vue large implique une courtelongueurfocale,qui,àsontour,estcompatibleaveclesobjectifsstandardsquisontfournisaveclamajoritédeskitsd'appareilphotonumérique.

Sivotrevariableest faible,vousdevezeffectueruncompromisentredeuxapprochespourobtenirune imageàsignalélevé.Vouspouvezeffectueruneexposition longue,ouvouspouvezutiliserunobjectifàgrandeouverture.Doublerlaposedoublelenombredephotonsquevouspouvezcollecter(les autres paramètres restant constants), mais cela peut devenir une approche problématiquequand vous vous dirigez vers des objets plus faibles. Vous pouvez être capable de capturer unebonneimaged'uneétoilevisibleàl'œilnu(disonsdemagnitude5)avecuneposede10secondesenutilisantvotreobjectifstandardde50mm.Maisallerchercheruneétoiledemagnitude10(quifour-nit seulement 1/100de la quantité de photons équivalente par seconde) nécessitera unepose de1000secondes(environ17minutes),cequisignifiequevousdevrezsuivreprécisément larotationducielpendantcettelonguepose,etconduitaussiàd'autreschallenges.

Unobjectifstandardde50mmàf1.4possèdeundiamètred'ouvertured'environ35mm-pastrèslarge!Enadaptantvotreappareilphotoàuntélescope,vouspouvezobtenirunénormeaccroisse-mentdel'ouverture.Parexemple,untélescopemodestede150mmdediamètrefournirafacilement40à100foislasurfacedecollected'unobjectifstandardde50mm,enaccroissantvotreportéeverscetteétoiledemagnitude10,avecpeud'augmentationde laduréed'exposition.Biensûr, letéles-copeestsusceptibled'avoirunelongueurfocalepluslongue(disonsentre800et1500mm),etfour-niradoncunchampdevueétroit.Celasignifiequ'ilestpossibledenepastrouverd'étoilebrillanteàl'intérieurdecechampdevue(mais ilexisteunebonneprobabilitédetrouverquelquesétoilesdecomparaisonfaibles-disonsdemagnitude10-dontvousaurezbesoinpourvotreétoilecibledema-gnitude10).Lechampdevueétroitimpliquelanécessitéd'avoirunebonnemonturedesuivi.

Ainsi,ilexisteunepossibilitépourtoutobjectifdepuislesobjectifsàfaiblefocale(étoilesbrillantes),enpassantparlestéléobjectifs(objectifsplusfaiblesavecdesétoilesdecomparaisonappropriéesàmoinsdequelquesdegrés)jusqu'auxtélescopes(objetsfaiblesavecuneoudeuxétoilesdecompa-raisonàl'intérieurduchampdevueétroit).

Connaissant la longueur focale de l'objectif et la taille du capteur de votre appareil photo (voir lemanueldevotreappareil),vouspouvezdéterminer lechampdevueàpartirde la table2.1oude

l'équation 2.1. Cette équation est une approximation qi est appropriée pour les capteurs de tailleAPS-Cutiliséavecdesobjectifsde50mmouplus.

Champ(degrés)=57xtaillecapteur(mm)/focale(mm) [Eq2.1

Unmoyenpratiquepourdéterminerdirectementlechampdevisiondel'imaged'unchampd'étoilesconsisteàutiliserlapagewebd'Astrometry.netpouridentifierlesétoilesdansl'imageetdéterminerlalongueurfocalesansavoirbesoindefournird'autreinformationquel'imageelle-même.Actuelle-ment,lesimagesRAWnesontpasutilisablesaussivousdevezconvertirl'imageenformatJPEG,GIF,PNHouFITS.

Allezsur lapagehttp://nova.astrometry.net/upload .Cliquezsur lebouton"ChooseFile"puisallezsurvotreimageconvertieetsélectionnez-la.Cliquezsurlebouton"UploadFile"(celapeutdemanderunmomentselonlatailledevotrefichieretvotrevitesseInternet).Aprèsquelquessecondes,lapagechangeetlapaged'étatapparait.Leprocessusderésolutiondelaplaquepeutdurerentrequelquessecondesetquelquesminutes.Cliquezsurlelien"Gotoresultspage"pourafficherlesrésultatsdelarésolutiondelaplaque(Figure2.7).Lescoordonnéesducentredel'image,latailleduchampdevue,l'échelleenpixeletl'orientation.

Figure2.7.Résultatsd'Astrometry.netmontrantlescoordonnéesducentredel'imageetlechampdevuedé-terminéàpartirdel'imaged'unchampd'étoiles.(MarkBlackford)

Lafigure2.8montrecommentlavued'Oriondépendduchampdevue,aussivouspouvezdétermi-nerlechampdevuedevotreéquipementencomparantvotrechampàcediagramme.

Figure2.8.Laconstellationd'Orionutiliséepourdéterminerlechampdevisionavecdifférenteslongueursfocales.(RogerPieri)

Latable2.2montrelasurfaced'ouvertureàF/4pourleslongueursfocalesetlestypesdecapteursdelatable2.1.L'énormeécartdefluxdephotonsenfonctionduchampdevueetdelatailleducap-teurpeutêtrevuaisément.Ainsilediaphragmed'ouverturedéterminelapossibilitédechaquecon-figurationàaccéderetàmesurerungrandintervalledemagnitudes.

Table2.1.Exemplesdelongueursfocalesnécessairespourcouvrirunchampdevuedonnépourdestaillesdecapteurtypiques.(RogerPieri)

Toutesdimen-sionsenmm

APS-C14.9x22.3

Système4/313x17.3

Système1"8.8x13.2

1/1.7"5.7x7.6

12/3"4.6x6.1

Pleincadre24x36

Largeurduchampendegrés

L/H=1.5xdistancefocale

64 18 14 11 6 5 2948 25 19 15 9 7 4032 39 30 23 13 11 6324 52 41 21 18 14 8516 79 62 47 27 22 1288 159 124 94 54 44 2574 319 248 189 - - 5152 639 496 378 - - 1031

Cellulesjaunes:Objectifstrèscoûteux,ilestpréférabled'utiliseruntélescope.

Table2.2.Surfaced'ouvertureàF/4pourleslongueursfocalesetlestypesdecapteursdelatable2.1.(RogerPieri)

Toutesdimen-sionsenmm

APS-C14.9x22.3

Système4/313x17.3

Système1"8.8x13.2

1/1.7"5.7x7.6

12/3"4.6x6.1

Pleincadre24x36

Largeurduchampende-

64 16 9 5 2 1 4148 31 19 11 4 2 8032 74 45 26 9 6 19324 135 81 47 16 10 35216 309 186 108 36 23 8058 1248 751 437 145 93 35234 5004 3012 1753 - - 130422 20030 12055 7018 - - 52200

Cellulesjaunes:Objectifstrèscoûteux,ilestpréférabled'utiliseruntélescope.

L'objectifdel'appareilphotodoitêtrecapabled'êtrefocalisémanuellement;l'autofocusnemarchepasquandonvisedesétoiles.Pourdejoliesphotosastronomiques,vousvoudrezfocaliserlesétoilesafind'obtenirdestêtesd'épingles,maispourlaphotométrie,laplupartdutemps,vousdevrezdéfo-caliser pour étaler la lumière sur une large région du capteur pour s'assurer d'un échantillonnageadéquatdanschaquecanalcoloré.Nesoyezpas tentésd'effectuerune focalisationexacte lorsquevousessayezdecapturerdesobjetstrèsfaiblescarcelaintroduitdesartefactscommecelaestdiscu-tédanslasection5.5.

Laseuleexceptionàcelaestquandvousutilisezuntélescopeavecunelongueurfocaleassezlonguepour donner des images d'étoiles focalisées avec une largeur à mi-hauteur de 8 pixels ou plus(FWHMFullWidthatHalfMaximum).

Les objets brillants doivent être défocalisés pour permettre un temps d'exposition plus grand quisansceladonneraitdespixelssursaturés

DenombreuxappareilsphotosontfournisavecdesobjectifsZoomcommelesobjectifs18-55mmàF5 dans la figure 2.6. Ces types d'objectifs sont relativement lents (ont un grand rapport F) et depiètrequalitéoptiquelorsqu'ilssontutilisésàl'ouverturelaplusgrande.Ilspeuventfonctionnercor-rectementlorsqu'ilssontdiaphragmés,maisilestrecommandéd'éviterleurusageenphotométrie.

Lesobjectifs zoomdehautequalité (etdonc très chers) sontadaptésà laphotométrieDSLR sionprendsoind'éviter leglissementduzoometdufoyerquipeuventseproduirequandonlespointehautversleciel.Silerapportdezoomchangependantlasessiond'observation,lefoyersedécaleraetlasaturationoulefloudesétoilespeutseproduireetl'astrométrieetlecompositagedesimagesseraplusdifficile.Ledécalagepeutêtredûsoitàuneffetenvironnementalcommeunchangementdetempératureouuneffetphysiquecommelepoidsdel'objectiflui-mêmequandlacamérasedé-placedepuisuneélévationbasseversunautreplushaute.Touslesobjectifspeuventêtreaffectésdefaçonsimilaire(vousenapprendrezplussurceladanslechapitred'analysedel'image).Vouspouvezutiliserdurubanadhésifpourempêcherlalongueurfocaledevarier.

Lesobjectifsà focale fixesontrecommandéspour laphotométrieDSLRcar ilspossèdentgénérale-mentdesoptiquesdemeilleurequalitéetdesnombresfplusrapidesquelesobjectifszoomdefo-calecomparable.

2.3TrépiedsetmonturesL'appareilphotodoitêtreattachéàunesortedemonturepourobtenirdesimagesdebonnequalité;unappareilphototenuà lamainn'apasassezdestabilitépourobtenirdes imagesdequalitécor-recte. Ilexisteplusieurs façonsdemonterunappareilphoto,un trépied fixeétant la façon laplussimpleet lamoinschère. Ilestaussipossibledemonterunappareilphotoéquipéd'unobjectifsurunemontureéquatoriale -unemonturequi suit lemouvementduciel -oud'attacherunappareilphotosuruntélescopemunid'unemontureéquatoriale.Cettefaçonprésentel'avantagedelaisservotreappareilphotoviserexactementlemêmepointdansl'espaceaufuretàmesurequelecielsedéplace.Enfin,vouspouvezplacervotreappareilphotosurleporte-oculaired'untélescope.Lechoixde latechniqueestunequestiondechoixpersonneletdépenddesressourcesdontvousdisposez.Bienquevouspuissiezobtenirdesdonnéesdebonnequalitéavecn'importe laquelledecesmon-tures,lechoixdudispositifdéfiniralesobjetsquevouspouvezobserveretlafaçondelesobserver.

Ci-dessous,nousallonsdécrirelestroisprincipauxtypesdemontures.

2.3.1TrépiedouautretypedemonturefixeUn trépied consiste enunpoint demontage standardisé sur lequel un appareil photooud'autresinstrumentsd'optiquepeuventêtreattachés.Votreappareilphotopossèdeprobablementunpetittroufiletésursonembasedanslequelunevissurletrépiedpeutêtreinsérée.Celafournitlemoyendegarderl'appareilphotofixeetpointéexactementverslemêmeendroitduciel,sansêtresujetàdesperturbations(commelemouvementdesbrasetdesmains).La limitationprovientdufaitquelesétoilessedéplacentdanslecielàcausedelarotationterrestre.Ceciestacceptable,maislimitelestempsd'expositionquevouspouvezutiliserafinque lesétoilesnesoientpasfiléesau-delàdeslimitesquevotrelogicieldemesureaccepte.

2.3.2MontureéquatorialeUnemontureéquatorialeutilisedesaxesmotoriséspourcompenserlarotationterrestreenmainte-nantl'objetdanslechampdel'appareilpendantdespériodesdetempsvariables.Unetellemontureremplace généralement la tête fixe d'un trépied. Lesmontures équatoriales sont souvent utiliséesavec lestélescopes,en leurpermettantdesuivre lemouvementducieletsesuivre lemêmeobjetpendantlanuitsansavoirbesoinderecentrerconstammentletélescopemanuellement.Vouspou-vez aussimonter un appareil photo numérique ou un autre instrument optique sur lesmontureséquatoriales.Lesmontureséquatorialesontdescontraintessupplémentaires :vousdevezdisposerd'unesourcedecourantpouralimenter lamonture,etvousdevez l'alignersur lepôlecélesteafinqu'ellepuissesuivrecorrectement.Celapermetd'observerdesobjetsplusfaibles,carplusl'exposi-tionestlongue,etplusoncollectedelumière.Latable2.4donnedesexemplesdedétailsd'exposi-tionpourlesmonturesentrainées.

2.3.3MonturePiggy-backUnemonturePiggy-back attache simplement l'appareil photo à un instrumentoptique existant, leplusgénéralementuntélescopesurunemontureéquatoriale.Danscecas,votreprincipalsouciestcommentattachervotreappareilphotoàvotreinstrumentplutôtqu'àunemonture.Certainstéles-copespossèdentdespiècesdemontageadaptées(soitlivréesenstandardavecletélescopeoudis-poniblesdanslecommerce),maisd'autrespeuventnécessiterdeconcevoiretdefabriquersaproprepièce.Danstous lescas, l'importantestquel'appareilphotosoitfixécorrectementautélescopeetqu'il reste en place quand le télescope se déplace. Vous devez aussi prendre en compte le faitqu'ajouterunappareilphotoàuntélescopemodifiesonéquilibrage,etqu'ilestnécessairedeleréé-quilibrer.

2.3.4PetitesunitésmotoriséesenascensiondroiteDespetitesunités spécifiquesaux appareilsphotoexistentaussi. Ellesnepossèdentpasd'axesdedéclinaisonmais uniquement un axemotorisé en ascension droite qui suit lemouvement céleste.L'appareilphotoavecsonobjectifestmontésurcetteplateformeenutilisantune rotule. L'assem-blagepeutêtrepointédansn'importequelledirectionducieletassurelesuivi.Cedispositifnepos-sèdegénéralementpasdetrépiedetdoitêtrefixésuruntrépiedphotosuffisammentsolide.Cettesolutionmarchebienpendantquelquesminutesavecunobjectifpasuntélescope.Soncoûtestplusbasqueceluid'unemonturedebonniveaumaisl'équipementestlégeretplusfacileàtransporteretàmettreenstation.Unesolutionàtrèsbascoûtestunemonture"portedegrange"traditionnelle.Elleestconstituéededeuxplaquesdecontreplaquéreliéesparunecharnièredeportecontrôléeparunevisquiesttournésoitmanuellementouenutilisantunpetitmoteuràréduction.L'appareilpho-toestmontésurunedesplaquespar l'intermédiaired'unerotule.L'axede lacharnièreestpointéverslePôle.Unedernièresolutionconsisteàutiliserunemontureéquatorialed'entréecommel'EQ1etdel'équiperavecunmoteurpasàpas:ellefonctionnejusqu'à60-90secondesavecunelongueurfocalede200mm.Soncoûtavoisineles150€.Cetassemblageestléger,trèsfacileàtransporteretpeutêtremisenstationenquelquesminutes.

2.3.5Monturemotoriséealt-azimutalecontrôléeparordinateurUncertainnombredefabricantsproposentdesmonturesalt-azimutalesmotoriséescontrôléesparordinateurquiseraientutilisablespourlaphotométrieDSLRàl'aided'objectifsdecourteàmoyennesfocales.Cesmonturespermettentuneacquisitiond'objetsfacileetunsuiviaprèsunprocessusinitial

simpled'alignement.Larotationduchamplimiteraletempsd'expositionutileàprobablementmoinsd'uneminute, selon la déclinaison de l'objet,mais cela constituera un temps significatif plus longqu'avecunemonturenonentrainée.

2.3.6AvertissementN'importelaquelledecesmonturesvouspermetd'obtenirdesdonnéesdebonnevaleurscientifique,maissonutilisationsansentrainement–soitunemonturetrépiedouunemontureéquatorialesansentrainementousansalignementpolairecorrect–limiterasonutilisationàdesposespluscourtes,généralementmoinsde5à20secondes(Table2.3)pouréviterd'avoirdestrainéessurl'image.Silestrainées sont trop longues, les pixels supplémentaires du fond de ciel dans l'ouverture photomé-triqueaugmenterontlebruitetdiminuerontlerapportsignal/bruit.Cependant,ilexistedeslogicielsquifournissentuneouverturephotométriqueallongéequipeuts'adapteràlatrainéeetdonnerdesrésultats supérieursenparticulier si l'étoileestbrillante.Uneautre limitedes trainées longues (oudéfocalisées) est le risquedemélangedes étoiles, enparticulier si une courte longueur focale estutilisée.

Lasectionsuivantedonnedeslignesdirectricespourlestempsd'expositionbaséessurlesoptiquesd'appareilphotoetaussisurl'utilisationdemonturefixe(sansguidage)oudemontureséquatorialesavecguidage.

2.4.Réglagesdel'appareilphoto

2.4.1ModeManuelIlexistedenombreuxréglagessurvotreappareilphoto,dontvousn'utiliserezpaslaplupart.Ilexisteaussidenombreuxmodèlesdifférentsd'appareilphoto,aussivousdevrezvousreporteràvotrema-nuelpourtrouverlesréglagessuivants,beaucoupd'entreeuxparl'intermédiaired'unesériedeme-nus.Votrebutestdesimplifierl'appareilphoto,dedéconnectertouslessons,etdesimplementcol-lecter l'imagebruteRAW. La première étape consiste à régler le sélecteur demode sur "M"pourobtenirlecontrôlemanueldutempsd'expositionetduréglaged'ouverture,décritci-dessous.

2.4.2ChoixdudiaphragmeL'étape suivante consisteà choisirun rapportd'ouvertureapproprié. Le rapportd'ouvertureest lenombreégalà ladistance focalede l'objectifdivisépar lediamètrede l'ouverture.Plus le rapportd'ouvertureestbas,etplusde lumièrepénètre,maisquelquefois, ilexistedesdéfautsde l'objectifquipeuventêtrediminuésenévitantlerapportd'ouvertureleplusbas.Enrèglegénérale,vousdési-rezcollecter leplusde lumière,aussivotre rapportd'ouverturedoitêtreunpetitnombre,commeF/2ouF/4.Sivousallezau-dessusdeF/7,vousêtesalléprobablementtroploin.

2.4.3ISOVoustrouverezunréglageISOsurvotreappareilphoto:celadéterminel'amplificationdelasortieducapteur. Un nombre ISO plus élevé est utile quand on capture des étoiles faibles, mais avec uneétoilebrillante,unnombreISOélevéaugmentelerisquedesaturation,quiseproduitquandunpixelducapteurreçoitplusdephotonsqu'ilnepeutencompter.D'unautrecôté,unnombreISOfaibleévite le problème de saturation et permet lamesure d'un intervalle plus grand de luminosité. UnnombreISOde100à200estgénéralementrecommandépourlesétoilesbrillantes.DesnombresISO

plusélevéspeuventêtrenécessairespourdesétoilesplusfaibles,selonl'ouverture,letempsd'expo-sitionetlenombredepixelsilluminésparlalumièredel'étoile.

Commementionnéci-dessus,lasortieADUdel'ADCestproportionnelleaunombred'électronscol-lectéspar laphotodiodedechaquepixel. Le facteurdecalibratione/ADUest inversementpropor-tionnelaunombre ISO.Pour lesappareilsphotoAPS-CpossédantunADCsur14bits, le facteurdecalibration idéald'unélectronparADUestatteintentre ISO100et300,selon la tailledupixel.EndessousdecetintervalleISO,l'incrémentdedonnéeleplusfin(quantification)estde1bitsurl'ADCpourplusieursélectronsdétectés,aussilasensibilitéestperdue.Cerégimedequantificationpermetuneprécisionphotométriqueetunintervalledynamiquesousunrégimedefluxélevé(quandlecon-densateurpeutêtrerempliparlesélectrons)leplusélevéepossible,maisladétectionestlimitéeàunepaired'électrons.Surlesappareilsphotomodernes,lasortieduconvertisseurestgénéralementunevaleursur14bits,quipeutinclureunchangementdecodage(parexemple,1024ou2048pourlesappareilsCanon).Ainsi,parmi les16384valeurspossibles représentéesparunnombresous14bits,seulementenviron14000sontutilisables.AISO400etau-dessus,lasortieADCenregistreratoutélectroncollectéparlaphotodiode.Ainsi,lenombretotald'électronslisiblesestaltéré(proportion-nellementaunombreISO)parlafaçondontl'intervalledynamiquepossibleetlerapportsignal/bruitsontaltérés.Lafigure2.7montrela linéaritéélectroniqueetlasaturationpourlecanalvertduCa-non450DàdiversréglagesISO.

Figure2.9.LinéaritéélectroniqueetsaturationpourlecanalVertduCanon450DàdiversréglagesISO.

Jusqu'àprésent,nousavonssupposéqueseuls lesphotonsstellairesétaientmesuréspar l'appareilphoto,maiscelaestenfaitunesimplification.LasortieRAWmesuréeparl'ADUestproportionnelleaucomptagephotoniquedel'étoile,pluslefondduciel,plusd'autressourcesdebruit.Lebruitpro-vient des fluctuations intrinsèques de la source, de la scintillation de l'atmosphère, et des circuits

électroniques de l'appareil photo. En particulier, certains ADUs mesurés proviennent du courantd'obscuritécauséparlesélectronsgénérésthermiquementdanslaphotodiode.Laplupartdutemps,la contribution du courant d'obscurité peut être atténuée en prenant une série d'images du noir(images réalisées quand aucune lumière ne pénètre dans le système) qui seront soustraites de lasortieRAW.Lebruitd'amplificationaléatoireetlebruitdegrenailleissuducourantmoyend'obscuri-técontribuentaussiausignalmesuré.Cestermessontdiscutésdanslechapitre4.

2.4.4Tempsdepose

Maintenant,vousréglezletempsd'expositionafindepouvoirprendredesimagesd'uneduréed'aumoins plusieurs secondes. La totalité du temps que vous choisissez dépend de plusieurs facteurs,commelaluminositédel'étoile,lerapportd'ouverture,leréglageISO,etsivousvoulezéviterlefilédesétoiles.Si l'étoileest faible,vousdevezexposersuffisammentdetempspourmesurerprécisé-mentla luminosité.Si l'étoileestbrillante,uneexpositionlonguerisqued'entrainerunesaturation.Dufaitqu'unrapportd'ouverturebaspermetàdavantagedelumièred'entrer,ilpermetégalementuneposepluscourte.QuandleréglageISOestabaissé,letempsd'expositionnécessaireaugmente.Sivotreappareilphotoestmontésuruntrépied,lestempsd'expositionsontlimitésà5-20secondes(table2.3)pouréviterdelonguestrainéesd'étoiles.Sivotreappareilphotoestsurunemontureen-trainée,vouspouvezallerjusqu'à60secondesavantdevoussoucierdelaluminositédufondducieloudelaprécisiondel'entrainement.Pourdesposeslongues,vouspouvezavoirbesoinderéglerletempsd'exposition sur "BULB"et utiliser undéclencheur souplepour actionner l'obturateur.Vouspouvez choisir de prendre des imagesmultiples avec un temps d'exposition identique puis de lescombineravecuneprocédurelogicielleappelée"empilage".L'expositioncombinéedesimagesempi-léesdoittotaliseraumoins60secondespourmoyennercorrectementlavariabilitédusignaldueàlascintillation.Le tempsd'intégrationest fonctionduniveaudeprécisionphotométriquedésirépourl'observation,delaturbulenceduciel,etdel'ouverturedel'instrument.Lascintillationestforteavecunepetiteouverture,ets'amenuiseaufuretàmesurequel'ouvertures'accroit.C'estuneautrecon-séquencedelaturbulencedel'atmosphère.

Lestables2.3et2.4donnentlamagnitudelaplusfaibleatteignablesousuncielexcellent,auzénith,avec un réglage de 400 ISO, en utilisant diverses optiques aumaximumd'ouverture, avec et sansentrainementenascensiondroite. Le tempsd'exposition correspondantet leniveaude saturationsontdonnéspouruneouverturephotométriquede25pixelsàISO400et100.Unécartdynamiqueplusgrandpeutêtreatteintenutilisantunedéfocalisationplusgrande.

Ilfautnoterque,bienquelesétoilespuissentêtreenregistréesdansuneimageàlamagnitudelimiteindiquée,lerapportsignalsurbruit(SNR)seraextrêmementbas.Laphotométriedetellesétoilesestsujetteàdegrosseserreursetdoiventêtreuniquementtentéesidesposespluslonguesoudesins-trumentsàplusgrandeouverturenesontpasdisponibles.Lecompositagedeplusieursimagesaug-menteraleSNRauxdépensdelarésolutiontemporelle.

Table2.3.Exemplesd'expositionpourunemonturetrépiedfixe.

Optiquessurmonturesnonentrainées

Distancefocale(mm)

F/DTaillede

l'ouverture(mm2)

Expositionmaximale1

Magnitudelimite

Magnitudedesatura-tionàISO

Champdevue2(de-grés)

Zoom18-55/3.5-5.6 55 5.6 76 20s 8 5.1 3.7 15.3x22.8

Zoom70-300/4-5.6 70 4 240 16s 9 6.2 4.8 12x18

Télé200mmF4 200 4 1963 5.5s 10 7.3 5.9 4.24x6.36

Zoom70-300/4-5.6 300 5.6 2254 3.7s 10 7.1 5.7 2.8x4.2

Réfracteur400mmF5 400 5 5026 2.7s 10.5 7.6 6.2 2.1x3.2

Table2.4.Exemplesd'expositionpourunemonturetrépiedfixe.

Optiquessurmonturesentrainées

Distancefocale(mm)

F/DTaillede

l'ouverture(mm2)

Expositionmaximale1

Magnitudelimite

Magnitudedesatura-tionàISO

Champdevue2(de-grés)

Télé200mmF4 200 4 1963 60s 13 9.9 8.5 4.24x6.36

Zoom70-300/4-5.6 300 5.6 2254 60s 13 10 8.6 2.8x4.2

Réfracteur400mmF5 400 5 5026 60s 14 10.9 9.5 2.1x3.2

Newton800mmF4 800 4 31416 60s 16 12.9 11.5 1x1.6

2.4.5FormatsdefichiersL'appareilphotonumériqueoffredivers formatsde fichier.Celui requispour laphotométrieest leformatRAW,quienregistredirectementcequelecapteuradétectéetquin'inclutpasdetraitementni de compressionpar l'appareil photo. Ce format nécessite une énormequantité demémoire destockage,maistoutecetteinformationestnécessairepourunephotométrieprécise.

Alorsque JPEGestun formatplus courantpour lesphotographes, il nepréservepas l'informationquel'universalaborieusementdélivréeaucapteurdenotreappareilphoto.Ilestrecommandéd'évi-terlemodecombinéRAW+JPEGquiexistesurdenombreuxappareilsphoto.LasortieJPGnécessitebeaucoupde travail de la part du processeur (réductiondubruit, diverses corrections internes del'appareil,de-Bayer,sRGB…).Ilutilisebeaucoupd'énergiedelabatterieetgénèredelachaleurquiaugmentedecourantd'obscurité.

1Trainéede15pixelsde5,2µàladéclinaison0°.Lamoyennedelascintillationdel'étoilenécessiteuntempstotald'inté-grationde60 s, ainsiplusieurs imagesdoiventêtreempiléesoumoyennéespouratteindredes sériesde60 s.Effectuerplusieursséries(5ouplus)permetuneanalysestatistiqueassezbonne:ilestimportantd'optimiserlesréglages.2TailleducapteurAPC-SLamagnitudelimiteestlamagnitudedel'étoilelaplusfaiblemesurableavecuneincertitudeinstrumentalede0,05magni-tudedansuneouverturephotométriqued'aumoins25pixels,dansuneimage.L'incertitudeglobaleserasupérieure,selonl'étatduciel.Lamagnitudedesaturationestlamagnitudeàlaquelleaumoinsunpixelatteint75%duniveaudesaturation.

Ilyad'autresréglagessurvotreappareilphotoquisontindésirablesenphotométrie.Toutefonctionqui implique le traitementde l'imagepar l'appareil, comme la réductiondubruit,doitêtreévitée.Vousdésirerezaussidiminuerlaluminositédel'écranLCD(etmêmel'éteindre)pourpréservervotrevisiondenuitetladuréedeviedelabatterie.Lesauteursdeceguidenepeuventconnaitretouslesréglagesquipeuventêtredisponiblessurvotreappareilphoto,maisdans ledoute,choisissezceluiquisemblenepasfairedefantaisie.

Chapitre3:vued'ensembledulogicielAprèsvotredispositifd'imagerie,lesordinateursetlogicielssontlespartieslesplusimportantesdansla photométrie DSLR. De nombreux aspects de planification des observations, d'acquisition et decalibragedesimages,demesure,d'analyse,etderapportsdesrésultatssontfacilitésparl'utilisationd'unlogicielapproprié. Ilexistedenombreusesoptionscommercialeset libresdisponibles,avecdenouvellesoffresapparaissantoccasionnellementsurlemarché.Certainseffectuentdestâchesmul-tiples,pendantqued'autressontplusspécialisés.Aucunprogicielne fait toutcequevouspourrezfaireavecunepetitesuitedeprogrammes,chacunétantdédiéàunetâchespécifiqueàl'intérieurdevotrefluxdetravail.

Commeunlogicielévolueconstamment,cemanuelnefournitpasdeconseilspouraucunprogiciel.Aulieudecela,nousfournissonsunevued'ensembledehautniveaudescaractéristiquesdontvousaurezbesoin,désirerezprobablement,etpourrezêtrecapabled'utiliserdansunesuitederéductionphotométrique. Si vous avez besoin d'un tutoriel pas à paspour un progiciel particulier, voyez lestutoriaux de photométrie avec appareil photo numérique sur le site web de l'AAVSO(www.aavso.org/dslr-observing-manual).

3.1.Besoinsminimauxd'unlogicieldephotométrieDSLRQuandonconsidèreunlogicielpourlaphotométrieDSLR,ilyaquatrecomposantsclésquelelogicieldoiteffectuer:ouvertured'imagesRAW,applicationd'imagesbias/flat/dark,extractiondescanauxdecouleurindividuelle,etanalysephotométrique.Iln'existepasdeprogrammeunique"correct",etvous pouvez être amené à utiliser plusieurs programmes pour effectuer ces étapes. Dans les pro-chainsparagraphes,nousdiscuteronschacunedecesétapesendétail.

3.1.1SupportduformatRAWdevotreappareilphotoComme décrit dans le chapitre précédent, pour extraire desmesures photométriques précises devotreimage,ilestimpératifquelesvaleursdesdonnéesbrutesRAWdevotreappareilphotorestentinaltéréespar tout traitement intégré.Enconséquence,votre logicieldephotométriedoitêtreca-pabledelireetdemanipulerleformatRAWquefournitvotreappareilphoto.Iln'existepasdefor-matRAWuniversel : Canonutilise les fichiers CRWet CR2 alors queNikonutilise les fichiersNEF.D'autresfabricantsd'appareilphotoutilisentquelquechosededifférent.

Quandvousachetezunlogiciel(ouunnouvelappareilphoto),gardezàl'espritquequandunnouvelappareil est commercialisé, cela peut prendre plusieurs semaines oumois avant que le logiciel detraitementetdephotométriesoitmisà jourpour lire lenouveauformatRAW.Vousdevezvérifierquelesupportpourvotreappareilphotoestprésentenconsultantlesitewebdel'éditeurdulogi-ciel.

3.1.2Calibraged'imageintégré(applicationd'imagesbias,flat,etdark)Commecelaestexpliquédanslechapitresuivant,uneséried'imagesdecalibragedoitêtrepriseenplus de vos images d'objets. Ces images bias, flat et dark caractérisent les décalages constants,l'éclairageinégalcauséparvosoptiques,etlespixelschauds(ouautresnon-linéarités)ducapteurdevotreappareilphoto.Pourobteniruneestimationprécisedel'intensitédesétoiles,ceseffetsdoivent

êtreretirés.Ainsi,votrelogicielnedoitpasseulementlireetafficherlesimages,maisaussiêtreca-pabled'appliquercesimagesdecalibrageàvosimagesd'étoiles.

3.1.3ExtractiondescanauxdecouleurindividuelsComme décrit dans le chapitre précédent, la zone de filtres de couleur de Bayer sur les capteursd'appareilphotonumériquepermetàl'informationrouge,verteetbleued'êtreenregistréesimulta-némentdans lamêmeimage.Chaquecouleurestditeêtredansuncanalouunplanséparé.VotrelogicieldephotométriedoitêtrecapabledeséparerlesimagesRAWenimagesindividuellesrouge,verteetbleue.Ilexisteenréalitédeuxcanauxvertsetunlogiciel,AIP4Win,parexemplelescombineenune image.Unautre logiciel,MaxImDL,parexemple, traitechaquecanalvert séparément.Ac-tuellement,laplupartdeslogicielsextraientuncanaldecouleuràlafois,aussiilpeutêtrenécessairederépéterleprocessusd'extractionsilestroiscouleurssontd'intérêt.

Denombreuxprogrammespopulairesdephotométrieincluentlapossibilitéd'extrairelescanauxdecouleurdufichierimageRAW(parexemple,MuniWin,IRIS,AIP4Win,MaxImDL).Avecceux-ci,vouspouvezutiliserunseulprogrammepourextraire lecanalVert,effectuer lecalibragede l'image,eteffectuerl'analysephotométrique.QuelquesprogrammespopulairesdephotométrienegèrentpaslesfichiersRAWdesappareilsphotonumériques(parexemple,MPOCanopus,VPhot),oun'ontpaslapossibilitéd'extraireindividuellementlescanauxdecouleurdevotreimageRAW.Sivousaimezlesoutilsdephotométriedel'und'entreeux,vousdevezd'abordextrairelescanauxVertsetconvertirl'imagemonochromedansleformatFITSqueMPOCanopusetVPhotreconnaissent.

Laplupartdesprogrammesproduisentdesimagescouleurextraitesquisontpluspetitesquel'imageRAW(parexemple,uneimageRAWde5200x3460pixelsdonneuneimageverteextraitede2600x1730pixels).AIP4Win,cependant,interpolecombiendelumièrerouge,verteetbleueseraittombéesurchaquepixeldel'image.Ileffectuecela,enregardant,parexemplelespixelsvertsvoisinseteninterpolant combien de lumière verte serait tombée sur les pixels rouge et bleu. Ainsi les imagesextraitesontlamêmetaillequel'imageRAW.Plusieursméthodesd'interpolationsontdisponiblesetilestimportantdesélectionnerl'optionbilinéairepourobtenirlaplusgrandeprécision.

NOTE : selon le logiciel que vous utilisez, les canaux de couleur peuvent devoir être extrait avantd'êtrecalibrés. Ilest très importantdenepasmélanger les imagesdecalibragepour lesdifférentsplanscolorés.

3.4.1AnalysephotométriqueL'analysephotométriqueest lamesurede l'intensitéde la lumièreenprovenanced'uneétoilequifrappe le capteur. Chaque programme possède sa propreméthode spécifique pour prendre cettemesure,maisellesnécessitenttoutesgénéralementquel'utilisateursélectionnelerayon(enpixels)d'uncercleàmesurerautourde l'objetetdesétoilesdecomparaison.Chaqueprogrammedisposede ses propres commandes pour effectuer cettemesure,mais ils utilisent tous une "ouverture demesure"etune"ouverturedeciel".L'ouverturedemesureestunepetiterégioncirculaire(oucar-rée) entourant l'étoile. Le logiciel compte le signal total à l'intérieur de l'ouverture demesure. Cetotalincluselesphotonsdel'étoile,pluslesphotonsdufondduciel.L'ouvertureducielestgénéra-lementunanneauquientourel'ouverturedemesureetquinecontientpasd'étoile.Lelogicielutiliselesignalmesurédansl'ouverturedecielpoursoustrairelefondducielausignaldel'étoileàl'inté-rieur de l'ouverture demesure. Cette procédure est appelée "photométrie d'ouverture". De nom-

breuxprogrammespermettentàcetteprocédured'êtretraitéeparlots(voirlesdossiersci-dessoussur lesscriptsettraitementspar lots),cequisimplifieénormémentetaccélère l'analysesidemul-tiplesimagessontimpliquées.

3.2CaractéristiquesutilesdelogicielVoiciquelquescaractéristiquessupplémentairesrencontréesdanscertains logicielsdephotométriequi rendent le traitementdes imagesplusperformant.Aucunen'est indispensable,maiselles ren-dentletravailplusaisé.

3.2.1TraitementsparlotsdesimagesPour supprimer la corvée de traitermanuellement chaque image individuellement, la plupart desobservateursdésirent traiter rapidementdes lotsentiersd'imagesenuneseuleétape.Selonvotretechniqued'acquisitionetlespropriétésdel'étoileobjet,vouspouvezvouloirprendredesdouzainesoudescentainesd'imagesdumêmechamp.Etvousdevrezaussiprendredes imagesdecalibragemultiples.TraitertoutescesimagesuneparuneruinerarapidementtoutplaisirdanslaphotométrieDSLR,aussi, cequevousdésirezest le traitementpar lots :effectueruneopérationde traitementd'imagesurunlotdefichiers.

3.2.2ScriptabilitéMêmepréférableautraitementparlots,unscriptvouspermetdecombinerplusieursopérationsenun flotde travail configurable.Certainsprogicielsdéfinissentun langagedeprogrammationsimplepour autoriser l'utilisateur à écrire des scripts (par exemple, IRIS), d'autres utilisent une interfaceutilisateur graphique (GUI) pour définir le flux de travail interactivement puis de l'appliquer à desjeuxdefichiers(parexemple,Fistwork).Ceciestuneparticularitéavancéequiestseulementofferteparcertainsprogiciels,enparticulierceuxutiliséspar lesastronomesprofessionnels.Lesdébutantsnedoiventpastrops'ennuyeravec lesscriptseteffectuer leurfluxdetravailmanuellementaudé-part,maislesobservateursexpérimentéstrouverontcescaractéristiquestrèsutilespouraccroitrelaproductivitéetéviterlafrustrationderépéterdestâchestrivialesencoreetencore.Quandonsélec-tionne un progiciel, assurez-vous que vous aurez la possibilité ultérieure d'utiliser les scripts, bienqu'initialement,vousnel'utiliserezpaspendantl'apprentissage.

3.2.3AlignementetempilageUnmoyenfaciled'améliorerlerapportsignal/bruitdevosimageset/oud'atteindredesobjectifsplusfaibles consiste à aligner et empiler (c'est-à-dire ajouter ensemble ou moyenner) les images. Denombreuxprogicielspeuventaligneretempilerdesphotosbienquelaprocédurepasàpassoitlégè-rementdifférente.Engénéral,lelogicieldevrad'abordenregistrerchaqueimageenidentifiantplu-sieursétoilescommunesàchaqueimage.Danslaphased'alignement,lesimagessontensuitetour-néesetdéplacéespourassurerl'alignementdesétoilesdanslesimagessuccessives.Laphased'empi-lage calcule ensuite les valeursmédianes oumoyennées de chaque pixel des images dans la pile.L'imagefinaleestlerésultatdecesvaleursdepixelempilées.

Laportiondebruitducontenudechaquepixeln'estpasconstantemaisfluctueautourd'unevaleurmoyenneetpeutchangerd'uneimageàl'autre.Enempilantlesimages,lerapportsignal/bruittendàs'améliorer.Celaenraisondufaitquel'additiondeplusieursmesuresentraineàlafoisl'accroisse-mentdusignaletdubruitentermesabsolus,maislebruit,étantaléatoire,croitpluslentementque

le signal. Pour les régions sans étoiles dans l'image empilée, le résultat sera des valeurs de pixelprochesd'unniveaude fonddeciel constant (prochedezéropourdesposescourtesdansun lieusombre) et une dispersion réduite comparée aux images individuelles. Dans le cas des étoiles, lespixelsnechangerontpasbeaucoupd'uneimageàl'autre,aussilerésultatdel'alignementetdupro-cessusd'empilageréduiralebruittoutenlaissantlesétoilesinchangées.

Commechaqueprogrammeaunjeuspécifiqued'étapesàeffectuerpendantl'alignementetl'empi-lagedesimages(etparcequedenouvellesversionsdulogicielpeuventavoiruneprocédurelégère-mentdifférente), lesétapes spécifiquesn'ontpasété inclusesdans cemanuel,maisdesexemplespeuventêtretrouvésdanslasectionDSLRdusitewebdel'AAVSO.

3.2.4Contrôleparl'ordinateurdelafocalisationetdel'acquisitiondel'image.L'acquisition de l'image peut être contrôlée par logiciel quand l'appareil photo est connecté à unordinateurparuncâbleUSB(utilisénormalementpourdéchargerlesimagesdelacartemémoiredel'appareil photo). Canon fournit leprogrammeEOSUtility avec leur appareil photo.D'autres fabri-cantsd'appareilphotofournissentun logicielsimilaire,soitgratuitement,ouàuncoutsupplémen-taire.Deslogicielsdetiercepartiesontaussidisponibles,commeBackyardEOSetMaxImDL,parmid'autres.

Untellogicielfacilitegrandementlecadragedel'objet,enréglantunmontantappropriédedéfocali-sationetdetempsd'exposition.Vouspouvezrapidementvérifierlecadragedel'objetetdesétoilesdecomparaisonenacquérantuneimageetenl'affichantsurl'ordinateur.Sinécessaire,lepointagede l'appareil photo peut être ajusté avant que la capture des images ne commence. L'imagepeutaussiêtremesuréepours'assurerquelesétoilesintéressantesnesontnisous-exposéesnisurexpo-sées,etladuréedel'expositionpeutêtreajustéeenconséquence.

L'autofocusnemarchepassuruncielnocturneetdoitêtredésactivé.Enfait,pourlaphotométrie,l'imagedoitêtre légèrementdéfocalisée (voir le chapitred'acquisitionde l'image).Régler l'objectifsurlamarquedel'infini(∝)estpeuprobabled'êtreadapté,enparticuliersivousutilisezunobjectifzoom.Lafocalisationmanuellepeutprendrebeaucoupdetempsetuncontrôleparlogicielestsou-haitable. Backyard EOS est un programme qui fait cela avec les objectifs électroniques Canon.D'autreslogicielspeuventêtredisponiblespourdesappareilsphotospécifiques.

BackyardEOSautomatiseaussil'acquisitiond'image,commed'autresprogrammes.Celaestparticu-lièrementutilequanddesimagesmultiplesd'unchampsontrequisespourunempilageultérieuroupourenregistrerdesétoilesvariantrelativementrapidement,commedesbinairesàéclipses.Lelogi-cielpeutêtreprogrammépourobteniruneséried'imagesàdesintervallesdetempsspécifiques.

MaxImDLestunprogicield'acquisitionetd'analysepuissantaveclesdispositifsCCDetDSLR.Cepen-dant, à la différence de la plupart des logiciels d'acquisition,MaxImDL sauvegarde les images auformatFITS[voirsection3.2.6],etnondansleformatnatifRAWdel'appareilphoto.Cen'estpasunproblèmecarFITSestleformatdefichierd'entréehabituelpourleslogicielsdephotométrie.

3.2.5Dépouillementautomatiquedesplaques(astrométrie)Ledépouillementdesplaquesest leprocessusd'identificationautomatiquedesétoilesdétectablesdansuneimage,parcrossréférenceavecuncatalogued'étoiles.Sivousavezpréparévotresessiond'observationen regardantdescartesdechercheurenpremier (commevous ledevriez), vousap-

prendrezbientôtcommentidentifierl'objetetlesétoilesdecomparaisonmanuellementsansl'aidedudépouillementdeplaquesautomatique.Maispourcertainestechniquesavancéescommelapho-tométrieautomatique,ouquandvouspensezquevousavezremarquéunchangementdeluminositédansunedesétoilesdevotrechampquinepourraitnepasfairepartiedevotreobservationorigi-nale,ledépouillementdeplaquespeuts'avérerutile.CertainsprogicielsavancéscommeMPOCano-pus (http ://www.minorplanetobserver.com/MPOSoftware/MPOCanopus.htm) utilisent même celapour identifierautomatiquement lesétoilesvariables (ou lesastéroïdes).Unesolutionbaséesur lewebestastronomy.netquiproposeaussiunlogicielautonome(Linux)quevouspouveztéléchargeretutiliserlocalement.

3.2.6ConversiondesimagesauformatFITSLe"FlexibleImageTransportSystem"(FITS)estunstandardouvertpourlesimages(etd'autresjeuxdedonnéesastronomiques comme l'information tabulaire)et il est trèspopulairedans la commu-nautéastronomique.Ilpermetunstockagesansperte(lefichierstockécontienttoutel'informationqui était présente dans le fichier image original RAW) qui est essentiel pour un travail photomé-trique.Rappelez-vousqueJPEGestunformatdefichiercompressé,etiln'estpassansperte.CommeFITSest supportéparpratiquement tous les logiciels d'astronomie sérieux, c'est un trèsbon choixquandvousvoulezéchangerdesdonnéesd'imageentredifférentsprogiciels.Unautregrosavantagedu format FITS est qu'il permet le stockagedemétadonnéesd'image (heurede l'observation, lieud'observation,duréedelapose,coordonnéesduchamp,etc.)d'unefaçonstandardiséequelelogi-cielpeutcomprendre.Demême,pourarchivervosimages,FITSestlemeilleurchoix.Ilexistecepen-dant, plusieurs sous formats de FITS et vous pouvez devoir expérimenter un peu pour trouver unsousformatcommunsupportépartousvoslogicielspréférés.

Le logiciel Fitswork [http ://www.fitswork.de/software/softw_en.php] est un exemple de logicieltravaillantaveclesfichiersFITSetilsupportemêmeunefonctionnalitédescripts.

3.2.7Correctionsd'extinctiondifférentielleetdetransformationCommeexpliquéplusendétaildansleprochainchapitre,l'extinctiondifférentielle(dispersionsubiepar la lumièredel'étoilequandellepasseàtravers l'atmosphère)et lescorrectionsdetransforma-tion(pourrendreleVertdesDSLRconformeaufiltreVdustandardastronomique,etc.)sontsouventeffectuéespendantl'étapederéductiondel'analyse.Laplupartdeslogicielsdephotométrien'effec-tuepascette tâche,cependantquelquesprogrammes le font (VPhotde l'AAVSO).Sivouscomptezutilisercetteétapeavancéedansvotreanalysedesdonnées,vouspouvezsoitutiliserunprogramme(commeVPhotouMPOCanopus)quil'inclut,ouutiliseruntableur(commeceuxdisponiblesdanslasectionDSLRdel'AAVSO).

3.2.8GénérationderapportetsoumissionsurlewebLesobservationsdoiventêtresoumisesà labasededonnées internationalede l'AAVSOpar l'inter-médiaire du site WebObs (http ://www.aavso.org/webobs). Plusieurs progiciels de photométrie(AIP4Win,MaxImDL,VPhot,etMPOCanopus)peuventgénérerdesfichiersderapportsadaptés.

Alternativement, lesobservationspeuventêtreenregistréesdansuntableurformatédefaçonadé-quate(http://www.aavso.org/aavsoextended-file-format)pourchargementultérieursurWebObs.

3.2.9SynchronisationhoraireRéglermanuellementl'heureetladatedel'appareilphotoparréférenceàunsignalradioaudébutde la session d'observation est généralement suffisant lors de l'observation de variables à longuepériode. Dans d'autres situations, le marquage temporel des images est important, par exemple,danslecasdesériessurlesétoilesbinairesàéclipsespourdéterminerl'heurepréciseduminimumdelumière.LesappareilsCanon,etsansdouted'autres,peuventêtreconfiguréspoursesynchroni-seravecl'horlogedel'ordinateurquandonlesrelieparuncâbleUSB.L'horlogedel'ordinateurpeutêtresynchroniséeautomatiquementavecunserveurhoraireàintervallesréguliers.DenombreuxOSmodernes effectuent automatiquement cette tâche ; cependant, des logiciels commedimension 4(http://www.thinkman.com/) peuvent être utilisés. Le contrôle par logiciel duDSLR (section 3.2.4)offreunmoyen facilede s'assurerque l'horlogede l'appareilphotoest correctement régléeavantd'acquérirchaqueimage.

3.3CartedecomparaisondespossibilitésdeslogicielsLessolutionslogicielleslesplusrépanduesutiliséespourl'observationdesétoilesvariablessontba-séessurWindowsouLinux.Quatreprogicielsdephotométriecourantssontcomparésdanslatable3.1.Note: ilexisteplusieursversionsdeMaxImDLdisponibles.Pourfairede laphotométrieDSLR,vous aurez besoin de la versionMaxImDL Pro. Les caractéristiques et les prix étaient applicablesdébut2013.

Table3.1.Cartedecomparaisondeslogiciels.

Caractéristiques IRIS3 Muniwin4 AIP4WIN5 MaxImDLPro6Analysephotométrique X X X XUtiliselesimagesRAW X X7 X XApplicationdesimagesBias,FlatetDark X X X X

Séparationdescouleurs X X X XTraitementparlots X X X XAlignementetempilage X X XAffichagedel'acquisitiondel'appareilphoto X X

Contrôledelafocalisationetdel'appareilphoto X X

ConversionauformatFITS X X X XScriptabilité X X XContrôledelamontureetdutélescope X X

Dépouillementdeplaques X X XGénérationderapport X XCoût Gratuit Gratuit $998 $4999

3http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm4http://c-munipack.sourceforge.net5http://www.willbell.com/aip/Index.htm6http://www.cyanogen.commaxim_main.php7Formatslimitéssupportés:contactezl'auteurencequiconcernevotreappareilphoto(sitedeMuniwin).8Leprixde$99inclutlelivreTheHandbookofAstronomicalImageProcessing.9SeulMaxImDLProetsasuitepossèdenttouteslescaractéristiquesrequisespourlaphotométrieavecunappareilphotonumérique.

3.4Autreslogicielsutiles

3.4.1Logicielsdeplanétariumetdecartesd'étoilesDescartesd'étoilesimpriméespeuventêtreutiliséespourlocaliserlarégionducielàphotographier.Impriméesnesignifiepasnécessairementdescartesenpapier,ellespeuventêtrestockéescommefichierssurundisquedur.Lescartesquipermettentdetrouverspécifiquementlesétoilesvariablesciblespeuventêtregénéréesenligneàhttp://aavso.org/vsp.CettepageAAVSO"VariableStarPlot-ter",figure3.1,peutgénérerdescartesenplusieurstaillesd'aprèslenomdel'étoilevariable.(Sonutilisation est décrite en détail au chapitre 7). Le champde vision d'un appareil photo numériqueavecunobjectifstandardestgénéralementbienreprésentéparunecartedetaille"B"etsonorien-tationparuneorientation"CCD".

Figure3.1.Pagewebdutraceurdecartesd'étoilesvariables.(MarkBlackford)

Lacarterésultanteaffiche l'étoilevariablecentrée,Figure3.2.Lorsduréglageetde lafocalisation,cescartessontutilespourvérifierquelavariableestbienplacéedansvosimages.Lesmagnitudesdequelquesétoilesvoisinessontégalementindiquées,etvousdevezvousassurerquequelquesmagni-tudessimilairesàvotreétoileciblesontinclusesdanslechampdevision,afinqu'ellespuissentêtreutiliséescommeétoilesdecomparaisondanslaréductionphotométrique.

LesmagnitudesdesétoilesdecomparaisonsurlescartesVSPsontdonnéesavecunedécimaleuni-quement,ainsiunemagnitude7.1seraétiqueté71

Figure3.2.Cartedutraceurdecarted'étoilevariableautourdelavariableRLeomontrantlesmagnitudesdesétoilesdecomparaisonavecunedécimale(sanslepointdécimal).

Lesmagnitudesdesétoilesdecomparaisonsur lescarteVSPsontdonnéesavecunedécimaleuni-quement.Celaestbienadaptépourlesobservateursvisuels,maisnonpourl'analyseDSLR.Choisis-sez l'option "PhotometryTable"pourproduireune listedétailléed'étoilesde comparaisonpour lechamp.Lesmagnitudesetl'erreurestiméesontdonnéesavectroisdécimales.

Sivousutilisezunemontureéquatorialebienalignée,lescoordonnéesdel'étoilefourniessurlacartevousaiderontàvousdéplacerrapidementverslechampdel'étoilecorrecte.

Sivousutilisezsimplementuntrépied,unecartemontrantunepartieplusgrandeducielpeuts'avé-rerutilepourpointervotreappareilphoto.Lescartesenpapier,montrantdelargeszonesduciel,oudesatlasduciel,peuventêtreutiliséespourcela.Cependant,unlogicieldeplanétariumestpluspra-tiquecarlacarteaffichéepeutêtreredimensionnéeetorientéepourcorrespondreàvotresystème

d'image et les cibles facilement recherchées et centrées. De nombreux progiciels de planétariumpeuventaussicontrôlerunemonturedetélescope(voir"Contrôled'unemontureet/oud'untéles-cope" ci-dessous). Il existe de nombreuses options commerciales ou gratuites comme Stellarium,CartesduCiel,etTheSky.Certainslogicielsdeplanétariumpourdispositifsmobilespeuventdétecterladirectiondans laquellevouspointezetajuster lavueautomatiquementpourmontrer lesétoilesdanscettedirection,cequiesttrèspratique.

Unpointàgarderàl'espritquandonutiliseunlogicielestquel'étoilevariablepeutêtreaffichéeavecune luminositédifférentedecelleà laquellevous lavoyezpendantvotrenuitd'observation,préci-sémentparcequ'elleestvariable!

3.4.2Contrôledutélescopeet/oudelamontureDenombreusesmonturesdetélescopeavecdespossibilités"Goto"peuventêtrecontrôléesenutili-santunlogicielsurvotreordinateur.Cestypesdemonturessontsouventfournisavecdesdriversoudesprotocolesdecommunicationquisontcomprisparunlogicieldeplanétarium,commeStellariumouTheSky.Ilyaaumoinsdeuxavantagesprincipauxàcontrôlerunemontureàpartird'unlogiciel.Lepremierestqu'un"objectif"peutêtre facilement localiséà lapremièreplace (sousréservequ'ilsoitvisibledanslecielàcemoment).Lasecondeestqu'unemonturedesuivipermettraàunappa-reilphotoderesterpointéverslemêmeobjectif,pourcompenserlarotationterrestre.Celapermetdesposesplus longuesetpermetdedétecterdesétoilesplus faibles. Idéalement, l'appareilphotodoitêtremontésurunemontureéquatoriale,maisdenombreusesmontures"Goto"sontdesmon-turesAltazimutales,quisontplusfacilesàconfigureretquisontfacilementcontrôléesparlesordi-nateursmodernes(quipeuventêtresituésàl'intérieurdelamonture)poursuivrelesétoiles.Stric-tementparlant,l'utilisationd'unemontureAltazimutale(sansunrotateurd'appareilphotocoûteux)causel'imageàtournerlégèrement.Laplupartdeslogicielsquitraitentdesséquencesd'imagespeu-vent compenser cet effet, et pour lesposes courtes, cen'est pasunproblèmegravepour chaqueimageindividuelle.

Chapitre4.Acquisitiond'image

4.1Vued'ensembledel'acquisitionLaphotométrieDSLRest,danssonprincipe,unprocessustrèssimple:prendredes imagesduciel,extraire lesdonnéesphotométriques,calibrer/réduire lesdonnées,etsoumettrevosmesurespourunarchivageàlongterme.L'étaped'acquisitiondel'imageestfondamentalementlaplusimportantedecesprocessuscarsilesdonnéesd'entréesontdepiètrequalité,lesdonnéesfinalesleserontaus-si.

Danscechapitre,nousplongeonsendétaildansletravailpréparatoirequevousdevezfaireavantdeprendre votre premier cliché, comment prendre des images de calibrage, comment trouver votrechampd'étoilesdansunpetit chercheur, commentacquérir les imageset jugerde leurqualité, etfinalementquelquesficellesdumétierdelapartdephotométristesDSLRexpérimentés.

4.2Travaildepréparation

4.2.1CarnetdenotesPeut-être,undesaspectsleplusimportantdefairedelascienceestdegarderdesbonsenregistre-mentsdecequevousavezfait.Celapeutressembleràunenotiontrèssimplifiée,maisunregistredevotreconfigurationd'observationetdessessionsnevousaiderapasseulementàidentifierdespro-blèmesavecvosdonnées,maispermettraàd'autresobservateursdedupliquervotreexpérimenta-tionsilebesoins'enfaitressentir.

Auminimum,vosenregistrementsdoiventindiquerladateetl'heuredevosimages,lesobjectifssurlesquelslesdonnéesscientifiquessontprises, lesconditionsmétéo,ettoutcequisepassemaldu-rantvotresessiond'observation.C'estégalementunebonneidéedenoterpériodiquementlatem-pérature, l'humidité, et l'état du ciel du fait que ces dernières peuvent altérer la qualité de vosimages.N'oubliez pas de noter également tout ce qui est inhabituel à propos de la session ou devotreéquipement.Est-cequelalumièredugaragedevotrevoisinestalluméecesoirquandellenel'étaitpaslanuitdernière?Avez-vousétéàcoursdebatterieaumilieud'unesessiond'observationetavez-vouschangélesbatteries?

4.2.2Emplacementd'observation,montures,etcontrôlesd'appareilphotoCommeàchaquesessiond'observation,laplusgrandepartiedutravailsefaitdansl'obscurité.Vousdeveztrouverunemplacementpourobserver,quidoitêtredénuéd'obstructionsàlafoisdanslecieletausol.Quevousutilisiezuntrépiedouunemonturedetélescope,familiarisez-vousavecl'empla-cementetlefonctionnementdesescontrôlesetdescaractéristiquesquipourraientêtreutiles.Parexemple,commentlesjambesdevotretrépiedsedéplient-elles?Commentleverroudesjambesdutrépied se verrouille-t-il ? Essayez d'attacher votre appareil photo sur lamonture en plein jour etd'atteindre les positions extrêmes (zénith, par exemple) pour vérifier que rien n'interfère avec lepointage,nepeuts'emmêler,ouinvolontairementêtreendommagépendantvotresession.

Concernantvotreappareilphoto,vousdevezêtrecapabledetrouveretd'utilisertouslescontrôlessuivants:

• Focalisationetanneauxduzoom.• Focalisationmanuelle(c'est-à-diredéconnecterl'autofocus).• Interrupteurdestabilisationd'image(àdéconnecter).• Tempsd'exposition.• Ouverture.• RéglageISO.• Typedesauvegardedel'image(réglésurRAW).

4.2.3Alimentationdel'appareilphotoPeut-êtrel'undes"pièges"leplusobscurdanslaphotométrieDSLRseproduitquandl'appareilphotoperdsonalimentationouquandlabatteriedevienttropbasse.Certainsobservateursdanslepasséont rapporté que le bruit de fondde leur appareil photo augmentait de façon drastique quand lachargedelabatteriediminuaitouaprèsquelabatterieaitétéchangée.Celanesembleplusêtreunproblèmeaveclesappareilsphotorécents,maisils'agitdequelquechoseàgarderàl'espritsivousutilisezunéquipementâgédequelquesannées.Sivousenvisagezdefairedeslonguessessionsd'ob-servation(c'est-à-direvoisinesde laduréedeviedesbatteries), il serait judicieuxd'utiliseruneali-mentationexterneoud'avoirunedeuxièmebatteriesiunealimentationexternen'estpasdisponiblesurvotreemplacementd'observation.

4.2.4CartesderechercheLocaliseruneétoile variableet ses étoilesde comparaison sansunebonne cartede rechercheestsouventunexercicedefutilité,aussiassurez-vousd'enemporteruneavecvous.Ilestsouventparti-culièrementutiled'amenerdescartesderechercheavecdifférentschampsdevision, surtoutavecdeschampsdevisionplusgrandsqueceluidel'appareilphoto.Voirsection3.5.1.

4.2.5Pland'observationUnebonnesessiond'observationcommenceavecunplanbiendéfini.Noussuggéronsdecréerunechecklist des actions requisespourobtenirdes imagesdequalité scientifique, surtout s'il s'agit devotrepremièretentativedephotométrieDSLR.Quelschampsvoulez-vousobserver?Oùsontlocali-sées lesétoilesdecomparaison(aidedescartesderecherche)?Quelsréglagesde l'appareilphotosontrequis?Combiend'imagessontnécessaires?Touscesélémentsdoiventêtreenregistrésdansvotreregistred'observation.

4.3SourcesdebruitetbiassystématiquesOnpourraits'attendreàcequetous lespixelsd'une imagepossèdentexactement lamêmevaleurADUsi l'appareilphotoestéclairéparunesourcelumineuserigoureusementuniforme.Cependant,cen'estjamaislecas.Lesignaldétectéestinfluencéparplusieursfacteursincluantlevignettageparl'objectifouletélescope,desvariationsdesensibilitépixelàpixelauniveauducapteur,delapous-sièresurdiversessurfacesoptiques,desstatistiquesdecomptageduesàdestempsd'arrivéealéa-toiredesphotons,etaubruitélectroniquegénérédansl'appareilphoto.

Figure4.1.Imagetrèsétiréed'uneboiteàlumièreéclairéedefaçonuniforme.

Danslafigure4.1,onpeutvoirplusieursartefactsmentionnésau-dessus.Lestachescirculairessontcauséesparlapoussièresurlesoptiques,l'intensitéréduitedanslescoinsestdueauvignettage,etlesligneshorizontalesetverticalessontduesauxvariationsdesensibilitédespixelsetaubruitélec-tronique.Bienquenonévidentpour l'œil, ces artefacts sont aussi présents sur les images scienti-fiquesetdoiventêtreretiréesavantquelaphotométriesoitentreprise.

Pour prendre en compte ces effets correctement, vous devez prendre une série d'images de cali-brageeteffectuerunnombred'opérationsmathématiquessurvos imagesscientifiques incluant lasoustractiondesbiasetdesimagesd'obscurité(darkframe)pourretirerlacomposantefixedubruitetladivisiondel'imagerésultanteparunflat-fieldpourretirerleseffetsduvignettageetlesvaria-tionsdesensibilitéainsiquelesombresdespoussières.Lesdétailssurlafaçond'effectuercesopéra-tionspeuventêtretrouvéesdansvotremanueldelogicieldephotométrie.Cettesection(quipourraitêtreunchapitreàpartentière)fournituneexplicationdétailléedesdiversartefactsquecesétapesdecalibragetententd'atténuer.

4.3.1BruitaléatoireL'artefactleplusfacileàcomprendredanslesimagesestlebruitaléatoire.Lebruitaléatoireesttota-lementindépendantdubruitpixelàpixel,etd'imageàimage.Danschaqueimage,lemotifdubruitaléatoireestdifférent.L'aspectgranulairedesimages(figure4.2)prisavecunISOélevéestdûàcebruitquigénèreuneerreurpositiveounégativedansnotremesuredemagnitude.

IlexistedeuxsourcesprincipalesdebruitdanslesimagesDSLR.LapremièreestlebruitdeJohnson-Nyquist.Cebruitestgénéréparlescircuitsélectroniquesdel'appareilphotoetilestcauséparl'agi-

tationthermiquedesélectrons.Ilestsouventdésignésouslenomde"bruitdelecture".Lasecondesourcedebruitestlebruitdegrenaille,quiestreliéaunombredephotons,N,détectéetquiappa-raitenraisondelanaturestatistiquedel'émissiondephotonsàlasource.Lebruitdegrenailleestsimplementlaracinecarréedunombredephotonsdétectés.

Figure4.2.Deuxposesde120s,ISO400,20°C,mêmeblocdepixelsissusdesimagesbrutes.Lespixelsbrillantssontdesimpulsionsducourantd'obscuritéetsontlesmêmesdanslesdeuximages.L'arrière-plangranuleuxestdûaubruitaléatoireetilestdifférentdanslesdeuximages.(RogerPieri)

Le bruit aléatoire est présent dans les images de calibrage aussi bienquedans les images scienti-fiquesetilnepeutêtreéliminé.Leseulmoyenderéduiresonimpactconsisteàaugmenterlesignal(photons)enutilisantdesposespluslongues,soitenuneseuleexposition,soiten"empilant"(ajou-tant)plusieursimagespluscourtess'ilexisteunrisquedesaturation.

Denombreuxappareilsphotoontdes filtres logiciels intégrésqui réduisent la visibilitéde cebruitdanslesimages.Bienqu'utilesdanslaphotographiequotidienne,lesfiltresaltèrentlesdonnéesori-ginales dans l'image et ne devraient pas être utilisés en photométrie. En conséquence, toutes lesoptionsderéductiondubruitintégréesàl'appareilphotodoiventêtredésactivéeslorsqu'onpratiquedelaphotométrie.

4.3.2Bruitàmotiffixe(FPN)ContrairementaubruitdeJohnson-Nyquistetdubruitdegrenaille, lebruitàmotiffixe(FPN)n'estpasaléatoire;ilestdûauxdéfautstechnologiquesd'unenaturepermanente.Quanddespixelsparti-culierssontaffectésdetelsdéfauts,ilsformentunmotifquiserépèted'imageenimage.Aladiffé-rencedubruitaléatoire,leFPNpeutêtrecaractériséetsupprimépendantleprocessusdecalibragedel'image.

Ilexisteplusieurstypesdebruitàmotiffixeincluantlesdécalagesbiasetlesoffsetssystématiques,les pixelsmorts/chauds, le courant d'obscurité, et les impulsions de courant d'obscurité. Dans lesquelquesparagraphessuivants,nousdécrivonschacund'euxavecplusdedétails.

4.3.3BiasetoffsetsystématiqueUnbiasestunpetitdécalageduniveaudunoirdechaquepixel,souventliéàl'organisationenlignesetencolonnesdespixels.Ilpeutêtresoituniformesurtouslespixels,ouformerdesbandesauni-veaudunoirdes images (voir figure4.3). Sonamplitudeestextrêmement faibleavec les capteursactuels,généralementseulementquelquesADU.

Note: ilexistedesmotifsdedéfautsimilaire(bandes)danslesimagesDSLRquineserépètentpasd'imageenimage,etnepeuventêtresupprimésparlecalibragedel'image.Celaestgénéralementdûauxsignauxfallacieuxinduitsparlescircuitsélectroniquesdigitauxdanslescircuitsélectroniquesanalogiqueshautementsensibles.Cependant,ilsn'ontquedesniveauxADUtrèsfaiblesetneconsti-tuentpastropunproblème.

Certainsappareilsphotoontunoffsetsystématiqueparconstruction.C'estundécalageparfaitementdéterminéducodageduniveaudunoirdans le fichier image. Ilestsouventde1024ou2048ADUdanslesappareilsphotomodernes.Cetoffsetoffrelapossibilitéd'enregistrerdesvaleursnégativesdubruitetundécalageduniveaudunoir.Cettecaractéristiqueest importantepour le traitementphotométrique car il doit être soustrait avant que toute opération mathématique non-additive,commelacorrectionflat-fieldsoitappliquée.

Les bias et les offsets systématiques sont présents dans toutes les images scientifiques et de cali-brage.Ilssontretirésparsoustractiond'uneimagebiasmaitre(discutéplusloindanscechapitre).

Figure4.3.ImagebiasmaitretrèsétiréemontrantlebruitàmotiffixeavecuneamplitudedequelquesADU(ISO200).Cetteimagepossèdeàlafoisunoffsetuniformede0ADUetdesbandesliéesàl'organisationenlignesetencolonnesdesélectroniquesd'adressage.

4.3.4PixelsmortsetpixelschaudsLespixelsmortsetlespixelschaudssontdespixelsquinefonctionnentpascorrectement.LespixelsmortsneréagissentpasàlalumièreetontgénéralementunevaleurADUprocheduniveaudel'off-setsystématique.Lespixelschaudsontbeaucouptropdecourantd'obscurité(voirci-dessous)etdesvaleursADUélevéesparrapportauxpixelsnormauxdans l'image.Cesontdesdéfautsducapteur,quisonttolérésnormalementàlapériphérieducapteur,maisilnedevraitpasyenvoiroupeudanslazonecentrale.

Le motif de pixels défectueux se répète d'image en image et peut être corrigé en enregistrantd'abordleurscoordonnéesdansunfichier(appelécartededéfauts),puisenremplaçantlesvaleursADUdecespixelsdanslesimagesscientifiquesetdecalibrageparunevaleurinterpoléeàpartirdespixelsvoisins.Ceprocessuscorrectifestappliquéavanttouteautreétapedecalibrage.

Lespixelschaudssontdétectésdanslesimagesdarketlespixelsmortsdanslesimagesflat-field.LeseuilADUrégléparl'utilisateurdéterminelespixelsquisontinclus.AISO100,unseuilde500à1000ADUau-dessusduniveaudunoird'uneimagedarkestunbonpointdedépart.Consultezvotrema-nueldephotométriepourlaméthodeprécisedecréationd'unecartededéfauts.

Figure4.4.ProfildelignesmontrantlesvaleursADUlelongd'unesectiond'environ500pixelsd'uneimageàlonguepose.Lesfluctuationsautourde2140ADUssontduesaubruitaléatoire.Lespicsproéminentssontlespixelschauds.(MarkBrad-ford)

Leprocessusdecartededéfautsesttrèsefficace,prendtrèspeudetempsdetraitementetnecoûtepasdetempsd'observationpourpréparerlefichier.S'ilestdisponibledansvotrelogicieldephoto-métrie,ilestrecommandédel'utiliser.Lescartesdedéfautspeuventêtreutiliséespendantplusieursmois.Leurvaliditéestlimitéeparleprocessusdevieillissementducapteur.

Noteimportante:leremplacementdudéfautdoitseulementêtreeffectuésivousêteslourdementsur-échantillonné.Siundéfautseproduitdansunprofild'étoile,vousfaitesdessuppositionssurceque la valeur interpolée correctepourrait être, et ces suppositionséchoueront si lespixels voisinsdiffèrentbeaucoupenintensité.

Figure 4.5. Les bandes horizontales peuvent semanifester dans les imagesDSLR. Ces bandes ont généralement un trèsfaibleniveau(uncoupled'ADUs)etsontcauséspar lebruitdans lescircuitsanalogiquesducapteuravant l'ADC. Ilexistedesalgorithmespouréliminercesartefactsmais ils sontassez raresdans les logicielsastronomiques. La soustractiondubruitdefondcorrectementappliquéetendàréduirecettesourcedebruit.(RogerPieri)

4.3.5Courantd'obscuritéetimpulsionsd'obscurité

4.3.5.1Courantd'obscuriténormal

Danslescapteursd'imageCMOS,laphotodiodetravailleenmodedepolarisationinverse.Celasigni-fie qu'un voltage positif est appliqué sur la cathode relativement à l'anode. Le courant issu de lasource est bloqué. Le courant restant est dû aux électrons libérés par les photons tombant sur laphotodiode.Mais ilexisteunfaiblecourantquiexisteaussidanschaquediode, lecourant inverse,quiestunesortedefuitedumodebloqué.Cesignalestpetit,environ0,1à10électronsparseconde,etentraineunpetitaccroissementduniveauADUdesortiedupixel.

Lecourantinversenormalestfixéàlaconstructionducapteurettouslespixelsontlemêmedéca-lagepositif à causede lui. L'accumulationcorrespondanted'électronsdans lepixelestproportion-nelle au temps d'exposition. Cela entraine une élévation du niveau du noir global (plus oumoinscommelefondduciel).Enfait,celan'estpasvisiblesurnosimagescarelleestcompenséeparl'élec-troniquedel'appareilphoto.Leseuleffetrestantestlebruitdegrenaillecorrespondant,quiaccroitleniveaudubruitaléatoiredeslonguesposes.

Lecourantinversedesdiodesestaussitrèssensibleàlatempératuredeladiode.Ildoubletypique-ment tous les5à10°C.Enconséquence, l'augmentationde la chargede l'électronestproportion-nelleautempsd'expositionetc'estunefonctionexponentiellede latempératureducapteur.Bienque le capteurCMOS lui-mêmegénère souvent trèspeudechaleur (c'est-à-direpossèdeun faible

pouvoirdedissipation),leprocesseurdel'appareilphotoélèvelatempératureambiantedel'appareilphoto.Typiquement,unappareilphotoseréchauffede10°Caprèsuneheured'utilisation.CelaestbeaucoupmoinsquelescamérasCCDquinécessiteunrefroidissement.Ainsi,lecourantd'obscuriténormalestmoinsunproblèmedanslesappareilsphotoDSLRquedanslescamérasCCD.

4.3.5.2Impulsionsducourantd'obscurité

L'astrophotographieDSLRestfréquemmentcontaminéeparquelquespixelsdéviants(≈3%)quiontun courant d'obscurité notablement plus élevé que la normale. Ces pixels déviants apparaissentbeaucoupplusbrillantsdansl'imageetsontsouventappeléspixelschaudsou"impulsionsdark"(lespixels brillantsdans la figure4.2). Les impulsionsdarkne sontpasmesurablesdans lesposes trèscourtescarellessontjusteendessousdelagammedubruitaléatoiredesappareilsphotoDSLRlesplusrécents,cependant,ellesdeviennentunproblèmedanslesposespluslongues.

Bienque les impulsionsdark soientvraimentuneanomalieennuyeuseenastrophotographie,ellesontmoinsd'incidenceenphotométrieoùlalumièreest(intentionnellement)disperséesurquelquescentainesdepixels. Lasoustractiondu fondet l'empilage/moyenne réduitaussi l'influencedes im-pulsionsdark.

4.3.6ImagesdecalibragemaitreSouventnonremarquées,lacréationd'imagesdecalibragemaitre(quenouspréconiseronsplusloindans ce chapitre) introduit aussi un bruit aléatoire additionnel dans les images scientifiques. Pourminimiser ce bruit supplémentaire, nous utilisons des images biasmaitre, dark et flat-field consti-tuéesd'aumoins16imagesindividuelles,maisplusilyena,etmieuxc'est.Lesignaldel'imageaug-mentelinéairementaveclenombred'imagesmaislebruitaléatoireaugmenteaveclaracinecarréedunombred'imagesetdonclerapportsignal/bruitaugmenteaveclenombred'imagesajoutées.

4.4Imagesdecalibrage(bias,dark,etflat-field)

4.4.1Imagesbias

4.4.1.1Correctionbiasclassique

Lebruitàmotif fixedûaubiasetàtoutoffsetsystématiquesontgénéralementretirésdes imagesscientifiquespar soustractiond'une imagebiasmaitre. L'imagemaitre est réalisée en empilant unnombredeclichésprisdans l'obscuritétotale,avecuntempsd'expositiontrèscourt,età lavaleurISOutiliséepourlaprisedesimagesscientifiques.

Lesimagesbiaspeuventêtrecollectéesàn'importequelmoment,carlatempératureducapteuretle réglage de focalisation ne sont pas des considérations importantes. Aussi, des nuits nuageusessont idéalespourpréparerdes imagesbiasmaitre.Réglez l'obturateur sur lavitesse lapluscourtedisponiblesurvotreappareilphoto (engénéral1/4000èmedeseconde),assurez-vousqu'aucune lu-mièrenepeutatteindrelecapteur(capuchond'objectifenplace,viseurbouché,piècesombre),puisenregistrezaumoins16imagesoujusqu'àplusieurscentaines.Consultezlemanueldevotrelogicieldephotométriepour les instructions sur la façondepréparer lebiasmaitreàpartirdecesclichésindividuels.

Une image biasmaitre séparée doit être réalisée pour chaque réglage ISO utilisé pour les imagesscientifiques.Ellespeuventêtreutiliséespendantdesmois.Lalimiteenestlevieillissementpossibledesélectroniques.

4.4.1.2Correctionartificielledubias

Lasoustractiond'une imagebiasmaitreajoute inévitablementunecertainequantitédebruitaléa-toire (même quand plusieurs centaines d'images bias individuelles sont utilisées pour construirel'imagemaitre).Aulieudecela,certainespersonnessoustraientuneimageartificielledanslaquelletous les pixels ont lamême valeur que l'offset systématique, c'est-à-dire 1024 ou 2048ADU. Cecientraine le retraitde l'offsetsystématiquedes imagesscientifiquesetdecalibragesansajouterdebruitaléatoiresupplémentaire,maisauxdépensderetirerlerapportsignal/bruitdûaubias.

4.4.2ImagesdarkIl existeplusieursapprochespour la correctiondark. Le choixde laméthodeàutiliserdépenddescaractéristiquesspécifiquesdes imagesencoursdecalibrageetdesoptionsdisponiblesdansvotrelogicieldephotométrie.

4.4.2.1Pasdecorrectiond'obscurité

Lesimagesenregistréesavecdestempsd'expositioninférieursà30secondesdansdestempératuresambiantesfroidespeuventnepasmontrerdecourantd'obscuritésignificatifoud'impulsionsd'obs-curité.C'estgénéralementlecaspourdesimagesflat-fieldoùlestempsd'expositionsontgénérale-mentsimplementdequelquessecondes.Danscettesituation,lacorrectiondarkn'estpasnécessaireeten faitajouteraitunbruitaléatoire sansaugmenterde façonsignificative laprécisionphotomé-trique.Ilseraitjudicieuxdevérifierlescaractéristiquesdevotreappareilphotosousdifférentescon-ditionsdetempératureetderéglaged'expositionavantd'adopterl'option"Pasdecorrectiond'obs-curité".

4.4.2.2Correctiondarkàl'intérieurdel'appareilphoto

Denombreux appareils photoDSLRpossèdent uneoption intégrée pour la réduction du bruit desexpositions longues. Immédiatementaprèsavoirprisune imagescientifique, l'appareilphotoenre-gistreautomatiquementuneautreimageaveclemêmetempsd'expositionmaissansouvrirl'obtura-teur. La seconde imageest soustraite de la première avant de sauvegarder l'image corrigée sur lacartemémoireoul'ordinateur.Nil'imagescientifiqueoriginale,nil'imagedarknesontsauvegardées.

En principe, cela semble être une bonne idée, cependant en pratique, cela ne l'est pas. L'appareilphotoutiliseune imagedarkpourune imagescientifique,etdonc lebruitaléatoireajoutéestplusgrandqu'avecuneimagedarkmaitre(ceciestatténuéquelquepeusivousempilezplusieursimagesscientifiques). Ce qui est plus important, c'est que lamoitié du temps d'observation est perdu enprenantdes imagesdark,et lenombred'imagesscientifiquesestgrandementréduit.Leseulavan-tagedeceprocessusintégréàl'appareilphotoestquelatempératuredesdeuximagesesttrèssimi-laire,maiscelanecompensepassesdésavantages.

Engénéral, laréductiondubruitdesexpositionslonguesintégrédansl'appareilphotoet lesautresoptionsidentiquesdoiventêtredésactivées.

4.4.2.3Correctiondarkclassique

Dansleprocessusclassique,aumoins16imagesdarksontenregistréespendantlasessiond'observa-tion, sous lesmêmes conditions et réglages que les images scientifiques (ISO, temps d'exposition,température).Toutefuitepossibledelumièredansl'appareilphotodoitêtreéliminée(viseurbouchéetcapuchond'objectifenplace).Uneimagedarkmaitreestensuiteréaliséeenutilisantcesimagesindividuelles.Consultezvotrelogicieldephotométriepourlesétapesspécifiques.

Il est difficile de faire un jeu d'images dark avec lemêmeniveaud'impulsion dark que les imagesscientifiquescarlatempératureducapteurdel'appareilphoton'estpasstabilisée.Pouratténuerceproblème,certainespersonnescollectentlamoitiédesimagesdarkavantdecommencerlacollectedesimagesscientifiques,puisl'autremoitiédesdarksaprès.Celapermetd'encadrerl'écartdetem-pératuresous lequel les imagesscientifiquessontenregistréesetpeutdonnerunecorrectiondarkaméliorée.

4.4.2.4Correctiondarkadaptéeàl'exposition

Vouspouvezavoirbesoind'utiliserdestempsd'expositiondifférentspourdifférentsobjetsselonleurluminosité.Avecunecorrectiondarkclassique,ilestnécessairedecréeruneimagedarkmaitrepourchaquetempsd'expositionutilisé,aucoûtdutempssupplémentairepasséàenregistrerdesimagesdarkindividuelles.

Certains logicielsdephotométriepossèdentuneoptionpourdimensionnerune imagedarkmaitrepourposelongueafinqu'ellepuisseêtreutiliséepourlacorrectiondarkd'imagesscientifiquesd'ex-positionpluscourte.Celamarcheraisonnablementbientantquelatempératuren'estpasdifférentedemanièresignificative.

4.4.2.5Correctiondarkoptimisée

Uneprocédureplussophistiquéedisponibledansplusieursprogicielsdephotométrie(IRISetMaxImDL) qui redimensionnent l'image darkmaitre pourminimiser le bruit RMS de l'image finale. Cetteprocédurepeuts'accommoderdesdifférencesdetempératureentre les imagesscientifiqueset lesdarks,mêmeencasdechangementdetempératureducapteurdurantlasessiond'observation.

L'imagedarkmaitrepeutêtrefaiteàn'importequelmoment,iln'estpasnécessairedelafairepen-dantlasessiond'observation.Elledoitêtrevalidependantplusieursmois;lalimiteenestlevieillis-sementpossibleducapteur.

4.4.3Correctiondesimagesflat-fieldLes imagesflat-fieldsontdes imagesd'unesourceuniformémentéclairéequirévèle lesasymétriesou artefacts dans votre configuration optique de l'appareil photo. A la différence de la correctiondark,lacorrectionflat-fieldestobligatoirepourtouteslesimagesprévuespourlaphotométrie.Lesimagesflat-fielddoiventêtreenregistréesavecl'appareilphotoetl'objectifdanslamêmeconfigura-tion(focalisation,ouverture, ISO)utiliséepour les imagesscientifiques.Lestempsd'expositiondoi-ventêtreajustéspouréviterlasaturation.

Trouverouréaliserunesourcelumineuseuniformeestétonnammentdifficileetaconduitàdenom-breuses discussions intéressantes aux conférences de l'AAVSO. Ainsi, nous ne pouvons pas (et

n'osonspas)conseillerunetechniqueparticulière.Avantdeprésenterquelquesoptionspopulaires,nousproposonsquelquesconseilsgénéraux:

Il faut prendre soin à ce que chaque canal RGB reçoive suffisamment d'intensité dans une image.Idéalement,celadevraitêtreenviron2/3delalimitedesaturationdevotreappareilphoto.Commevousobservezunesourcebeaucoupplusbrillanteque lorsquevous faitesde laphotométrie,vousdevrezutiliserdestempsd'expositionpluscourts(engénéral1à2secondes)quepourvos imagesscientifiques.

Bien que les expositions soient courtes et qu'il n'y ait pas de courant d'obscurité appréciable, lessignaux de bias et d'offset sont toujours présents. Assurez-vous d'appliquer l'image biasmaitre àl'imageflat-fieldmaitreavantd'appliquertoutecorrectionflat-fieldauximagesscientifiques.

Commelesflat-fieldssontsupposéesêtredesimagesd'unesourceuniformémentéclairée,ellesfe-ront lacorrectionpourtoutvignettageet toutesvariationsdesensibilitépixelàpixelquisontpré-sentes(sousréservequel'appareilphotoet laconfigurationtélescope/objectifnesoitpasaltérée).Cependant,lesombresdespoussièrespeuventchangerenraisondumouvementdelapoussièresurlessurfacesoptiquesetdeschangementsderéglagedefocalisation.Pourminimiserceteffet,désac-tivertouteslesoptionsdenettoyageultrasoniquesurvotreappareilphoto.Lesimagesflat-fielddoi-ventêtrepréparéesrégulièrement,maispasnécessairementchaquenuit.

Commepourtouteslesétapesdecalibrage,lacorrectionflat-fieldajoutedubruitàl'imagecalibrée.Pourminimiserlaquantitédebruitajouté,lesimagesflat-fieldmaitressontréaliséesàpartirdemul-tiples imagesflat-field.Vousdevezenréaliser16aumoins,davantagesi letempslepermet.Votrelogicieldephotométrieaurauneoptionpourréaliseruneimageflat-fieldmaitreàpartirdesimagesindividuellesenutilisantdesroutinesdemoyenneoudemédianecombinée.L'optionmédianecom-binéeestgénéralementpréféréecar les imagesd'étoilesdans les flat-fields individuellesducieloulestracesderayonscosmiquesn'affectentpasdiversementl'imageflat-fieldmaitre.

Peuimportequelleméthodevousadoptez,vousdevezeffectuerlestestssoulignésdansl'AnnexeBpourvérifierl'illuminationuniformedelasourcelumineuse.

4.4.3.1Flat-fieldduciel(crépusculaire)

Quand on photographie à travers un télescope, le champ de vue est généralement suffisammentpetit pour que les images du ciel crépusculaire (qui est raisonnablement uniformeà l'échelle d'undegré) puissent être utilisées comme images flat-field. Il y a un temps limite pour enregistrer lesimagesflat-fieldducielpendantl'aubeoul'aurore,etilpeutêtrenécessairedefairevarierladuréed'expositiondechaque imagepourassureruneexpositionadéquateaufuretàmesureque lesni-veauxdelumièrechangent.

Sivousréalisezdesflat-fieldduciel,ilestpréférabled'arrêterl'entrainementdutélescope,afinquetouteimaged'étoiledansvotreimagesoittrainéeàdifférentespositionssurchaqueimageflat-field:l'option"médianecombinée"(plutôtque"moyenne")dansvotrelogicieldephotométrielesélimine-radevotreflat-fieldmaitre.

Pour des champs plus larges acquis avec un objectif standard ou un téléobjectif, des techniquesd'éclairageindirectdoiventêtreutilisées.

4.4.3.2Flat-fielddôme

Un objectif de flat-field comme unmorceau de cartonmat éclairé par le ciel crépusculaire ou unéclairage artificiel diffus peut être adapté. Assurez-vous que le carton cible dépasse du cadre del'imageetlaremplitcomplètement.

4.4.3.3Flat-fieldd'uneboitelumineuse

Alternativement,uneboitelumineusepeutêtreconstruiteetplacéeenfacedel'objectifdel'appareilphotopouracquérirdesimagesflat-field.Ellespermettentlecontrôledesniveauxd'illuminationetpeuventêtreutiliséesàn'importequelmoment,au lieud'êtreobligéd'attendredesconditionsdecrépusculeadaptées.Lesinstructionspourconstruireuneboitelumineusesontdisponiblesaisémentsur Internet.Unexemplesimplemaisefficaceestdécritdans leHandbookofAstronomical ImageProcessingdeRichardBerry.

4.4.3.4Flat-fielddepanneauélectroluminescent

Cesdernièresannées,despanneauxélectroluminescents(EL)sontdevenusfacilementdisponiblesetcertainespersonnes lesontutiliséspour les imagesde flat-field. Ilssontmoinsvolumineuxque lesboitesàlumièretraditionnellesetplusfacilesàutiliser,maispeuventêtrerelativementpluscouteux.L'uniformitédel'éclairagedecertainspanneauxELsesontavérésmoinsqu'idéalpourlaphotométrieaussil'utilisateurestencouragéàvérifierlesleurscommecelaestindiquédansl'annexeB.

4.4.3.5Ecransplatsdemoniteurs

Unécrand'ordinateurpeutfournirunesourced'illuminationuniformeadaptéeàlapréparationdesflats.Affichezundocumentblanc(parexemple,unefeuillededocumentWord)etplacezplusieursfeuillesdepapierblancentrel'écranetl'objectifdel'appareilphotopourréduirel'intensitéetdiffu-ser la lumière. Lesposesdoiventêtredequelques secondespourminimiser leseffetsduclignote-mentdurafraichissementdel'écran.

Touslesmoniteursnesontpasadaptés.Certainspossèdentuneintensitéinégalesurtoutl'écranouprésentent des variations d'intensité selon l'angle de vision. Certaines personnes ont rapporté demauvaisrésultatsquandonutilisedesobjectifsàcourtefocale.

4.5ISOettempsd'expositionS'il existait une liste des questions les plus fréquentes sur la photométrieDSLR, alors celles impli-quant lestempsd'exposition, lesréglagesISO,et l'assurancequeles imagessontdequalitéphoto-métriqueoccuperaientcertainement lespremièresplaces.Choisircesréglagesnécessiteuneconsi-dérationréfléchieàlafoisdescaractéristiquesdebruitdevotreappareilphotoetdesobjectifsscien-tifiquesquevous souhaitezaccomplir.Dans cette section,nousexpliquons le compromis soigneuxentre la sensibilité et la précision et fournirons quelques lignes directrices pour des réglages opti-maux.

4.5.1RéglageISO,erreurdequantification,etniveaudynamiqueChoisirlebonréglageISOestfaireunchoixentredeuxmaux.Commediscutédanslechapitre2,leréglage ISO ajuste simplement le réglage du gain de l'amplificateur utilisé pour lire les valeurs depixelsensortie.Onpourraits'attendreàcequ'unréglageISOélevésoitl'idéalpourlaphotométrie,maiscen'estpastoujourslecas.AunISOélevé,l'appareilphotomontreradessourcesplusfaibles,

mais cela amplifieranon seulement la lumièrede l'étoilemais également lebruit.Deplus, un ISOélevéréduit l'intervalledynamiquede l'appareilphoto (l'intervallede luminositécontenudansuneimage).Enconséquence,unISOélevélimitel'intervallededifférencesdemagnitudequevotreappa-reilphotoestcapablededétecter.

Inversement, à un faible réglage ISO, des petites différences dans la charge électrique se verrontassignerlamêmevaleurparl'ADC,etlaprécisiondudétecteurseraperdue.Cettedernièresituationestappelée"erreurdequantification".L'erreurdequantificationpeutêtrefacilementillustréed'unefaçonnon techniqueavec l'imagesuivanted'uncielbleuclair suruneplage (voir figure4.6).Noussavons par l'expérience quotidienne que la luminosité d'un ciel clair varie lentement le long d'ungradient.Cependant,siunappareilphotonepeutdétecterdesvariationssubtilesdeluminosité,celaproduira une image étrange dans laquelle le ciel aura l'apparence de "marche d'escalier", commec'estlecasdanscetteimage.

Figure4.6.Ungradientrégulierd'uncielbleudanscetteimageestpartagéenuneséried'intervallesdiscretsdusàuneerreurdequantification.

Cetartefactestplusquelaid.DanslecontextedephotométrieDSLR,ildégradeaussilavaleurpho-tométriquedel'image.L'imagedelaplagedevraitutiliserdescentainesd'intensitédifférentespourreprésenter leciel,mais ici,seulescinqsontutilisées,cequidonneaucielcetaspect irréaliste.(Enfait,l'erreurdequantificationseproduitaussiavecunISOélevé,maisdanscecas,elleseproduitcarvotregainestsiélevéquel'additiond'unseulélectronsignifiedemultiplesniveauxdel'ADU.)

Aprèsquelquesexpérimentations,nousavonstrouvéqu'unréglageISO200-400doitdonnerunbonéquilibreentrelaprécisionetlebruit,avecdesvaleursISOplusbasses(disons100)préférablespourdes étoiles plus brillantes. Alors, si votre sujet scientifique implique un large intervalle demagni-tudes,vousadhérerezprobablementàl'extrémitéinférieuredecetintervalle.Demême,sivousob-servezunchampavecdenombreusesétoilesdemagnitudevoisine,unréglageISOélevépeutêtreacceptable,tantqueleréglageISOplusélevénesaturepaslesétoiles.

4.5.2Tempsd'exposition,saturation,etnon-linéaritéEnphotométrieDSLR,l'observateurdoits'assurersoigneusementquelesimagesdel'appareilphotosontdequalitéphotométrique.Ilestcrucialquel'observateursoitcapabled'identifiercesproblèmespendantque lesdonnéessontcollectées.L'undecesproblèmesestdesavoircommentrégleruneexpositiondefaçonappropriéepouréviterlesproblèmesdesaturationetdenon-linéarité.

Comprendre leconceptde linéariténécessiteunebrèvedigressionminimalement techniquesur lafaçondontlesDSLRsdétectentlalumière.Quandlalumièrefrappeunpixeldanslecapteur,ilcréeunechargeélectriquedanslepixelquiestproportionnelleàl'intensitédelalumière.Ainsi,sil'étoileAest2foisplusbrillantequel'étoileB,elledoitgénérerunechargeélectriquedoubledanslespixelsqu'elleéclaire.Cependant, ilexisteunequantitémaximaledechargeque toutpixelpeutcontenir.Unefoisqu'unpixelaatteintcette limite, ilnepeutmaintenirdechargeadditionnelle,ettoutelu-mière additionnelle qui tombe sur lui ne provoque pas un accroissement correspondant dans lachargemaintenuepar ce pixel. Cela est appelé saturation.Dans un sens, une fois saturé, unpixeldevient"aveugle"pourlerestedelaposeetn'auraplusuneréponselinéaireàlalumière.Celan'en-dommagepasl'appareilphoto,maiscelasignifiequ'ilestimpossibled'obtenirunephotométriesigni-ficativedel'étoilesaturée.Laphotométriedesétoilesnonsaturéesdanscetteimagen'estpasaffec-tée.Enpratique,alors, ilestabsolumentessentieldes'assurerqueni l'étoilecible,ni lesétoilesdecomparaisonnesoientsaturées.

Reliédeprèsàlasaturation,setrouveleconceptdenon-linéarité.Normalement,quandlalumièreissued'unesourceconstantetombesurunpixel,ilyauraunerelationlinéairedirecteentreletempsd'exposition(affichésurl'axeX),etlachargeélectrique(l'intensité,affichéesurl'axey).Parexemple,doublerletempsd'expositiondoublel'intensitéd'unpixeldonné.Cependant,pourlesdétecteursdetype CCD, quand le pixel approche de la saturation, la relation linéaire précédente devient haute-ment non-linéaire. Avec l'image d'une étoile presque saturée, par exemple, augmenter le tempsd'expositionde10%peut résulter simplementenuneaugmentationde5%dans lacharge (au lieudes10%attendus).Lanon-linéaritéestmêmeplusdangereuseenphotométriecarilestmoinsévi-dentdeladétecterquelasaturation.Heureusement,lesappareilsphotoDSLRactuelsutilisentexclu-sivementdescapteursCMOSquin'ontpasceproblèmedenon-linéaritéqueprésententlescapteursCCD.

Pourquoidoit-onsesoucierdelasaturationetdelanon-linéarité?Laphotométriereposesuruneprésomptionintuitivequ'ilexisteunerelationlinéairedirecteentre(a)l'aspectlumineuxsouslequeluneétoileapparaitdansuneimageet(b)saluminositéréelle.Unefoisqu'unpixelperdsaréponselinéaire à la lumière, cette supposition s'effondre car les charges électriques maintenues par lespixelsnon linéaires/saturésnecorrespondentplusà la luminositévraied'uneétoile.Dans la figure4.7,l'étoileAestunemagnitudeplusbrillantequel'étoileB,maisunefoisquel'étoileAdevientsatu-rée, lamagnitudedifférentiellevariede1vers0–bienqu'aucunedesétoilesn'ait changédebril-lanceréelle.Connaitreleniveaud'intensitéàpartirduquellespixelsdevotreappareilphotodevien-nentsaturés,enconséquence,estimportant.

Lemoyenleplusfaciled'éviterlesproblèmesaveclasaturationestsimplementdegarderl'intensitémaximalepourlacibleetlesétoilesderéférenceen-dessousde75%delavaleurmaximaledevotreappareilphoto.Sivousavezunancienappareilphotosur12bits,l'intensitémaximaleest212ou4096comptages,aussi,vousdevrezgarderl'intensitéen-dessousde3100comptagespourêtretranquille.

Pourunappareilphoto14bits,12300comptagesseraunecoupuresécurisée.Cesnombressonttrèsconservateursmaispermettentdeschangementsdanslesconditionsd'observation,commelaturbu-lenceoulatransparence,quipourraientpousseruneétoileàlasaturation.

Figure4.7.Lasuppositionquelaluminositéd'uneétoileestreliéeauxcomptagesmesurésestvioléeunefoisquel'étoilecommenceàsaturerledétecteur.Ici,nouspouvonsvoirceteffetdesaturationsurlescomptagesdel'étoileA.

Choisir lesréglagesISOetlestempsd'expositionpeutêtreunprocessusgourmandentemps.Vousdevezvousréférerauxtables3et4auchapitre2pourquelques lignesdirectricesaudépart,maisvospremièressoiréesdephotométrieDSLRpeuventêtremieuxrempliesenobtenantunsentimentd'avoirlesmeilleursréglagesd'appareilphotopourlesobjetsquivousintéressent.

4.6TrouveretimagerlechampEnpremier,ceciestunedespartiesparmilesplusfrustrantesdelacourbed'apprentissage,surtoutsivous utilisez un trépied. C'est également là que l'expérience conduisant les observations visuellespayeréellement.Lesmêmesproblèmesquevousavezrencontréspourtrouverunchampvisuelle-ments'appliquentaussià laphotométrieDSLR.Ladifférenceestquevotrechampdevueserapluspetit.Voiciquelquesrecommandations:

• Apprenezàutiliserdescartesd'étoilespourtrouverleschampsvisuellementet/ouavecdesjumelles.

• Entrainez-vousavecdeschampsfacilesàtrouver.• Localisez l'étoilebrillante laplusprochede votre zone cible.Utilisez-lapourunaligne-

mentgrossier.

• Regarder à travers un appareil photo qui pointe haut dans le ciel est difficile pour denombreuses personnes. Envisagez d'acheter un chercheur à angle droit pour l'appareilphoto.

• Achetez,unchercheuràpointrougequis'attachesurlesabotduflashdevotreappareilphoto.Prenezuneexpositiontestetexaminez-lasurvotreappareilphoto.Utilisezlaca-ractéristiquedezoomdevotreappareilphotopouridentifierlesastérismesquipeuventvousaideràunalignementplusprécis.

4.7AcquisitiondesdonnéesscientifiquesetficellesdumétierAvantd'approfondircechapitre,nousvoulonsréitérerquelques-unsdespointsprincipauxquenousavonsdéveloppé iciquivousaiderontàobtenir la coursed'observation laplusproductiveavecdebons(scientifiquementutiles)résultats.

Quandvousprenezdesdonnéesscientifiques,assurez-vousde:

• RéglervotreappareilphotosurleformatRAW(fichiers.nefou.nrwdeNikonet.cr2ou.crwdeCanon).

• Vérifiez que la date et l'heure de votre appareil photo est correcte. Si possible, réglezl'appareilphotosurleTempsUniverselplutôtquesurletempslocal.

• Défocalisez lesétoiles légèrementpourqu'elles soient rondesetqu'ellesoccupentplu-sieurspixels.Ellesdoiventêtrerondesetrempliescomplètement.Siellescommencentàressembleràdesbeignets,vousêtesalléstroploin.Lesimagesdesétoilespeuventêtrecomplètementdifférentesdechaquecôtédufoyer.Expérimentezpoursavoirsiavantouaprèslefoyerestlemieuxpourvotreobjectif.

• UtilisezlavueLivepourvérifierlefoyeretlecadreduchamp,maisdésactivez-laensuitequandvousn'enavezplusbesoin.Lachaleurambiantedel'affichagepeutaugmenterlebruitducapteur, la lumièregénéréepeutdiminuervotrevisionnocturne,etpeutinuti-lementaugmentervotreconsommationélectrique,surtoutsivousutilisezdesbatteries.

• PrenezlesimagesavecunréglageISOfaible(généralement100–200).Bienquedesni-veauxISOplusélevéssoientplussensibles,ilssouffrentd'unepertedeprécision.

• Désactiveztouteréductiondebruitouoptiondetraitementd'imageintégréedansvotreappareilphoto.

• Désactivez toutes les options de nettoyage ultrasonique/automatique des optiques devotreappareilphoto.

• Entrainez-vous à faire fonctionner votre appareil photo à l'intérieur avant de le faire àl'extérieurdanslenoir.

• Restreignez-vousàunpetit jeuderéglages ISOetdiaphragmespourminimiser les jeuxdeclichésdecalibration.

• Réglez la balance des blancs sur "couleur du jour", bien que cela n'affecte en rien lesimagesRAW.

Chapitre5:évaluationdel'image,traitementdel'image,etphotométried'ouverture

5.1Vued'ensembleCe chapitre décrit génériquement comment traduire vos images scientifiques en unephotométrieprécise,unemesurecalibréedela luminositéd'uneétoilevariableàunmomentspécifiquedansletemps. Lesétapesmajeuresdans leprocessusaprès l'acquisitionde l'image sont (1) la vérificationquetoutes les imagesscientifiquesetdecalibragesontadaptéesà laphotométrie,(2) l'applicationd'images de calibrage, l'enregistrement et l'empilage des images pour augmenter le rapport si-gnal/bruit,(3)l'extractiondescanauxindividuelsRGBdesimages,(4)effectuerlaphotométried'ou-verture sur la cible et les étoiles de calibrage, et (5) effectuer les vérificationsde la qualité finale.Veuilleznoterque lesétapes2et3dépendentdespossibilitésdevotre logicieldephotométrieetpeuventdevoirêtreinversées.

Avantdecommencer,noussupposeronsquevousavezsuivilesinstructionspouracquérirlesimagesdanslechapitre4,etpossédezunjeucompletd'imagesdecalibrageenplusdevosimagesscienti-fiques. Pur résumer ce que vous avez enmain, assurez-vous que vous disposez des éléments sui-vants:

• Unjeucompletd'imagesbias(tempsd'expositionde0seconde),quevoustransformerezenune imagebiasmaitre (vousdevezdisposerd'aumoins16 imagesetpréférentielle-mentdavantage).

• Unjeucompletd'imagesdark,quevoustransformerezenune imagedarkmaitre(10à20partempsd'expositionetréglageISO)

• Un jeu complet de flat-field, que vous convertirez en une image flat-fieldmaitre (5 etpréférentiellementdavantage).

• Toutesvosimagesscientifiques.

Noussupposonsquequandvousavezprisvosimagesscientifiquesetdecalibrage,vousavezutilisédes temps d'exposition appropriés pour fournir un signal suffisant mais éviter la saturation desétoilesd'intérêt.Commepartdecechapitre,vousvérifierezquec'estenréalitélecas,maisnousnediscuteronspasicidelafaçond'acquérirlesimages.

Letestdelalinéaritédel'appareilphotodoitavoirétéfaitavantquevouscommenciezàprendredesdonnées régulièrement – vous le ferez pour chaque appareil que vous utiliserez et garderez desnotessur lesrésultatspourvos futuressessionsd'observation.Vousdevezaussieffectuer les testssoulignésdans les annexesAetBpour examiner les caractéristiquesdebruit de votre caméra, etévaluersivousavezdesclichésdeflatutilisables.

5.2.Préliminairesdetraitementetévaluationdel'imageAvantderéduiren'importequelledonnée,ilestpréférabledevérifierquelquesimagespours'assu-rerqu'ellessontadaptéesàlaphotométrie.Lapremièrechoseàfairedoitêtresimple:vérifierquevosimagesontletyped'imageetl'en-têted'informationcorrects.

5.2.1En-têtedel'image:

Avantdeprendrevosimages,vousavezchoisilesréglagesdel'appareilphotoquevousdésiriezutili-ser (tempsd'exposition, réglage ISO, réglagede labalancedescouleurs, typedu fichier).Examinerl'en-têtedevotre imageréduiteetconfirmezcequevousavezfait,envérité,obtenezcequevousprojetiez.(Iln'estpasraredeprojeterundiaphragmedef/4,maisdanslanuitfroideetsombre,deprendreuneautrevaleur…)

5.2.2Formatdel'imageoriginale:

Confirmerquevotreimageoriginaleétaitenformat"RAW"(l'extensiondefichierestgénéralement.CR2pour les appareils photoCanonet .NEFpour les appareils photoNikon).VousnepouvezpasfairedephotométrieutileavecleformatJPEG(.JPG).Votrelogicieldetraitementd'imagepeutcon-vertir le fichierRAWenune imageau format FITS.Celaestprévu, et constitueune conversiondefidélitétotalequiconservetoutel'informationdel'imageoriginale.

5.2.3DateetHeuredel'image:

Confirmer que l'estampillagedu temps indiquédans l'en-têtede votre image soit correct. L'imagebrutedoitavoirunestampillagequienregistreprécisémentletempsauquell'imageaétéprise.At-tentionauxerreursderéglagedel'horlogedevotreappareilphoto,auchangementd'heured'été,etduchangementdedateàminuit.

Laplupartdesappareilsphotoenregistreletempsaumomentoùl'obturateuraétédéclenché,c'est-à-direaudébutdelapose.Votreprogrammedetraitementd'imagepeutajusterletempsdel'image,ouajouterunautremot-clé,afinque letempsenregistrédans l'en-têtede l'imagecalibréecorres-pondeaumilieudelapose:

Tréduit=Tdébut+0,5*Texposition).

La plupart des programmes d'analyse photométrique et de traitement d'image astronomique es-sayentaussidetraduiteletempsdel'imageentempsUniversel(TU)ensebasantsurl'informationquevousavezdonnéauprogrammeàproposdevotrezonedetemps.Ilest intéressantdevérifierdeuxfoisquecelaaétéfaitcorrectement,aumoinslespremièresfoisoùvousutilisezleprogramme,pourêtresûrqueletempsenregistrédel'imageestcorrect.

Laplupartdesprogrammesdetraitementd'imagecalculentaussiladateJuliennequicorrespondaumilieudelaposedel'image.C'estletempspréférépourrapportervotrephotométrieetsoumettrevosdonnéesàl'AAVSO.Anouveau,ilestjudicieuxdevérifierquevotreprogrammefaitcelacorrec-tementlespremièresfoisquevousl'utilisez,ousivouschangezdesréglagesreliésautempsdanslelogicieloudansvotreappareilphoto.

5.3Application des images de calibrage, co-enregistrement, empi-lage,etbinning

La calibration est nécessaire pour corriger le vignetage et les ombres des poussières, la sensibilitéinégaledespixelsetlessourcesdiversesdebruit.Lesclichésmaitresdecalibrationdoiventêtreap-pliquésdansl'ordresuivantpours'assurerqueleseffetssystématiquessoientcorrectementretirés.

1. Créerdesclichésmaitresdebias,darketflat.2. Soustraire le biasmaitre à la darkmaitre, à la flatmaitre et à tous les clichés scienti-

fiques.3. Soustraireladarkmaitreàtouslesclichésscientifiques(maispasàlaflatmaitrecarles

posesde flatsontengénéraldequelquessecondesetdoncunecorrectiond'obscuritén'estpasnécessaire).

4. Diviserlaflatmaitrenormaliséedanstouslesclichésscientifiques.

Votrelogicieldetraitementd'imagepossèderaquelqueméthodeintégréepourappliquerlesimagesdecalibrageàvos imagesscientifiques.Entermessimples, les imagesbiasetdarksontsoustraitesd'uneimage(carleseffetsdubiasetducourantd'obscuritésontunfondajoutéàunsignal),etainsilelogicielretirelescomptagesdanschaquepixeldansuneimagebiasoudarkdupixelcorrespondantdansl'imageàlaquellelacorrectionestentraind'êtreappliquée.

Leflat-field,d'unautrecôté,estunecorrectionmultiplicative,carlesdifférencesdansl'éclairageduchampcausentàunpourcentagedufluxmoyend'êtretransmisparunitédetemps,et lepourcen-tagevarieavec lapositiondans leplanfocal.Le logicielnormalise le flat-fieldafinque lavaleurdupixelmoyensoit1000,etdiviseensuitechaquevaleurdepixelde l'imagescientifiquepar lavaleurnormaliséeduflat-fieldcorrespondant.Parexemple,siunpixeldonnédansunflat-fieldestà97%delavaleurmoyenne,vousdivisezcepixeldansl'imagescientifiquepar0,97.Anouveau,votrelogicieldoitfairetoutcelaentâchedefond;typiquement,vousaurezseulementbesoindedireaulogiciellesnomsdesimagesbias,darketflat-field,puisdesuivrelesinstructionsfourniesparvotrelogicielpourappliquerchaquecorrection.

5.3.1AlignementetcompositagePour laplupartdesprojetsdephotométrieDSLR, lesétoilesciblessontd'une luminositésuffisantepour être facilement enregistrées sur chaque exposition, cependant, dans certains cas (pour dessources faibles), il peut être nécessaire d'aligner d'abord et d'empiler ensuite (co-addition) vosimagespouraugmenterlerapportsignal/bruitefficacedechaquesource.Leslogicielsdephotomé-trie lesplusmodernesontune fonctionnalitépoureffectuer cesopérations (quasiment)automati-quement. Pour les images RAW, il est important de séparer d'abord les canaux colorés RGB dechaque imageavantd'aligneretdecompositer les imagesmonochromes,sinon lemélangedesca-nauxcoloréspeutseproduire.

Ilexisteplusieursméthodespouralignerlesclichésindividuels,certainesproduisantdesimagestrèsesthétiquesmais elles peuvent dégrader l'information photométrique. Quand il aligne des imagesphotométriques,votre logicieldoitutiliserdesétapesparpixelentierouuneméthoded'interpola-tiond'intensitélinéairepourdesdécalagessous-pixels.

De lamême façon, il existe plusieursméthodes de compositer les clichés alignés. Le compositagemédianestrecommandépour laphotométriecar lesévènementstransitoirescommelestracesdesatellitesoulesrayonscosmiquesaffectantuneouquelquesclichésn'affecterontpasnégativementl'imagecompositefinale.

Sivousempilezvosimages,assurez-vousd'examinerlesimagesrésultantesdefaçoncritique.Vérifiezquelesimagessontcorrectementalignéesavantdelesempiler.Aprèsl'empilage,examinezl'en-têtedel'imageetvérifiezquel'estampillagedutempsestcohérent.Idéalement,ilseraautomatiquementajustésurletempsmoyendugrouped'images.

5.3.2BinningCommel'empilage,lebinningestuneprocédureoptionnelle.Lebinningcombinelesignaldansplu-sieurs pixels voisins pour créer une image qui est plus petite en taille, mais avec un rapport si-gnal/bruitlégèrementplusélevédanschaquepixel.Laplupartdeslogicielsdephotométriepossèdecettefonctionnalitéintégrée,maistousleslogicielsneprennentpasencomptedefaçoncorrectelanature de la zone de Bayer des données DSLR. Cela peut entrainer unmélange des données despixelsvoisinsR,VetBrendantl'imageinutilisablepourlaphotométrie.Vousdevezvérifierladocu-mentationdevotrelogicielavantdeprocéderaubinning,etcomprendrecequ'ilfaitpouréviteruneconduitenondésirée.

Pourévitercesproblèmes,séparezenpremierlescanauxcolorésRGBdechaqueimage(section5.4)avantd'effectuerlebinning.

5.4ExtractiondescanauxRGBCommediscutédans le chapitre 2, les appareils photoDSLRpossèdentune zonedepixels qui estrecouvertedepigmentsrouges,vertsetbleus.CemotiffixeappelézonedeBayer,estunepropriétéfondamentaledesappareilsphotoDSLR.Pourl'analysephotométrique,ilestpluscourantd'extraireles imagesdescanauxdecouleur individuelleetdetravailleraveceux,unà la fois.Fréquemment,seul le canalvertestutiliséenphotométrieSLRcar il correspond leplusau filtreastronomiqueV.Cependant,unephotométrieutilepeutaussiêtreeffectuéesurlescanauxRetB.

Le processus de séparation des pixels verts des pixels rouges et bleus est quelquefois appelé"deBayering"(dufaitqu'ildémêlelemasquedeBayeretqu'ilsélectionnelespixelsd'uneseulecou-leur)n'estpastoutàfaitcorrect.Débayeriserseréfèreauprocessusdeproduireuneimagecouleur(chaquepixelayantdesvaleursADUpourlescanauxR,GetB)àpartirdel'informationencodéedansuneimageRAWenniveaudegris.NousvoulonsséparerlescanauxcolorésR,GetBdel'imageRAWenniveauxdegris,unprocessusappeléséparationdescouleurs.Lesimagesrésultantessontaussienniveauxdegris.

Denombreuxprogicielsmodernesdephotométriesontcapablesd'extrairelescanauxcolorésindivi-duelsdes imagesRAW,bienqu'ils fassent laprocédurede façondifférente.Parexemple,AIP4Winpeutêtreconfigurépourextrairelesdeuxcanauxvertsetlesprésentercommeuneimageunifiéedelamême taille que l'image initiale, en interpolant entre les pixels. Inversement,MaxIm DL extraitchaquecanalvertséparément.Lameilleureprocédureconsisteàextrairelesdeuxcanauxverts,delesajouterensemble,etd'effectuer laphotométrie sur l'image résultante.Assurez-vousdevérifier

quel'étoilecibleetl'étoiledecomparaisonnesontpassaturéesdanslesimagesoriginalesourésul-tantes.

Vous pouvez effectuer la séparation des couleurs de vos images avant ou après le calibrage del'image. L'ordren'apasd'importance tantque lesdonnées (imagesde calibrageet images scienti-fiques)sonttraitéesdefaçonidentique.

5.5Evaluationpost-calibrageMaintenantquevousavezprisvos imagesetquevous lesavezcalibrées(commedécritci-dessus),c'estunebonneidéed'examinerdefaçoncritiquequelques imagespours'assurerqu'ellessontca-pablesde fournirunebonnephotométrie.Votreprogrammede traitementd'imagepossèderadesinstructions spécifiques sur la façon d'interroger vos images pour accomplir cette évaluation. Lesélémentsàvérifiersont:

5.5.1Latailleetlaformedevosimagesd'étoilesGénéralement,unlogicieldephotométrieespèretrouverdesimagesd'étoilesrondesoulégèrementelliptiques.Uneélongationexcessive(trainée)nécessitedesouverturesdemesureplusgrandesquiintroduisentplusdebruit.Quandonutiliseunemonturesanssuivi,lesexpositionsdoiventêtregar-déesassezcourtespourminimiserlatrainée.Unemonturerobusteminimiseralesartefactsd'imageinduitsparlesvibrations.

Votre logiciel de traitementd'imagedoit être capablede vousmontrer leprofil d'intensitéde vosimagesd'étoiles(sousformedegraphique).Ilfautqu'ilsnesoientpastroplargesetpastropétroits.Lamesurebasiquedelalargeurd'unprofild'étoileestlavaleurFWHM(pleinelargeuràmi-hauteurdumaximum)LaFWHMdesétoilessurvotreimageRAW(avantlecalibrageetledeBayering)nedoitpasêtreinférieureà8-10pixels.Laraisonpourcelaestdes'assurerquevotreimaged'étoileestbienéchantillonnéedanslesquatrecanauxcolorés.

Considérez l'expérience suivante. Si le foyerétait suffisammentpointu, toute la lumière tomberaitsurunseulpixel,peut-êtrelerouge.Lespixelsvertetbleuvoisinsn'enregistreraientaucuneintensi-té.Laphotométried'unetelleimageindiqueraitdemanièreerronéequel'étoileestbrillantedanslerougemaistrèsfaibledanslevertetlebleu.Danslapratique,lesimagesd'étoilesfocaliséesnesontpas de simples points de lumière, au lieu de cela, elles possèdent une distribution gaussienned'intensitésymétriquedeformecirculaire(approximativement)s'éteignantrapidementauniveaudufonddecielenquelquespixels(Figure5.1).Laplusgrandepartiedelalumièrestellairetombesurunseulpixelmaisune intensitéestenregistréedans lespixelsavoisinants. Laphotométriede l'imageindiqueraitunebrillanceexcessivedans lacouleurdupixelcentraletunebrillancedégressivedanslescouleursdespixelsvoisins.

Sil'imagedel'étoiledérivesurlecapteurdansletempsdûàunsuiviimparfait,lepiccentralsedé-placesurplusieurspixels.Enconséquence,labrillancerelativedanschaquecouleurchangeselonlacouleurdupixelsurlequellecentroïdetombe.Lafigure5.2montrelesmagnitudesBVRmesuréesdeNovaCentauri2013(V1369Cen)àpartird'unesérieunpeutropfocaliséeenregistréele12Février2014.LescourbesdelumièreenBetRmontrentdesoscillationsduesàladériveetàl'erreurpério-diquedel'entrainementdelamonture.LacourbedelumièreenVmontreuniquementuneoscilla-

tiondetrèsfaibleamplitudecarlesdeuxcanauxvertssontmoyennésensemble,enannulantquasi-mentleursoscillationsindividuelles.

Figure5.1.Enhaut:Distributionsynthétiqued'intensitéGaussiennereprésentantl'imaged'uneétoilefinementfocaliséeavecuneFWHM=2pixels.Enbas:(àgauche)Tracéduprofilmontrantlecœurbrillantetlajupelargedel'imaged'uneétoiledéfocalisée(àdroite).(MarkBlackford)

Figure5.2.CourbesdelumièredeNovaCen2013(V1369Cen)enB(lignebleue),V(ligneverte)etR(lignerouge)obtenuesàpartird'imagesenregistréesavecunedéfocalisationinsuffisante.LesoscillationssontunartefactdelazonedeBayer,del'erreurpériodiquedelamontureetdeladérivedueàunalignementpolaireimparfait.(MarkBlackford)

Lesexpérienceset lasimulation indiquentque les imagesd'étoiledoiventêtredéfocalisées jusqu'àune FWHMd'aumoins 8 pixels pour éviter les problèmes d'échantillonnage (Variable Stars SouthNewsletter,Janvier2015,page17).

Est-ce que vos images d'étoiles peuvent être trop larges ? En général, des étoiles beaucoup pluslargesque30pixelspeuventêtredifficilesàmanipulerpourvotrelogicieldephotométrie.Demême,quand les images deviennent plus larges, il existe un risque élevé que la lumière d'une étoile nes'étale,etnefaussel'estimationdeluminositédesesvoisines.Aussi,vérifiezlaFWHMdevotreétoilecible,etdesétoilesdecomparaisonetdevérification,etconfirmezqu'elles sontassez largespourêtrebienéchantillonnées,etaussiassezpetitepourplacerdefaçonsûrevotreouverturedemesurephotométriqueautourde l'étoile,pourcollectertoutesa lumière.Choisissezuneouverturedeme-surephotométriquequiestadaptéeàvosétoiles.

Votrelogicieldephotométriepeutavoirunoutilpourtesterl'effetd'ajusterlatailled'ouvertureàlafois sur le flux mesuré et le rapport signal/bruit (par exemple, l'outil de photométrie MMTd'AIP4Win).Pourcommencer,vouspouvezchoisirundiamètrede2,5à3 fois laFWHMpour fairerapidementunephotométrieraisonnable,maisnotezquepouruntravailplusendétail, il fautunecertainesciencepoursélectionnerl'ouvertureoptimaledemesure.Voirlasection5.6.1ci-dessous.

5.5.2ValeurADUmaximaleetrapportsignalsurbruitLes imagesde l'objet,desétoilesde comparaison,etdesétoilesdevérificationdoiventêtreassezbrillantespourprésenterunbon rapport signal surbruit,maispas troppournepasêtre saturées.Placezuneouverturedemesurephotométriquesurchaqueétoile(cible,comparaisonettest)àtourderôle,etexaminezdeuxparamètres:lavaleurADUmaximale,etlerapportsignalsurbruit.Lava-leurADUmaximaledoitsesitueren-dessousdupointdesaturationdevotreappareilphoto.Si lesimagessontsaturées,alors,laseuleressourceestdereprendrelesimages,aprèsavoirfaitunecor-rection pour réduire la valeur ADUmaximale. Les réglages possibles incluent une exposition pluscourte,uneouverturepluspetiteoufaireunedéfocalisationplusimportantepourétalerlalumièresurplusieurspixels.Les imagesscientifiquescalibréesontunevaleurADUdesaturationplus faiblequelesimagesRAWcarl'offsetsystématique(1024ou2048ADU)aétésoustraitquandlacorrectiondebiasaétéfaite.

Apropos,cettedemandederesterendessousdelalimitedesaturationducapteurdevotrecaméraconstituel'unedesplusprofondesdifférencesentrelaprised'imagesartistiquesdesobjetscélestesetlaprised'imagesscientifiques:Lesimagesscientifiquesapparaissentgénéralementfadesetdéla-vées comparées aux images artistiques où les étoiles sont généralement saturées pour rendre lascèneplusvisibleetplusagréable.

5.5.3MélangeavecuneétoiledufondducielS'ilyauneétoiledufondquiestsiprochedevotreétoilecible(oudecomparaisonoudevérifica-tion)qu'elleesttotalementoupartiellementà l'intérieurdevotreouverturedemesure, la lumièrede cetteétoile viendra fausser votrephotométrie. En conséquence, examinezde façon critique, larégionprochedevosétoilesàlarecherched'uneétoiledufond-mêmesiellessontfaibles.Notezl'emplacementdesétoilesdufondpotentiellementinterférentes,etessayezdesélectionnerundia-mètred'ouverturequilesexclura.

Il est également utile d'examiner une carte d'étoile (ou un programme de planétarium) de votrechamppourvoirs'ilexistedesétoilesdefondàmoinsde5magnitudesdeluminositédevosétoilesencoursdemesure.Vouspouveznepasêtrecapabledelesvoirsurvotreimage,maiss'ilyenaune,sa lumières'ajouteraàvotreouverturedemesure.L'approchepréféréeàcetypedesituationcon-sisteàlesgarderendehorsdevotreouverturedemesure.Sicelan'estpaspossible,alorsnotezdansvotrerapportl'existencedecetteétoiledufondàl'intérieurdevotreouverturedemesure.

Leproblèmedesétoilesdufondseraunpeuplusfréquentdanslecasd'imagesd'étoilesdéfocaliséesintentionnellement(cequiestunebonnepratiquepourobteniruneFWHMsuffisammentlarge),etdanslecasd'imagesnonguidées(quidonnentdespetitestrainéesd'étoilesaulieud'étoilesrondes).Siuneétoiledufondestséparéedevotreétoilecible,maisquesatrainéeentredanslafenêtredemesure,vousdevezêtrecapabled'évitercelaenutilisantdesposespluscourtes,etenlesempilantaprèslecalibrage(pourretrouverlerapportsignal/bruitquiaétéperduenutilisantuneexpositioncourte).

5.5.4Uniformitédufondduciel:Examinezl'imagecalibréeentièrepourdeuxaspectsdequalitésubjectifs:laplanéitédufondducielet lescirrus.Ajustez lecontrastede l'imagepourmettreenévidencedetrès faiblesdifférencesdebrillance,voyez-vouslaprésenced'anneauxdusàlaprésencedepoussièresurlessurfacesoptiquesouunvignetagesignificatifnoncorrigé (cequi indiqueraitquequelquechoses'estmalpassépen-dantlapriseduflat)?Siceteffetestapparent,etquelavariationADUestplusgrandequequelquespourcentsducomptageADUdel'étoile,alorsvousdevezenrechercherlaraison,etrefairevotreflat.

L'autrenon-uniformitéd'imageà rechercher se trouvedans le ciel lui-même.De fins cirrusoudestrainéesd'avionsquin'étaientpasvisiblesà l'œilnupeuventafficherunmotifvariabledetranspa-renceducieldansvotreimage.Ceteffetestplussusceptibled'êtrevu,etseraunproblème,aveclesimagesàchamplarge,commecellesprisesenutilisantdesobjectifsstandards(focalesdemoinsdequelquescentainesdemm).Avecleschampsétroitsdestélescopes, lechampdevueestgénérale-mentsiétroitqu'iln'existepasdevariationsignificativedel'extinctionetdelatransparenceduciel.

Sileproblèmeestdûàunetrainéed'avionetqu'ellenepassepasprèsd'uneétoileimportantepourvous,vouspouvezl'ignorer.Si leproblèmeestdûàunfincirrus,attendez-vousàquelquesfluctua-tionsquiysontreliéesdansvotrephotométrie.Selonl'objectifetvotreprojet,l'évidenced'uncirruspeutnécessiterquevoussoyezaucourantdel'effetetquevousexaminiezdefaçoncritiquelapho-tométrie résultante à la lumière des conditions du ciel inconstantes ou –au pire – demettre vosimagesdecôtéetderéessayerlanuitsuivante.

Combiend'imagesdevez-vousexaminer?Celadépendàuncertaindegrédevotreprogrammed'ob-servation.Sivousétudiezuneétoiledontlaluminositévarietrèslentement(disonsuneMiradontlesfluctuationss'étendentsurplusieursmois),vouspouvezsimplementprendreunepaired'imagesàunmomentdonnédelanuit.Danscecas,n'examinezdefaçoncritiquequ'uneseuleimage.Al'opposé,supposons que vous étudiez une binaire à éclipses dont la période est de quelques heures. Alors,vous prendrez des images espacées de quelquesminutes durant la nuit. Durant cette session quiduretoutelanuit,beaucoupdechosespeuventchangerendehorsduchangementdeluminositédevotreétoilecible.Aussi,sélectionneztroisimagesàexaminerdefaçoncritique–unepriseaudébutdelasession,uneprèsdumilieu,etuneprèsdelafindelasession.Votreévaluationcritiquevous

montrerasilejeucompletd'imagesestOK,et–siquelquechoseachangédefaçondrastiquepen-dantlanuit–celavousdonneraquelquesindicessurcequ'ils'estpasséetpourquoi,afinquevouspuissiezprendredesactionspréventiveslanuitsuivante.(Parexemple,sivosétoilessedéfocalisentpendant la nuit, alors la focalisationde votreobjectif peut varier avec la directiondepointageouaveclatempérature).

Aucoursdevospremièresnuits,etdevospremiersprojets,eneffectuantcetteévaluationcritiquedevos images,vousenapprendrezunpeusurvotreappareilphotoetsesréglagesetsur leschoixd'imageriequi sont les plus adaptés à votre cible et votreprojet. Vousdevez garderun carnetdenotes avec les réglages de l'appareil photo, de l'objectif utilisé, et d'autres facteurs, ainsi que desnotessur laqualitédel'imagerésultante.Enpeudetemps,vousserezcapabledevousconcentrersurlemeilleurjeudeparamètres(surtoutletempsd'exposition)pourchaquecible,basésurlama-gnitudedel'étoilecibleetdesautresétoiles,l'objectifoutélescopeutilisé,etlesconditionstypiquesdevotrelieud'observation.

Maintenantquelesimagesscientifiquessontcalibrées,l'étapesuivanteconsisteàmesurerlesignalreçudel'objet,desétoilesdecomparaison,etdesétoilesdevérification.Lafaçondontcelaestac-compliestdétaillédanslechapitre6.

Chapitre6–Photométrie–Delamesureàlama-gnitudeIlexistedeux façonsde fairede laphotométrie, lapremièrepar fonctionde répartitionparpoints(PSF) et la deuxièmepar soustraction d'image. Les deux sont rarement incluses dans les packagescommerciaux d'analyse photométrique, mais sont utilisées dans la communauté professionnelle.Ainsi, vous pouvez vous référer à la photométrie effectuée par un package appelé "DAOPHOT". Ils'agitd'unpackagePSFtrèspuissant(ettrèscompliqué)développédanslesannées1980parPeterStetsonauDominionAstrophysicalObservatory.Lesavantagesdecesméthodessontqu'ellesfonc-tionnent dans les champs chargés où les images des étoiles cibles peuvent se confondre avec desétoilesvoisines,ouilestdifficilevoireimpossibledemesurerlefondducielsansinterféreravecdesétoilesfaiblesvoisines.Cesdeuxméthodessontau-delàdelaportéedecemanuel.

Laméthodequenousallonsexposerestappeléphotométried'ouvertureetc'estdeloinlatechniquelapluscouranteutiliséeparlesamateurscommeparlesprofessionnels.

6.1Photométried'ouvertureDans laphotométried'ouverture, troiscerclesconcentriquessontdessinésautourde l'objetetdesétoilesdecomparaisonetdevérification(Figure6.1).Lazoneàl'intérieurducercleinterneestl'ou-verturedemesure.L'espaceentrelepremieretlesecondcercleestappelé"gap",etlazoneentrelesdeuxcerclesexternesestappelél'anneaudeciel,ououverturedeciel.

Figure 6.1. Gauche : Schématique etDroite : partie agrandie montrant les divers anneaux positionnés surl'étoileàmesurer.(RobertBuchheimetMarkBlackford).

Lelogicieldephotométrienécessitequel'utilisateurpréciselesrayonsdestroiscerclesetidentifientles étoiles àmesurer, généralement en cliquant sur chaque étoile sur une image de référence. Leprogrammedétermine lapositionducentroïde(centrede l'imagede l'étoile)etdessine lescerclesautourducentroïde.

Pourchaqueétoile,leprogrammecalculelecomptageADUtotalàl'intérieurdel'ouverturedeme-sure(quiinclutl'étoileetlefondduciel)etlavaleurmoyenneADUdansl'anneaudeciel,enprenant

encomptelespixelspartielsoùlespixelscarrésducapteursontbissectéspar lesouverturescircu-laires(Figure6.1gauche).Commelesimagessontvolontairementdéfocalisés,chaqueétoileoccupe-radenombreuxpixels(Figure6.1droite).

6.1.1Sélectiondelatailledel'ouvertureLerayondel'ouverturedemesure,généralementdéfinienpixels,doitêtrelemêmepourtouteslesétoilesquevousmesurezdansvotreimage.Lerayonestrégléafinqu'ilcontiennelagrandemajoritédu signal de l'étoile tout enminimisant la quantité de signal venant des autres sources comme lefondde ciel et les étoiles du fondde ciel.Unebonneméthodede sélectiondu rayond'ouvertureappropriéconsisteàtracer leprofild'intensitéde l'étoile laplusbrillanteàmesurerenutilisant lesoutilstrouvésgénéralementdans le logicieldephotométrie(parexemple l'outilWindowTooldansMaxImDL).Lafigure6.2montreleprofildel'étoiledanslafigure6.1,vouspouvezvoirquel'intensitédel'étoilechutejusqu'auniveaudufonddecieldansunrayonde9pixels;doncc'estlebonrayonàchoisir.

Ilestimportantdevoirgraphiquementleprofild'intensitéetnond'estimersimplementenregardantl'image de l'étoile affichée car l'intensité affichée peut êtremodifiée pour donner une image plusplaisante sur l'écrande l'ordinateurmaiselledonneune fausse impression sur la largeur réelledel'imagedel'étoile.

Figure6.2.Profilgraphiquedel'étoileciblemontréefigure6.1obtenuenutilisantl'outilGraphWindowdansMaximDL.(MarkBlackford)

Sivotrelogicielnepeutdonnerunprofild'étoilegraphique,ildoitaumoinsêtrecapablededétermi-nerlaFWHMdel'imagedel'étoile.Unerèglegénéraleutileconsisteàréglerlerayondel'ouvertureà1,2à1,5foislaFWHMdelaplusgrandeimaged'étoile.Ilestpréférabled'opterpourlataillelaplusgrande,surtoutsivousprenezvos imagesàpartird'unemonturesanssuivicommeunsimple tré-pied.Enaugmentantlatailledel'ouverturedemesure,lerapportsignalsurbruits'élèvejusqu'àunpicpuischutecaraucunsignaladditionneln'estreçudel'étoile,maislebruitprésentdanslespixels

supplémentaires se rajoute (Figure 6.3 à droite). Le rapport signal sur bruit du pic correspond aurayonde6,5pixelsquiestpluspetitqueles8,3pixelsdelaFWHMetenconséquenceunequantitésignificativedela lumièredel'étoilen'estpascollectée. Ilvautmieuxéchangerunepetitequantitéderapportsignalsurbruitaveclacollectioncomplètedelalumièredel'étoile.

Figure6.3.Gauche:Valeursmesuréesdel'étoilecibleobtenuesenutilisantl'outilStarImageavecAIP4Win.Lerayondel'ouverturedemesureétaitde9pixelsetceuxdesautresanneauxde14et20pixels.Droite:Rapportsignalsurbruitcommefonctiondurayondel'ouverturedemesure,à9pixels,SNR≈360.(MarkBlackford).

6.1.2Sélectiondelatailleetdelapositiondel'anneauL'anneaudecielestutilisépourdéterminerl'intensitémoyennedupixeldufonddecielauvoisinagedel'étoileencoursdemesure.Sonrayonintérieurdoitêtreréglédeplusieurspixelsplusgrandqueceluidel'ouverturedemesurepours'assurerquetouteintensitérésiduelledel'étoileestcomplète-ment exclue de l'anneau de ciel. Comme le fond de ciel sera calculé à partir de lamoyenne d'unnombredepixelsdans l'anneau,unnombresignificatifdepixelsdoitêtre inclusdans l'anneau.Auminimum, ildoitcontenir lemêmenombredepixelsque l'ouverturedemesureetpréférablementplus.Vouspouvezréglercelaenmodifiantlerayonextérieurdel'anneau.

Quandcelaestpossible,vousessayerezaussid'éviterd'avoirtropd'étoilesdufonddecielà l'inté-rieur de l'anneau. La plupart des bons logiciels de photométrie compenseront dans le cas dequelquesfaiblesétoilesdufonddecielmaislameilleurepratiqueconsisteàlesévitersipossible.Unlogiciel de photométrie demande généralement à ce que les rayons de l'anneau de ciel soient lesmêmespourtouteslesétoilesàmesurerdansl'image.

Aprèsavoirdéfinil'ouverturedemesureetlesrayonsdel'anneaudeciel,l'étapesuivanteconsisteàidentifierdansl'imagecalibréelesétoilesàmesurer.Lesprogrammesdephotométriepermettentdechoisiruneouplusieursétoilescibles,uneouplusieursétoilesdecomparaison,etuneouplusieursétoilesdevérificationdanschaqueimage,etd'effectuertouslescalculsquis'yrattachent.Lasortiedelaphotométried'ouvertureestsimplementuncomptagedunombred'ADUsgénérésparlespho-

tonsprovenantdesétoilesencoursdemesureaprèssoustractiondescomptagesADUsdusàlabril-lanceduciel.CettevaleurestappeléeADUdel'étoile.

6.2Magnitudesinstrumentales,différentiellesetstandardisées

6.2.1MagnitudesinstrumentalesL'unitétraditionnelledebrillancestellaireestappeléemagnitudequiestuneéchellelogarithmique,alorsquelesvaleursADUsontuneéchellelinéaire.Unlogicieldephotométrieconvertitl'ADUd'uneétoileenmagnitudesinstrumentalesenutilisantl'équationsuivante:

𝑀𝑎𝑔𝑛𝑖𝑡𝑢𝑑𝑒𝑖𝑛𝑠𝑡𝑟𝑢𝑚𝑒𝑛𝑡𝑎𝑙𝑒 = −2,5 log78 𝐴𝐷𝑈𝑑𝑒𝑙<é𝑡𝑜𝑖𝑙𝑒 [Eq.6.1]

Lesmagnitudesinstrumentalessontspécifiquesàl'appareilphotoetàl'objectifutiliséspourenregis-trer les imagesetauxconditionsdans lesquellesellesontétéenregistrées (parexemple, tempsdepose,ouverture,ISO,conditionsatmosphériques,etc.).Ellesnepeuventêtrecomparéesdirectementavec lesmagnitudes instrumentalesdérivéesd'autresobservateursoumêmelemêmeobservateursousd'autresconditions.Deplus,deslogicielsdephotométriedifférentspeuventdonnerdesmagni-tudes instrumentalesdifférentesàpartirdesmêmes imagescalibréescar ilsutilisentunpointzéroinstrumentaldifférent.Cependant,c'estladifférencedemagnitudeentrel'étoilevariableetl'étoiledecomparaisonquiestimportante,etnonlamagnitudeinstrumentaleabsolue.

6.2.2MagnitudesdifférentiellesLamagnitudedifférentielle,Δmag,secalculeensoustrayant lamagnitude instrumentalede l'étoiledecomparaison,cmesurée,delamagnitudeinstrumentaledel'étoilevariablecible,vmesurée.

∆𝑚𝑎𝑔 = 𝑉ABCDEéB − 𝑐ABCDEéB [Eq6.2]

Danscemanuel,lesmagnitudesinstrumentalessontnotéesavecdeslettresminuscules.Ainsi,pourlescanauxbleu,vertetrouge,nousavons:

∆𝑏 = 𝑉ABCDEéBH − 𝑐ABCDEéBH [Eq6.3]

∆𝑣 = 𝑉ABCDEéBJ − 𝑐ABCDEéBJ [Eq6.4]

∆𝑟 = 𝑉ABCDEéBE − 𝑐ABCDEéBE [Eq6.5]

ΔmagpeutaussiêtredéterminéedirectementàpartirdesvaleursADUdel'étoile:

∆𝑚𝑎𝑔 = −2,5 𝑙𝑜𝑔78 𝐴𝐷𝑈KLHMB 𝐴𝐷𝑈KNAOPEPLCNQ [Eq6.6]

De toute évidence, lamagnitude différentielle dépend de l'étoile de comparaison utilisée, il s'agitsimplementdelabrillancedelaciblerelativementàl'étoiledecomparaisonconstante.Pourcertainsprojetsphotométriques,celaestsuffisant,parexemple,pourdéterminerlesheuresdesminimadesétoilesbinairesàéclipses,oulapérioderotationnelledesastéroïdes.

6.2.3MagnitudesstandardiséesCependant,d'autresprojetsrequièrentlabrillance"réelle"del'étoilecible,suruneéchelledemagni-tude standard. Par exemple, vous pouvez désirer enregistrer que l'étoile cible était demagnitude

8,45aumomentoùvous l'observiez, cequipeutêtrecomparédirectementavecdesobservationssimilairespard'autresobservateurs.

Une étape supplémentaire est nécessaire pour déterminer lamagnitude standardisée. Cela se faitsimplementenajoutant lamagnitudecataloguepubliéedel'étoiledecomparaisonconstante,Ccata-

logueàlamagnitudedifférentiellemesurée:

𝑀𝑎𝑔𝑛𝑖𝑡𝑢𝑑𝑒𝑠𝑡𝑎𝑛𝑑𝑎𝑟𝑑𝑖𝑠é𝑒 ≈ ∆𝑚𝑎𝑔 + 𝐶KPUPMNVDB [Eq6.7]

Les lettresmajusculesenitaliqueserapportentauxmagnitudesstandardisées,et les lettresmajus-culesnonen italique se rapportent auxmagnitudes catalogue.Ainsi, pour les canauxbleu, vert etrouge,nousavons:

𝐵 ≈= ∆𝑏 + 𝐶XPUPMNVDBY [Eq6.8]

𝑉 ≈= ∆𝑣 + 𝐶XPUPMNVDBZ [Eq6.9]

𝑅 ≈= ∆𝑟 + 𝐶XPUPMNVDB\ [Eq6.10]

Ainsi,sivousmesurez laciblecommeétant0,40magnitudeplusfaibleque lacomparaisondans lecanalvertetsivoussavezquelamagnitudecatalogueenVestCcatalogueV=8.05,alorsvouspouvezenregistrerquelamagnitudeVstandardiséedelacibleest8,45.

Cetteobservationconvientpourunesoumissionàl'AAVSO,pourêtreinclusedansleurbasededon-néesdesobservationsd'étoilesvariables.Elledoitêtreidentifiéecommephotométriedanslefiltre"TG"silecanalvertavaitétéutilisé."TG"indiquequelaphotométriereprésentedesmesuresutili-santuniquement les pixels verts d'un capteurdigital en trois couleurs, standardiséeenutilisant lamagnitudecatalogueVde l'étoiledecomparaison."TB"doitêtresélectionnépourdesmagnitudesdéterminéesàpartirducanalbleuetdesmagnitudescatalogueB. "TR"doitêtresélectionnépourdesmagnitudesdéterminéesàpartirducanalrougeetdesmagnitudescatalogueR.

Cesdésignationsdefiltresontutiliséessurlesmasquesdesoumissiondel'AAVSOpourdistinguerlaphotométrieDSLR(etCCDenuneseulecouleur)àpartirdeplusieurssystèmesdefiltres.

LesmagnitudesTG,TBetTRsontdescontributionsvalablesetutilespourl'analysedenombreusesvariablesàcourteetlonguepériode,desnovæetsupernovæ.

Notezque le symbole≈estutilisépour indiquerque lesmagnitudesstandardiséesnesontqu'uneapproximationdesmagnitudesvraies.CelaestdûprincipalementaufaitquelesfiltresDSLRnecor-respondentpasparfaitementauxfiltresphotométriquesastronomiquesutiliséspourdéfinirlesma-gnitudescataloguedesétoilesdecomparaison.Laréponsespectraledesfiltresbleu,vertetrougedevotreappareilphoton'estpasexactementlamêmequecelledesbandesBetVdeJohnson,etRdeCousins,respectivement,etaucunajustementn'avaitétéfaitpourcesdifférenceslorsducalculdesmagnitudes standardisées. Voir les sections 6.4 et 6.5 pour unediscussion détaillée de la réponsespectraleetsurlafaçondontonpeutcorrigerlesdifférencesentrefiltres.

Demême,nousavonsimplicitementsupposéquel'extinctionatmosphériqueétaitlamêmepourlaciblequepour lesétoilesdecomparaison.Cependant,quandonutilisedes imagesàchamprelati-vementlarge,cequis'appliqueàdenombreuxprojetsphotométriques,ilexisteuneforteprobabilité

qu'il y ait une extinction différentielle notable dans l'image. L'extinction différentielle est discutéeplusloindanslasection6.5.

6.3EtoilesdecomparaisonetétoilesdevérificationNousavonsutilisé lestermesétoilesdecomparaisonetétoilesdevérificationdanscemanuelsansexpliquercomplètementcequ'ellessont,alors,abordons-celamaintenant.Lesétoilesdecomparai-sonsontdesétoilesnonvariablesdanslechampdevisiondel'étoileciblequipossèdentdesmagni-tudes mesurées précisément dans une ou plusieurs bandes passantes photométriques standards.Ellessontutiliséespourproduiredesmagnitudesstandardiséesdel'étoilevariableciblecommecelaestdécritdanslasectionprécédente.Lesétoilesdevérificationontexactementlesmêmescaracté-ristiquesque lesétoilesdecomparaison,maisellessont traitéesde lamêmefaçonque lavariablecible.Leurrôleestdevérifierquel'étoiledecomparaisonchoisien'estpasvariable.

Lechoixdesétoilesdecomparaisonetdesétoilesdevérificationadaptéesestunprocessuscrucialetcomplexe.L'AAVSOadéjàpréparédescartesderepérageetdestablesphotométriquesdesétoilesde comparaison adéquates pour de nombreuses variables ; cependant, vous rencontrerez inévita-blementdesciblespourlesquellesaucuneétoiledecomparaisonadéquaten'aencoreétécompilée.Dans ces cas-là, vous aurez besoin soit de soumettre une demande à l'AAVSO Sequence Team(https://www.aavso.org/request-comparison-stars-variable-star-charts) ou préparez-vous à faire letravailvous-même.Lasectionsuivante6.3.1esttiréedirectementduGuidepourlaPhotométrieCCDdel'AAVSOversion1.1,disponiblesur:https://www.aavso.org/ccd-photometry-guide.

6.3.1ChoixdesétoilesdecomparaisonetdesétoilesdevérificationàutiliserC'estuneétapetrèsimportantecarvousobtiendrezdesrésultatsdifférentsselonlesétoilesdecom-paraisonquevousutiliserez.Engénéral,plusvousutiliserezd'étoilesdecomparaison,mieuxcesera,dufaitqueleserreursoulesvariationslégèresserontmoyennées.Cependant,ilestimportantd'ins-pecter lesétoilesdecomparaisonquevouspensezutiliseretde leschoisiravecsoinpourêtresûrquevousavezéliminécellesquivousdonnerontlesrésultatslesmoinsbons.

Sipossible,utilisezlesséquencesd'étoilesdecomparaisondel'AAVSO.Denombreuxpackagesvouspermettrontdeleschargerautomatiquement.Sinon,vouspouveztrouverlesétoilesdecomparaisonrecommandéespourchaquechampenutilisantl'outildetracédecartedel'AAVSO(VSP)etende-mandant la sortie sous la forme d'une "table photométrique". La table vous donne la position dechaqueétoiledecomparaisonavecsamagnitudeetl'erreurenmagnitudedanschaquebandepas-sante.

LesséquencesAAVSOontétésoigneusementconçuespourutiliserdesétoilesdontlesmagnitudesont été déterminées très précisément, sont connues pour nepas varier ou avoir des compagnonsproches,etsontd'unecouleursimilaireàcelledelavariable.L'autreavantageestqu'enutilisantunjeustandardd'étoilesdecomparaison,vosrésultatsdoiventsecomparerplusfacilementaveccellesd'autresobservateursde l'AAVSOquandvosdonnéessontcombinéesdans labasededonnées in-ternationaledel'AAVSO.Leschercheursutilisantvosdonnéesaimerontcela.

Voiciquelqueslignesdirectricesàsuivrelorsduchoixdesétoilesdecomparaisonàutiliser:

• Essayezdesélectionnerdesétoilesdecomparaisonprochesdelacibleetnonprèsdesbordsdel'imageoùellespourraientsouffrirdedistorsion.

• Lesétoilesdecomparaisondoiventêtresimilairesencouleurentreelles,maisnonnécessai-rementavecl'étoilecible.

• N'utilisez pas d'étoiles rouges (beaucoup d'entre elles sont variables) ou des étoiles trèsbleues.Unebonnerègledebaseconsisteàprendredesséquencesd'étoilesquiontdescou-leurs (B-V) comprises entre +0,3 et +1,0, avec un (BV) de +0,7 étant une bonne valeurmoyenne.Maisgardezàl'espritquevousserezlimitéauxquelquesétoilesquiapparaissentdanslechamp,etvouspouveznepasavoirbeaucouplechoix.

• Prenezdesétoilesdecomparaisonquisontvoisinesenmagnitudedel'étoilecible.• Assurez-vousquelesétoilesquevoussélectionneznepossèdentpasdecompagnon.• Choisissezdesétoilesdecomparaisonavecunrapportsignalsurbruit(SNR)d'aumoins100.• Choisissezdesétoilesavecdeserreursdemagnitudevoisines,depréférencemoinsde0,01à

0,02.• Assurez-vousque lesétoilesdecomparaisonquevouschoisissezne soientpasprochesdu

pointdesaturationdansvotreimage.

Lesétoilesdevérificationsont importantesdans lamesureoùellespeuventêtreutiliséespourdé-terminersi l'unedevosétoilesdecomparaisonestvariableousid'autresproblèmesexistentdansvotreimage.Uneétoiledevérificationestsimplementuneétoiledeluminositéconnuenonvariablequipeutêtretraitéedelamêmefaçonquevotreétoilecible.Vousdevezêtrecapabledecomparerlamagnitudeque vous avezdéterminéeavec samagnitudepubliée (dans lamêmecouleur) et lesrésultatsdoiventêtretrèsproches.L'étoiledevérificationdoitêtreaussisimilaireencouleuretma-gnitudeaveclavariablequepossibleetellepeutêtrechoisiedanslalistedesétoilesdecomparaisondisponiblesdanslemêmechampqueceluidelacible.

Sivoustraitezplusieurs imagesdumêmechampdurant lamêmenuit (sérietemporelle),c'estunebonneidéedetracerlamagnitudedel'étoiledevérificationenfonctiondutemps.Sitoutvabien,lerésultatdoitdonnerunelignedroitehorizontale.Silamagnitudedevotreétoiledevérificationvarie,alorsquelquechosenevapas.Unnuagen'est-ilpaspasséparlàpendantquevousobserviez?

6.3.2Oùtrouverlesmagnitudescatalogue?Sivotreciblen'apasdeséquenceoudecarteAAVSO,alorsunesourceconvenabledemagnitudesstandardsest labasededonnées“HomogeneousMeansintheUBVSystem(Mermilliod1991)”quiestdisponiblesurlewebsurVizieR(http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR).

Entrez"II/168/ubvmeans"danslaboite"FindCatalogs",lescoordonnéesdel'objetoulenomdanslaboite d'entrée de position et un rayonde recherche adapté à votre image ; cliquez sur "go". Voirfigure6.4pourunexemple.Lapagedesortierésultanteaffichetouteslesétoiledanscecatalogueàl'intérieurdurayonderecherche.

Figure6.4.PageVizieRmontrantunexemplederecherchedesmoyenneshomogènesdans lecataloguesys-tèmeUBV (Mermilliod1991)pourd'éventuellesétoilesdecomparaisonautourde la céphéide irrégulièreXZCet.(MarkBlackford)

Uneautre source trèsutileest leprogrammeSeqPlotde l'AAVSO(https://www.aavso.org/seqplot)qui possède des données photométriques à partir d'un certain nombre de catalogues incluantl'APASS,TychoIIetleGCPD(GenralCatalogofPhotométricData).Voirfigure6.5.

Lechoixducatalogueàutilisern'estpasévident.PourlaphotométrieDSLRdesétoilesplusbrillantesquelamagnitude10,lescataloguesTychoII,HomogeneousMeansintheUBVSystemetleGeneralCatalogofPhotometricData(GCPD)sontprobablementlesplusappropriés.

Figure6.5.BoitededialoguedeSeqPlotmontrantunexemplederecherchedanslecatalogueTychoIId'étoilesdecompa-raisonautourdelacéphéideirrégulièreXZCet.(MarkBlackford)

6.4.RéponsespectraledescanauxdecouleurDSLRLaphotométrieastronomiqueestsimplementlamesuredel'intensitédansunepartiespécifiqueduspectrestellaire.Celas'obtientenutilisantdesfiltresqui laissentpasserunintervalledéfinidelon-gueursd'ondejusqu'aucapteurcequidonneuneréponsespectraledéfiniepourlabandephotomé-triqueparticulière.

Pourquedifférentsobservateurspuissentcomparer leursrésultats, ilsdoiventutiliserdesfiltresetdétecteursaveclamêmeréponsespectrale.Ilyauratoujoursdesdifférencesentrelesfiltresetlesdétecteurs aussi les astronomesutilisentune techniqueappelée transformationspour corriger cespetitesdifférences.Noustraiteronsdelatransformationendétailsplusloin.

Il existe desdouzainesde filtres photométriques astronomiques couvrant les régionsultraviolette,visibleetinfrarougeduspectreélectromagnétique.Chacunestconçupourextraireuneinformationastrophysiquespécifique.LespluspertinentspournoussontlesfiltresBetVdeJohnsonetlesfiltresRdeCousinsquisontlesplusutilisésdanslapartieduspectreélectromagnétiqueoùlesdétecteursDSLRsontsensibles.

CaquecanaldecouleurDSLRestsensibleàunintervallespécifiquedelongueursd'ondedelumière.Cetteréponsespectraleestdéterminéeparl'efficacitédetransmissionspectraledesobjectifsetdesfiltresenfacedudétecteurCMOS(figure2.2)etlasensibilitédudétecteurlui-mêmeauxphotonsdesdifférenteslongueursd'onde.

Cependant,lesDSLRsn'ontpasétéconçuspourlaphotométrieetleursfiltresrvbnecorrespondentpasbienauxfiltresUBVstandards.Celasignifiequelatransformationdemandedescorrectionsplusgrandes,etcertainstypesd'étoilesnesontpasadaptésdutoutàcettetransformation.Celaestdûaufaitqueleurspectrecontientdeforteslignesd'absorptionoud'émissionquitombentàl'intérieurde laréponsespectrale,disons,desfiltresJohnsonBmaisnonà l'intérieurde laréponsespectraledesfiltresDSLRb.DetellesétoilescausentaussidesproblèmespourlaphotométrieconventionnelleCCDàtraversdesfiltresphotométriques,maisl'effetestsignificativementpirepourlaphotométrieDSLR.

La figure 6.6montre les courbes de réponse des filtres photométriques standards en haut et lescourbesderéponsedesfiltresrvbDSLRenbas.Lalongueurd'ondedupicdesensibilitédufiltreDSLRvcorresponddeprèsàcelledufiltreJohnsonVmaisilaunebandepassanteplusétroite.LesbandespassantesdesfiltresDSLRretbsontaussiplusétroitesquelesfiltresastronomiquescorrespondantset leurs pics de sensibilité sont plus rapprochés. Ainsi, la réponse spectrale DSLR globale est pluscompresséequecelledesfiltresRVBstandards.

Onvoitaussilespositionsdeslignesalphadel'hydrogèneetbetadel'hydrogènequisontdescarac-téristiquesremarquablesdanslesspectresdecertainesétoiles.Detouteévidence,unecaméraDSLRnonmodifiéeestbeaucoupmoinssensibleàlaraieH-alphaqu'unfiltreRdeCousins,maisplussen-sibleàlaraieH-betaqu'unfiltreBdeJohnson.

Figure6.6.Enhaut:CourbesderéponsephotométriqueJohnsonBetVetRdeCousins.Enbas:courbesderéponsedescanauxDSLRrvb.(MarkBlackford)

Lafigure6.7montreunspectredeV1369Cen(novaCentauri2013)affichantdes lignesd'émissionimportantesincluantH-betaetH-alpha.L'intensitédeceslignesd'émissionvarientbeaucoupquanddifférentsprocessusphysiquesdeviennentdominantstoutaulongdel'évolutiondelanova.

A cepoint dans l'évolutionde la nova, lesmagnitudesRDSLR transforméesétaient systématique-mentplus faiblesd'environ0,43magnitudeque lesmesures faitesavec les camérasCCDà traversdesfiltresRdeCousins.Celaétaitdûàl'intenseligned'émissionH-alpha,àlaquelleleDSLRestmoinssensible.

D'unautrecôté,lesmagnitudesDSLRBetVtransforméesétaientsystématiquementtropbrillantesd'environ0,15àet0,07magnitudes,respectivement,dûprincipalementàlaligned'émissionH-beta(Figure6.8).

Figure6.7.SpectredeV1369Cen(novaCentauri2013)enregistré15joursaprèslepicdebrillancemontrantleslignesd'émissionH-alphaetH-beta.Ensuperposition,onvoitlescourbesderéponsedesfiltresphotométriquesJohnsonBetVetRdeCousins.(TerryBolhsenetMarkBlackford)

Figure6.8.ComparaisondesobservationsDSLR(symbolespleins)etCCD(symbolesvides)deV1369Cen(novaCentauri2013)enregistrésquasimentsimultanément.Lespointsbleus,vertsetrougesreprésententlesobservationstransforméesJohnsonB,VetCousinsR,respectivement.(MarkBlackford)

Ceciestune illustrationtrèsclairede laraisonpour laquelle lesmagnitudes instrumentalesdecer-tainstypesd'étoiles(cellespossédantdefortescaractéristiquesd'émissionoud'absorption)nepeu-ventetnedoiventpasêtretransformées.Par tous lesmoyens,observez-lesmais reportezunique-mentlesmagnitudesnontransformées.

Voilàpour lesmauvaisesnouvelles,mais toutn'estpasperdupour laphotométrieDSLR.Denom-breuxtypesd'étoilesontdesspectresavecdescaractéristiquesspectralesplusatténuéesetlaformeglobaleduspectreserapprochedecelleducorpsnoir.LesmagnitudesinstrumentalesDSLRdeces

étoiles peuvent être transformées avec grand succès vers le système photométrique Johnson-Cousins.

Latable6.1listelesmagnitudestransforméesBVRde15étoilesstandardsphotométriquesmesuréesavecunDSLR.Lamoyennede30mesuresestaffichéedanslescolonnes"ave"etladéviationstan-darddecesmesuresestaffichéedanslacolonne"stdev".Lescolonnesétiquetées"delta"listentlesdifférencesentrelesmesuresDSLRmesuréesetlesvaleurscatalogues.

Commevouspouvezlevoir,lesmagnitudesVDSLRtransforméessonttoutesàmoinsde0,02magni-tudedesvaleurscataloguesetlaprécisionestendessousde0,01magnitudepourtouteslesétoilessauflesplusfaibles.L'exactitudeetlaprécisionsontseulementmarginalementmoinsbonnespourBetR.

Table6.1.ObservationsDSLRtransforméesBVRdesétoilesstandardsdelarégionE1(Menzies,J.W.,Cousins,A.W.J.,Banfield,R.M.,&Laing,J.D.1989,SouthAfricanAstron.Obs.Circ.,13,1).(MarkBlackford)

Donc,lesmessagesàretenirsont:

1) Les étoiles avec des lignes significatives d'émission ou d'absorption ne sont pas adaptées à laphotométrieDSLRsi lesmagnitudestransforméessontrequises,maiscesétoilespathologiquespeuventêtreobservéesavecunDSLRsivousrapportezdesmagnitudesnontransformées.

2) Ilexistedenombreuxtypesd'étoilesadaptéesàlaphotométrieDSLR.3) LestroiscanauxDSLRpeuventêtreutiliséspourlaphotométrie.

6.5Correctiond'extinctiontraditionnelleettransformationCommediscutédanslessectionsprécédentes,leseffetsdelaréponsespectraledusystèmed'image-rie et l'extinction atmosphérique différentielle doivent être corrigés pour obtenir desmesures demagnitudesprécisesquipeuventêtrecomparéesavec lesmesuresd'autresobservateurs.Dans lessections suivantes, on discutera des corrections appropriées à deux situations d'observationsma-jeures.

6.5.1ChampdevisionétroitouprochedelasituationzénithaleEnphotométrieCCDtraditionnelle,l'extinctiondifférentielleestsupposéeêtrenégligeableenraisonde l'étroitesseduchampdevisiontypiquementdequelquesdizainesdeminutesd'arc. Ilenestde

mêmeenphotométrieDSLR.Mêmeenutilisantdes téléobjectifs (avecunchampdevisiondeplu-sieurs degrés), l'extinction différentielle est généralement insignifiante à moins de 30° du zénith.Dansdetellessituations, l'extinctiondifférentiellepeutêtre ignoréeet lestransformationsdepho-tométrieCCDtraditionnelless'appliquent.

LeGuide de la Photométrie CCDde l'AAVSO fournit une description complète de lamesure et del'application des coefficients de transformation à partir des images de champs d'étoiles photomé-triquesstandards.Enconséquencedanscemanuel,nousrésumeronsuniquementlafaçondontcescoefficientssontappliquéspourtransformerlesmagnitudesinstrumentalesversunsystèmedema-gnitudesstandards.

EnphotométrieDSLR,troiscouleurssontenregistréessimultanément.Enconséquence,quandl'ex-tinctiondifférentielleestnégligeable,leséquationsdetransformationsont:

𝐵JPE = ∆𝑏 + 𝑇H_HJ ∗ ∆ 𝐵 − 𝑉 + 𝐵KNAO [Eq6.11]

∆ 𝐵 − 𝑉 = 𝑇HJ ∗ ∆ 𝑏 − 𝑣 [Eq6.14]

• Bvar,VvaretRvarsontlesmagnitudestransforméesB,VetRdelavariable;• Δb,ΔvetΔrsontlesmagnitudesinstrumentalesdelavariablemoinslesmagnitudesinstru-

mentalesdel'étoiledecomparaison(bvar–bcomp,vvar–vcompetrvar–rcomp);• Tb_bv,Tv_bvetTr_bvsontlescoefficientsdetransformationdemagnitudesB,VetR;• Δ(B-V)estl'indexdecouleurcatalogueB-Vdelavariablemoinsl'indexdecouleurcatalogue

B-Vdel'étoiledecomparaison;• Bcomp,VcompetRcompsontlesmagnitudescatalogueB,VetRdel'étoiledecomparaison;• TbvestlecoefficientdetransformationdecouleurB-V;et• Δ(b-v)estl'indexdecouleurinstrumentalb-vdelavariablemoinsl'indexdecouleurinstru-

mentalb-vdel'étoiledecomparaison.

Lapratiquenormalede laphotométrieDSLRaétéd'ignorer les canauxbleuet rougecar leurs ré-ponses spectrales étaient considérées comme trop différentes de Johnson B et Cousins R. Aussi,seulel'équation6.12étaitutilisé,etétaitcalculéeàpartirdesvaleurscatalogueB-Vpourlavariableet les étoiles de comparaison.Mais cetteméthode ne prend pas en compte le fait que de nom-breusesvariableschangentdecouleurdansletemps,cequientrainedeserreurssystématiquesdanslesmagnitudestransformées.

Nousavonsvudans lasection6.4quepourdenombreusesétoiles, lesmagnitudes instrumentalesDSLRbetrpeuventêtretransforméesversJohnsonBetCousinsRavecsuccès.L'équation6.14peutenconséquenceêtreutiliséepourdéterminerΔ(B-V)àpartirdesmagnitudesinstrumentalesbetv,etleséquations6.11et6.13utiliséespourtransformerlesmagnitudesinstrumentalesbetr.

Pour déterminer les coefficients de transformation, nous avons besoin d'imager un "champ stan-dard"contenantdenombreusesétoilesavecdesmagnitudesJohnsonB,JohnsonVetCousinsRme-suréesprécisément.LeGuidedelaPhotométrieCCDdel'AAVSOlisteplusieursamasstandards,cer-tains sont adaptés aux images à grand champdes imagesDSLR. Pour les observateurs de l'hémis-phère Sud, les régions E de Cousins à -45° de déclinaison sont aussi recommandés. La figure 6.9montreuneimagedeM67enregistréeavecunCanon600DDSLRetunréfracteurde80mmàF/6(champde2.67x1.78degrés).

Figure6.9.L'amasd'étoileM67aveclesétoilesstandardsindiquées.Lecentredel'amasesttropencombréàcetteéchelled'image;cependantilyaplusieursdouzainesd'étoilestandardsàlapériphérieadaptéesàladéterminationdescoefficientsdetransformation.(MarkBlackford)

Aprèscalibrationetextractiondechaquecanalcolorédesimagesdechampd'étoilesstandards,nousmesuronsensuitelesmagnitudesinstrumentalesdetouteslesétoilesstandardsdisponibles.L'équa-tion6.15estutiliséepourcalculerlecoefficientdetransformationdecouleur,Tbv:

𝑏 − 𝑣 = 1 𝑇HJ ∗ 𝐵 − 𝑉 + 𝑍𝑃HJ [Eq6.15]

Où(b-v)estlacouleurinstrumentale,(B-V)lacouleurcatalogueetZPbvestunevaleurdepointzéroarbitraire.Noustraçons(b-v)enfonctionde(B-V)pourchaqueétoilestandardpuisparlaméthodedesmoindrescarrésajustonsunelignedroiteauxpointsdedonnées.Tbvestl'inversedelapentedelaligne.

Leséquationssuivantessontutiliséespourcalculerlescoefficientsdetransformationdemagnitude:

𝐵 − 𝑏 = 𝑇H_HJ ∗ 𝐵 − 𝑉 + 𝑍𝑃H [Eq6.16]

𝑉 − 𝑣 = 𝑇J_HJ ∗ 𝐵 − 𝑉 + 𝑍𝑃J [Eq6.17]

𝑅 − 𝑟 = 𝑇E_HJ ∗ 𝐵 − 𝑉 + 𝑍𝑃E [Eq6.18]

Où (X-x) est lamagnitude cataloguemoins lamagnitude instrumentaleet oùd'autres termes sontdéfinisci-dessus.Pourlecanalvert,noustraçons(V-v)contre(B-V)pourchaqueétoilestandardpuislaméthodedesmoindrescarrésajusteunelignedroiteauxpointsdedonnées.Tv_bvestlapentedelaligne.Lesautrescoefficientsdetransformationdecouleursontdéterminésdelamêmefaçon.Nousavonsmaintenanttoutel'informationnécessairepourdéterminerlesmagnitudestransforméesdelavariableetdesétoilesdevérificationenutilisantleséquations6.11à6.14.

LeGuidedelaPhotométrieCCDdel'AAVSOtraiteplusendétailslamanièred'effectuerlatransfor-mationCCDtraditionnelle.Uneméthodealternativeseraprésentéedanslasection6.6decemanuel.

6.5.2Champsdevueétendusousituationprochedel'horizonUndesavantagesdelaphotométriedifférentielleestquetantquelacibleetlesétoilesdecomparai-sonsontprochesdans leciel,etpastropprèsde l'horizon, la lumière issuesdedeuxétoilespasseessentiellementàtravers lamêmequantitéd'atmosphère(massed'air),etenconséquencesouffreessentiellementdelamêmequantitédedispersionetd'absorption.

Cependant,quandunobjectifnormalestutiliséavecunappareilDSLR, lechampdevueestplutôtlarge, facilementplusieursdegrésetpeutatteindreplusde30degrés.Pour certainsprojets impli-quantdesétoilebrillantes,ilestnécessairedeprendreavantagedecegrandchampdevue,carvotrecibleetlesétoilesdecomparaisonadaptéespeuventêtrelargementséparées.Siellessontécartéesdeplusdequelquesdegrésetàplusde30°duzénith,leurlumièrepasseàtraversdescheminsat-mosphériquesdifférents,etenconséquencel'extinctionatmosphériquedifférentiellepeutêtresigni-ficative.L'importancedeceteffets'accroitquand(a)laséparationentrelesdeuxétoiless'accroit,et(b) la distance de l'une ou de l'autre par rapport au zénith s'accroit. Notez que nous ignorons unautreeffet appeléextinctionde secondordre,qui estdépendantede la couleurde chaqueétoile,mais qui entraine un effet beaucoup plus faible que celui de l'extinction différentielle de premierordre.

Dans cette situation, la "transformation" doit inclure l'effet des différences de réponse spectrale(commeci-dessus)plus l'effetde l'extinctionatmosphériquedifférentielle. Cela s'effectueenajou-tantuntermesupplémentaireauxéquationsdephotométriedifférentielle:

𝐵JPE = −𝑘H ∗ ∆𝑋 + ∆𝑏 + 𝑇H_HJ ∗ ∆ 𝐵 − 𝑉 + 𝐵KNAO [Eq6.19]

𝑉JPE = −𝑘J ∗ ∆𝑋 + ∆𝑣 + 𝑇J_HJ ∗ ∆ 𝐵 − 𝑉 + 𝑉KNAO [Eq6.20]

𝑅JPE = −𝑘E ∗ ∆𝑋 + ∆𝑟 + 𝑇E_HJ ∗ ∆ 𝐵 − 𝑉 + 𝑅KNAO [Eq6.21]

• kb, kv et kr sont les coefficients d'extinction de premier ordre (en magnitudes par massed'air);

• DXestlamassed'airdelavariablemoinslamassed'airdel'étoiledecomparaison;et• D'autrestermescommeceuxdéfinisci-dessus.

Lamassed'air,X,estlalongueurduchemineffectuéparlalumièreàtraversl'atmosphèreetelleestégaleà1auzénith.Pourunanglezénithalζ,l'angledel'étoileparrapportauzénith,àmoinsde60°,lamasse d'air est approximativement X = sec(ζ). Les angles zénithaux plus grands nécessitent uncalculpluscompliqué.Denombreuxprogrammesd'analysephotométriquecalculent lamassed'airbaséesurl'emplacementdelazonehoraire,letempsd'acquisition,etlescoordonnéeséquatorialesdel'étoile.

Laméthodetraditionnellepourdéterminer lescoefficientsd'extinction impliqued'imagerplusieursétoilesstandardsàdifférentsmomentsdelanuit,d'abordquandellessonthautesdansleciel(massed'airfaible)etànouveauplustardlorsqu'ellessontbassesdansleciel(massed'airélevée)–ouvice-versa.Nousnedécrironspascetteméthodeici;lelecteurintéresséseréfèreraàHenden,A.A.,andKaitchuck,R.H.1990,AstronomicalPhotometry,Willmann-Bell.Aulieudecela,uneméthodealter-nativeadaptéeàlaphotométrieDSLRàgrandchampseradécritedanslasection6.6.

6.6Correctiond'extinctionalternativeettransformationDans cette section, nous présentons une approche alternative à la correction d'extinction et à latransformationquiavaitétédéveloppéepourlacampagned'observationd'epsilonAurigæde2009-2011(Kloppenborgetal.,JAAVSOVolume40,2012).Pourlasimplicité,nousdécrironslatechniquecommeappliquéeaucanalvert,maiselleestégalementapplicableauxautrescanaux.

L'équation6.17peutêtreétenduepourinclureletermedecorrectiond'extinction:

𝑉 − 𝑣 = −𝑘J ∗ 𝑋 + 𝑇J_HJ ∗ 𝐵 − 𝑉 + 𝑍𝑃J [Eq6.22]

Cetteéquationalamêmeformefonctionnellequ'unplangéométriqueàtroisdimensions:

𝑧 = 𝐴𝑥 + 𝐵𝑦 + 𝐶 [Eq6.23]

Sil'onsupposequelamagnitudeinstrumentale,v,dépendseulementducôtédroitdel'équationci-dessus,alorsnouspouvonsrésoudrelescoefficientskv,Tv_bv,etZPv,enutilisantunminimumdetroisétoilesdecomparaisondansl'image.Cependant,siuneétoiledecomparaisonest"mauvaise"(peutêtre elle-même variable, incorrectement identifiée,mélangée à une étoile voisine ou si samagni-tude/massed'airaétéincorrectementcalculée),lescoefficientsserontfaussés.Pourcetteraison,6étoiles de comparaison ou plus sont recommandées pour minimiser l'effet d'une seule étoile decomparaison"mauvaise".

CommeKloppenborgetal. l'explique,unajustementparlesmoindrecarrésdenétoilesdecalibra-tiondansleplandéfiniparl'équation6.23estgénéréenrésolvantlamatricedecoefficients,X,dansl'expressionmatriciellesuivante,enutilisantl'inversedeA:

𝑨𝑿 = 𝒃 [Eq6.24]

Oumentionnécomplètement:

𝑥LkQLl7 𝑥LQ

Ll7 𝑦L 𝑥LQLl7

𝑥L𝑦LQLl7 𝑦LkQ

Ll7 𝑦LQLl7

𝑥LQLl7 𝑦LQ

Ll7 1QLl7

−𝑘J𝑇J_HJ𝑍𝑃J

=𝑥L𝑧LQ

Ll7𝑦L𝑧LQ

Ll7𝑧LQ

[Eq6.25]

Maisvousn'avezpasbesoindevoustracasseravec lesdétailsducalculmatriciel,denombreuxta-bleurs et autres langages de programmation possèdent les routines intégrées. Par exemple, le ta-bleurReduction-IntermediateutiliséparleprojetCitizenSkydel'AAVSOutiliselafonction"LINEST"dansExcel.Lafeuilleoriginaleetlesinstructionspourl'utilisersetrouveà:

http://www.citizensky.org/content/calibration-intermediate

Cependantuneversionamélioréeestmaintenantdisponiblesur:

https://www.aavso.org/dslr-observing-manual

Lanouvellefeuilledecalculpermetl'analysedesmagnitudesinstrumentalesàpartirdescanauxbleuetrougeenplusducanalvert.Ilcalculeégalementl'indexdecouleur(B-V)delacibleàpartirdesonindexdecouleurinstrumental(b-v)enutilisantlesétoilesdecomparaisonetlesétoilesdevérifica-tioncommestandardsdecalibration.L'utilisateurpeutchoisird'appliquer:

1) Aucunecorrection(c'est-à-direlesmagnitudesstandardisées);ou,2) Justelacorrectiondetransformation;ou,3) Alafoislescorrectionsd'extinctionetdetransformation.

Lesdonnéesexemplesetlesinstructionspourutiliserlafeuilledecalculsontfournies.

Lesmagnitudesstandardiséesoutransforméessontprêtespourlerapportàl'AAVSO.

Voirl'annexeCpourplusdedétailsconcernantl'extinctionatmosphérique

6.7SoumissiondevosrésultatsAucunemesure scientifiquen'adevaleur siellen'est paspubliéeafinqu'ellepuisseêtrepartagéeavec la communauté scientifique. La "publication" de la plupart des mesures photométriquesd'étoilesvariablessignifiedelesajouteràunebasededonnéesbienconnue,commelabasededon-néesinternationaledel'AAVSO(AID).Leschercheursontalorsaccèsàvosdonnées,ainsiquecellesavec d'autres observateurs, en questionnant la base pour un objet et une date particulière. Pourqu'elle soit utile, votremesure doit être accompagnée de l'information qui décrit ce qu'il en est,commentelleaétéobtenue,ettouteinformationrelativeàsoncontenuetsaqualité.

On accède au format d'entrée de données dans l'AID à partir de "WebObs (Submit/SearchData)"sousl'onglet"Data"surlapaged'accueildel'AAVSO.Vousdevezposséderuncodeofficield'Obser-vateur avant de pouvoir entrer des données. L'enregistrement d'un code Observateur(https://www.aavso.org/apps/register/ ) est gratuit et ouvert à tout lemonde, et non simplementauxmembresdel'AAVSO.

Audépart,vousutiliserezlelien"SubmitObservationsIndividually"surlapageWebObspourentreruneseuleobservationàlafois.Sélectionner"DSLR"danslemenudéroulantpourafficherleschamps

d'entréededonnéesdecetyped'observation.Deschampslégèrementdifférentssontaffichésselonletyped'observationsélectionné.

Lafigure6.10montrelapaged'entréepouruneobservationDSLRindividuelle.L'informationrequiseparWebObs est probablement explicite, cependant le lien "More Help…" fournit des explicationssupplémentairessinécessaire.

Si vous soumettez des magnitudes standardisées (c'est-à-dire des magnitudes non-transformées),laissezlacase"transformed"souslechampMagnitudedécochéeetsélectionnezl'optionappropriée"Tri-Color…"danslemenudéroulantFiltre.Parexemple,sélectionner"Tri-ColorGreen"silamagni-tudestandardiséeaétédérivéeàpartirdesmagnitudesinstrumentalesducanalvert.

Pourlesobservationstransformées(avecousanscorrectiond'extinction)assurez-vousdecocherlacase"transformed"etsélectionnezsoitJohnsonB,JohnsonVouCousinsRdumenudéroulantFiltre,selonlecanalquiaétéutilisé.

Quanduneseuleétoiledecomparaisonaétéutilisée,commecelapeutêtrelecasavecuneréduc-tionCCDtraditionnelle,vousdevezentrerlesmagnitudesinstrumentalesdansleschampsEtoilesdeCompMagetCheckMag.

Entrez "ensemble"dans le champCompLabelet "na"dans le champCompMagnitudesquandunensembled'étoilesdecomparaisonaétéutilisé,commeaveclestableursmentionnésdanslasection6.6.DanslechampCheckMag,entrezlamagnitudetransformée(pasinstrumentale)tellequ'elleestcalculéepar le tableur.Dans lachampAirMassentrez lamassed'aircalculéepour lacibleaumo-mentdel'observation.

SivoussoumettezdesmagnitudesB,V,Ràpartird'unclichéindividuel(oucomposé),indiquez-leendonnantauxtroisobservations lemêmeidentifiantdans lechampGroup.Celaaideà indiquerquelesmagnitudes ont été obtenues aumêmemoment. L'identifiant de groupe doit être un nombreentier,identiquepourtouteslesobservationsdugroupeetuniquepourunobservateurdonnépouruneétoiledonnéeàunedatedonnée.

Figure6.10.Paged'entréed'uneobservationindividuelledeWebObsavecleschampsdedonnéesrequispourlesobserva-tionsDSLR.(MarkBlackford)

LechampCommentspeutêtreutilisépouridentifierlesétoilesutiliséesdansl'ensembledesétoilesdecomparaisonettouteautreinformationrelative,maisilestlimitéà100caractères,enincluantlesespacesetlaponctuation.

VérifiezsoigneusementvosentréesavantdecliquersurleboutonSubmitObservation.WebObspos-sèdeunmoyenderechercheretd'éditerlesentréessivousréalisezplustardquevousavezfaituneerreur.

L'autreméthodedesoumissiondesobservationsestpluscomplexe,etimpliquedegénérerunfichierd'observationsplutôtqu'une seule à la fois. Le fichierdoit êtredans le formatétendude l'AAVSO(AAVSO Extended File format (https://www.aavso.org/aavso-extended-file-format )). De nombreuxlogicielsfournissentunesortieappelée"AAVSOExtendedFileformat",ouanalogue.Sivousutilisezunautre logiciel dephotométrieouun tableur, vousdevrez générerun fichier texte adapté vous-même.Assurez-vousquelecritère"OBSTYPE"danscefichierestréglésurDSLR.IlexisteuneoptiondansWebObspourparcourirvotrefichieretletélécharger.

Finalement,aprèsavoireffectuélasoumissiondesobservations,legénérateurdecourbedelumière(https://www.aavso.org/lcg)doitêtreutilisépourvoircommentvosdonnéessecomportentvis-à-visdecellesd'autresobservateurs.Ilestdrôledevoirunecourbedelumièreseconstruireentempsréel!

Chapitre 7 :Développerunprogrammed'obser-vationDSLRUndesplusgrandschallengesrencontrésparunnouvelobservateurestdedéciderlaquelledescen-tainesdemilliersdevariablesconnuesobserver.Oùtrouverdeslistesoudescataloguesd'étoiles?Commentchoisirlesétoilesquisontappropriéespoursoninstrument?Commentobtenirlescartesmontrantlavariableetlesétoilesenvironnantes,etcommentdéciderquellesétoilesutilisercommeétoilesdecomparaison?

LapageWebdelaSectiondesObservateursdel'AAVSO(https://www.aavso.org/observers#sections)constitue une excellente place pour commencer à rechercher des cibles potentielles. Il existe denombreuxliensversd'autresressources,incluantcellesexposéedanslafigure7.1quisontparticuliè-rementutilespourlesnouveauxobservateurs.

Figure7.1.PartiedelapagewebdelaSectiondesobservateursdel'AAVSO.

Les étoiles dans l'AAVSO Binocular Program possèdent en général des niveaux demagnitude, descartesdechampetdestablesphotométriquesadaptéesà laphotométrieDSLR.VérifiezégalementlesdiversesSectionsd'Observationde l'AAVSO,enparticulier lesVariablesàéclipses, lesVariablespulsantesàcourtepériodeetlesVariablesàlonguepériode.

L'outil de planification d'observations peut être utilisé pour identifier les variables visibles depuisvotresited'observationàunedateparticulière.Assurez-vousdeliresoigneusementlesinstructionspourobtenirlemeilleurdecetoutiletéviterdechoisirdesciblesmoinsappropriées.

Dansuneffortpoursimplifierleprocessusdedécision,nousfournissonsunelisted'étoilespourlesnouveauxvenus.Cependant,ellesnesontpastoutesadaptéesàchaqueobservateur.

7.1Listed'objetsrecommandésaudébutantLesobjetsrecommandésincluent11étoilespourlesobservateursdel'hémisphèrenordet10étoilespourlesobservateursdel'hémisphèresud(Tables7.1et7.2,respectivement).Ilsontétésélection-néssurlabased'unjeudecritèresquilesrendrontutilescommeétoilesd'entrainementToutespos-sèdentdesvariationsplusgrandesque0,3magnitude,saufune,βCephei,inclusecommechallenge.Laplupartsontbrillantes,aumoinssurunepartiedeleurcourbedelumière,cequilesrendrelati-vementfacilesàtrouveretàphotographieravecvotreappareil.

Unobjetaunordetdeuxausudsontd'unemagnituded'environ8ouplusfaibleaumaximumaussiellesnécessiterontuneffortpourlestrouveretobtenirunSNRraisonnable.

Laplupartdecesétoilessontaussiinclusesdanslestutoriauxd'entrainementàl'observationvisuelledel'AAVSO(disponiblesurhttps://www.aavso.org/10-star-training).Cesétoilessontindiquéesavecl'exposant ² dans les tables 7.1 et 7.2. Ces tutoriaux incluent des cartesmontrant la constellationentièrepouraider l'observateuràs'orienteretfaciliter la localisationdelavariable.Unexemplesetrouvedanslafigure7.2ci-dessous.Lesétiquettesnumériquesindiquentlesétoilesdecomparaisonpourlesobservateursvisuels;cependant,ellespeuventnepasêtreadaptéesauxobservateursDSLR.VousdevezutiliserVariableStarPlotterpourgénérerunecarteCCDadéquateetunetablephotomé-trique(voirsection3.4.1).

Toutes lesétoilesdécritessont intéressanteset/oucélèbresetsontdignesd'intérêtpour lesastro-nomes professionnels. Elles illustrent toutes des étapes importantes dans l'évolution des étoiles.Miraaétémentionnée,en1596,commelapremièreétoilevariable.µCephei(muestorthographiécommemiudanslatablecarc'estladésignationofficielleastronomiquedecettelettregrecque)estunegrosseétoilearrivéeaustadefinaldesonévolutionetdeviendrabientôtunesupernova.Nousconsidérons que certaines de ces étoiles recommandées sont adaptées à des projets de grandesécolesetdecollègeetbeaucoupontdesréférencesétenduessur lewebquiserontutilespourunprojetd'étudiant.

Certaines étoiles ont des variations régulières (comme les céphéides et les binaires à éclipses) etplusieursontuncyclequiesttotalementparcouruenmoinsdecinqheures.Uncyclecompletpeutainsiêtreenregistrédansuneseulesessiond'observation.

Table7.1.Etoilesvariablesbrillantesrecommandéespourlesdébutantsdansl'hémisphèreNord.

Etoilesdel'hémisphèreNord

Nom Peutêtreobservée

Ecartdemagnitude

Typedevariable

Période(jours) Notes

ZUMa Toutel'année 6,2–9,4 Semi-régulière 195,5

Peut être observée tous les 5 jours. Vouspouvezavoirbesoinde changer les réglagespourtenircomptedugrandécartdemagni-tude

δCep² Toutel'année 3,49–4,36 Céphéideclassique 5,366266

Peutêtreobservéedeuxfoisenunenuitouune fois avant minuit. Etoile variable histo-rique célèbre avec une courbe de lumièrerégulière distinctive. Rapporter les observa-tionssousdelCep.

Algol(βPer)²

AoûtàMai 2,09–3,30 Binaireàéclipse 2,86736

L'éclipsedureenviron8heures.Lesmesuresdoivent être faites pendant au moins deuxheures de chaque côté duminimum prédit.10 mesures ou plus sont nécessaires pourune courbe de lumière raisonnable ; ellespeuvent être faites toutes les 15 minutes.RapporterlesobservationssousbetPer.

βLyr²Avrilà

Novembre 3,30–4,35 Binaireàéclipse 12,94061713

Etoileàéclipsessemi-détachéecequisignifiequ'elle est en éclipse continue. Pendant laplusgrandepartiedesapériode,unemesurepar nuit est suffisante. Autour duminimumprimaire (période de 1,5 jour), les mesurespeuvent être faites toutes les heures. Rap-porterlesobservationssousbetLyr.

µCep1,2 Toutel'année 3,43–5,1 Semi-

régulière 835Unemesurepar nuit est suffisante. Rappor-ter les observations sous "miu" au lieu de"mu".

ηAql²Avrilà

Novembre 3,49–4,30 Céphéideclassique 7,1769

Peutêtreobservéedeuxfoisenunenuitouune fois avant minuit. Etoile variable histo-rique célèbre avec une courbe de lumièrerégulièredistinctive.

Mira1(oCet)

AvrilàNovembre 2–10,1 Mira 331,96

Mesurablependant100joursdechaquecôtédu maximum. Rapporter les observationssousomiCet.

RLyr1,2 AvrilàNovembre 3,81–4,44 Semi-

régulière 46:Unemesureparnuitestsuffisante.

βCep Toutel'année 3,16–3,27VariablepulsantetypeβCep

0,1904881

A une très petite amplitude et nécessite 30images pour faire une mesure dans debonnes conditions. A une période régulièreet change constamment. Un cycle entierpeut être mesuré en une session avec desmesures toutes les 5mn. Rapporter les ob-servationssousbetCep.

BELyn OctobreàAvril 8,57–8,97

δScutiàgrande

amplitude0,09586954

Possède une période régulière courte quipeut être étudiée en une session avec 10mesurestoutesles5minutes.

V474Mon

NovembreàMars 5,94–6,31

δScutiàgrande

amplitude0,136126

1Note:Cetteétoileestrouge,etlesmagnitudesDSLRnontransforméespeuventêtreexcessivementbrillantes.2Note:Lacartedecetteétoileexistedansletutorial10étoiles(étoilesdel'hémisphèrenord).

Table7.2.Etoilesvariablesbrillantesrecommandéespourlesdébutantsdansl'hémisphèreSud.

Etoilesdel'hémisphèreSud

Nom Peutêtreobservée

Ecartdemagnitude

Typedevariable

Période(jours) Notes

WSgr² MarsàOctobre 4,29–5,14 Céphéide

classique 7,59503Système triple constitué d'une céphéide,d'une naine F5 proche, et d'une étoile A0pluslointaine.

κPav²Avrilà

Novembre 3,91–4,78

VariablepulsantedutypeWVirginis

De loin, l'exemple le plus brillant d'une cé-phéide (vieille) de Population II. Etoiles defaible masse moins lumineuses que les Cé-phéidesclassiques.Elleprésentedebrusqueschangements de période. Une surveillancecontinue aide à les suivre Rapporter lesobservationssouskapPav.

βDor²Septembreà

Avril 3,41–4,08 Céphéideclassique 9,8426

Seulement0,1mag.plusfaiblequelCaretlasuit dans le classement. Les Céphéides clas-siques sont des étoilesmassives de Popula-tion I (jeunes). Rapporter les observationssousbetDor.

lCar² DécembreàJuillet 3,22–4,12 Céphéide

classique 35.562LaCéphéidelaplusbrillanteaprèsPolaris,sil'on considère la magnitudes apparente.RapporterlesobservationssousbetLyr.

RCar1,2 DécembreàAoût 3,9–10,5 Mira 307

Nécessite l'utilisation de différents réglagespourcouvrirlecycleentier.

VPup² AvrilàNovembre 3,49–4,30 Céphéide

classique 7,1769

Peutêtreobservéedeuxfoisenunenuitouune fois avant minuit. Etoile variable histo-rique célèbre avec une courbe de lumièrerégulièredistinctive.

RDor1,2 OctobreàMai 4,78–6,32 Semi-

régulière 172

Etoile semi-régulière présentant deux maxi-masetdeschangementsde forteamplitudedecycleàcycle.Uneparmi lesplusgrandesétoiles avec un diamètre mesuré interféro-métriquementdepuislaTerre.

ζPhe2JuilletàFévrier 3,94–4,42 Binaireà

éclipses 1,6697671De type Algol. Vous verrez l'étoile à sonmaximumlaplupartdutemps,aussiattraperuneéclipsedemandedelapatience

RYLep OctobreàMai 8,05–8,46δScutiàgrande

amplitude0,2251475

Un cycle entier peut être mesuré en unesession avec des mesures toutes les 5 mi-nutes

RSGru JuinàJanvier 7,94–8,48δScutiàgrande

amplitude0,1470117

1Note:Cetteétoileestrouge,etlesmagnitudesDSLRnontransforméespeuventêtreexcessivementbrillantes.2Note:Lacartedecetteétoileexistedansletutorial10étoiles(étoilesdel'hémisphèresud).

Figure7.2.CartepourβLyraeetRLyraereproduiteàpartirdututorialAAVSO’s10-StarTrainingpourlesob-servateursdel'hémisphèrenord.(AAVSO)

7.2DécisionsurlesobjectifsàobserverSansaucundoute,lesdeuxplusgrandsfacteursinfluençantvotrechoixdesobjectifssontvotreob-jectifphotographiqueetvotremonture.Ceux-cietceuxreliésàl'équipementontététraitésdanslachapitre 2. Les autres considérations importantes sont votre site d'observation (vue partiellementobstruée),conditionsduciel(pollutionlumineuseaggravéedanscertainesdirections),lafréquenceàlaquelle vous observerez, et la durée de chaque session. Plus tard, quand vous décidez d'étendrevotre liste d'objectifs, il sera judicieux de vérifier les programmes d'observation et les campagnesentamées,ourecommandées,parl'AAVSOetlesautresorganisationsd'étoilesvariables.

Par-dessustout,choisissezlesobjetsquivousintéressent.Sivousnetrouvezpasceladrôle,vousnele ferezpas longtemps.Ainsi,qu'est-cequivousattire?Est-ce lasatisfactiondemaitriser leschal-lengestechniques?Est-cel'émotiondevoirunecourbedelumièreprendreformeaufuretàmesurequelesobservationssontajoutéesdansletemps?Est-ceêtreàl'extérieuretencontactavecl'Uni-vers?Ya-t-ildesétoilesquevousaimeriezobserversimplementpourlefun?Devons-nousêtresé-rieux?Pouvons-nousfairecelasérieusement,etcontribuerà laScienceetencoreprendreduplai-sir?Absolument!Croyez-leoupas,celafaitladifférence.Nousvoulonsquevoussoyezcouronnédesuccès,heureuxetproductif.SilaphotométrieDSLRn'estpasdrôlepourvous,vousyperdrezbien-tôttoutintérêt.

7.2.1Planifierunesessiond'observationUn nombre de considérations contribue à planifier une session d'observation. Une considérationmajeure est la durée dont vous disposez pour observer. Vous pouvez disposer simplement d'uneheureoudeux,ouvouspouvezêtrecapabled'observertoutelanuit.Sic'estd'uneheureseulement,vousneserezpasenmesured'observerutilementunebinaireàéclipses–quidemandeengénéraldesmesuressurquatreheuresvoiredavantage.Maisenuneheure,vouspouvezêtrecapabled'ob-servercinqétoilesquinécessitentunemesureparnuit.Souvenez-vous,unebonnepratiqueconsisteàenregistrerdes imagesmultiplesdechaquechampàpartirduquelunemagnitudemoyennepeutêtrecalculé.

Sivousprojetezd'observerplusieursétoilesdansunesession,assurez-vousquevousnotezsoigneu-sement tous les changements de réglage de votre appareil photo effectués quand vous changezd'étoile. Ilesttropfaciled'oublierdechangeroud'enregistrer lesréglagesquandvousêtesfatiguéenfindenuit.

Lesobjetsdoiventêtrehautsdanslecielaumomentoùvousprojetezdelesobserverpourminimiserleseffetsdel'extinctiondifférentielle.Unbonprogrammedeplanétariumestinestimablepourtes-tercela.Vouspouvez ignorerceparamètrequanddesobservationscritiquesentempssontnéces-saires,parexemplenovæousupernovæ,quandl'objetn'estpasbienplacédansleciel.

Sivousêtesdéjàunobservateurvisueld'étoilevariable,vouspouvez,biensûr,choisirdeconduireégalementunephotométrieDSLRd'uneétoilefavoriteenappliquantlesprincipesdecemanuel.

7.2.2 Carte de localisation et cartes de comparaison avec tables photomé-triquesLocaliser une étoile variable est une compétence acquise. Des cartes de recherche à jour et destablesdephotométrieavecdesséquencesdemagnitudesbiendéterminéesdesétoilesdecomparai-son doivent être utilisées (Section 3.4.1). Les observateurs sont poussés à utiliser de telles cartespouréviterleconflitquipeutseproduirequandlesmagnitudespourlamêmeétoiledecomparaisonsontdérivéesdedifférentsjeuxdecartes.Celapeutentrainerl'enregistrementdedeuxvaleursdiffé-rentesdevariationpourlamêmevariabledanslamêmenuit.

7.2.3EphéméridespourprédirequandvotrecibleserabrillanteoufaibleUneéphéméride(plurieléphémérides ;dumotgrecἐφημερίς)estunetabledevaleursquiaffichelesdatesetheurespréditesdumilieudel'éclipseprincipaled'unebinaireàéclipsesoudumaximumpourdesétoilespulsantes (CéphéidesetMiras).L'éphéméridedesétoilesdenos listesrecomman-dées peut être trouvée dans l'AAVSO International Variable Star Index (VSX)http://www.aavso.org/vsx/.Entrezlenomdel'étoilequevousdésirezobserver,parexempleWSgr,etcliquezsur"search".Lapagerésultatauraunlienappelé"Ephemeris"surlecôtédroitdelaligneappelée "Epoch". Cliquez sur ce lien pour afficher une fenêtre listant les prochainsmaximums decettevariableCéphéide.Note: l'éphéméridevousdonneralesprochainsmaximasàvenirpourdesétoilespulsantescommelescéphéidesetlesminimaprimairespourlesbinairesàéclipses.

Si l'époque et la période dans VSX n'ont pas étémises à jour depuis de nombreuses années, lesheuresactuellesdesmaxima/minimapeuventnepascorrespondreexactementauxheuresprédites.Celaestuneraisonmajeurepourcontinuer lesobservationsdesétoilespulsantesetàéclipses,de

rechercherleschangementsdepériodequipeuventêtredusàdeschangementsdansl'évolutionouàd'autresétoilesorbitantautourdelavariable.

7.2.4Rapportmétéo,humidité,pointderosée,températureVérifiezlesprévisionsmétéopourlanuitoùvousprojetezd'observer.Ilpeutyavoirunesoiréepro-metteusemaisdesbancsétendusdefinscirrus,quideviennentinvisiblesquandilfaitsombre,peu-ventempêcherunebonnephotométrie.UnecaméraDSLRestsisensiblequedefinscirruspeuventfaireladifférence.Quelquefois,nousavonsleplaisirdeprofiterd'uncieltransparent–dépourvudenuages,depoussièresetd'humidité.Profitezdesavantagesd'unetellenuit,quandellesseprésen-tent,beaucouptroprarement.Oublieztoutes lesobligationsfamiliales,professionnellesetsocialesetsoyezorganisé!

Ilexistebeaucoupdesiteswebspécifiquesetd'applicationsquifournissentuneinformationsupplé-mentairecomparéeauxprédictionsmétéorologiquesgénérales.Certainesnuitsdémarrentavecdebonnesconditionsd'observationmaissedétériorentensuite,d'autrescommencentcouvertespours'éclaircirparlasuite.Avecunplanningprévisionnel,vouspouveztireravantagedesessionslimitéesparlamétéopourfairedesobservationsvalables.Silesprévisionssontbonnespourlanuitentière,vouspouvezvouspréparerpourunelongueséried'unebinaireàéclipsesoud'unevariableδScutiàgrandeamplitude,sivotremontureestadaptée.Lessériesd'imageriesdansletempsavecunemon-turesanssuiviserontungrandchallenge,àlafoispourgarderlacibleetlesétoilesdecomparaisonbiencadréestoutaulongdelanuitetpourmesurerlesimagesaprès.

Silebrouillardestprédit,votreappareilphotoetsonobjectifpeuvents'embrumer.Celapeutsepro-duireavantquelevraibrouillardsedéveloppe,aussi,vousdevezplanifiervosmesuresafinqu'ellessoientprisesavantquelebrouillardn'arrive.Ilpeutyavoirdelabuéesurvotreappareilphotosansqu'iln'yaitdebrouillard,aussi soyezavertidecettepossibilité,carelle ruineravosmesures.Vouspouvezminimiser leproblèmeentransférantvotreappareillagedansunenvironnementfroidmaisplussec(commeungarage)entrelesmesures.Vouspouvezrecouvrirvotreappareilphotoentrelesmesuresavecunsacenplastique,quimaintientunenvironnementplussec.

Si la températureambianteestplus chaudeouplus froideque la température intérieurede votremaison,ilestjudicieuxdemettrel'appareilphotoàl'extérieurpendant20minutesafinquel'appareilphotoetl'objectifpuissentsemettreenéquilibrethermique.

Sivoushabitezprèsdel'océan,soyezavertiquelacondensationpeutêtresalée,cequiesttrèsmau-vaispourl'appareilphotoetsonobjectif.

7.2.5ConditionsducieletphasedelaluneBienque lapleine lunepuisse avoir un impact significatif sur lesobservations visuellesdesétoilesvariables,l'effetsurlesmesuresDSLRestmoinssévère.Unelunebrillanten'apasd'effetsurlesme-suresdanslapartieducielopposéeàlalune.Sousréservequel'objectifdel'appareilphotopossèdeunpare-soleil,lesmesuressontpossiblesprèsdelalunebrillanteaussilongtempsqu'aucunelumièredirecteouréfléchiedelalunen'entredansl'objectifdel'appareilphoto.

7.2.6Avecquellefréquencedois-jeobserverlesétoilesdemonprogramme?Les tables 7.3 et 7.4 affichent la fréquence recommandée d'observation (cadence) pour différentstypesdevariables.

Table7.3.Cadenced'observationrecommandéepourplusieursclassesd'étoilesvariables.

TYPE DESCRIPTION CADENCE(jours)

Galaxiesactives(AGN)

Noyaux galactiques actifs.Objets extragalactiquesoptiquement variables inclus unique-ment pour des raisons historiques ou des campagnes d'observation. Types GCVS, GAL,BLLAC,QSO.

GammaCas-siopeiae(GCAS)

Variables éruptives irrégulières du type γ Cassiopeiæ. Ce sont des étoiles en rotationrapideavecdeséjectionsdemasseissuesdeleurszoneséquatoriales.Laformationd'an-neauxéquatoriauxoudedisques s'accompagnentd'un affaiblissementoud'unaccrois-sementtemporaire.L'amplitudedelumièrepeutatteindre1,5magnitudeenV.

Irrégulières Variables irrégulières lentes. Les variations de lumière de ces étoiles nemontrent pasd'évidencedepériodicité,ouuneéventuellepériodicitéprésenteesttrèspeudéfinieetapparait seulementoccasionnellement. Lesétoiles sevoient souventattribuées ce typeenraisondeleurétudeinsuffisante.

Miras(LPVs)période<300jours

VariablesdutypeοCeti(omicron).Ils'agitdevariablesgéantesàlonguepériodeavecdesamplitudesdelumièrescomprisesentre2,5et11enV.Leurpériodes'étendentre80et1000jours.

Miras(LPVs)période300–400jours

Miras(LPVs)période>400jours

Novæ(N) Systèmesbinairesrapprochésavecdespériodesorbitalesentre0,05et230 jours.L'unedes composantes de ce système est une étoile naine blanche très chaude qui soudain,pendantuneduréed'uneàplusieursdizainesoucentainesdejour,augmentesalumino-sitéde7à19magnitude,puiselleretournegraduellementàsabrillanceinitialeauboutdeplusieursmoisouannées.

RCoronæBorealis(RCB)

Variables du type R Coronæ Borealis. Elles sont déficientes en hydrogène et riches enhéliumetcarbone.CesontdesétoilesdegrandeluminositéappartenantautypespectralBpe-C,qui sontà la foisdesvariableséruptivesetpulsantes.Ellesprésententdesaffai-blissementsnonpériodiquesde1à9magnitudesenVdurantentreunmoisetplusieurscentainesdejours.

Noværécur-rentes(NR)

Novæ récurrentes, qui diffèrent des novæ typiques par le fait que deux ou plusieurséruptions(aulieud'uneseule)séparéesde10à80annéesontétéobservées.Exemples:TCrB,TPyx.

RVTauri(RV) Variables du type RV Tauri. Ce sont des géantes pulsantes radiales. Les courbes de lu-mièresontcaractériséesparlaprésencededoublesvaguesavecdesminimaalternative-mentprimaires et secondaires qui peuvent varier enprofondeurde telle façonque lesminima primaires peuvent devenir secondaires et vice versa. L'amplitude de lumièrecomplètepeutatteindre3à4magnitudesenV.Lespériodesentredeuxminimaconsécu-tifs(appeléspériodesformelles)s'étalentdansl'intervalle30–150jours.

SDoradus(SDOR)

VariablesdutypeSDoradus.Cesontdesétoileséruptivesàhaute luminositémontrantdeschangementsdelumièreirréguliersavecdesamplitudesdansl'intervalle1–7magni-tudes en V. Elles appartiennent aux étoiles bleues les plus brillantes de leurs galaxiesparentes. En règle générale, ces étoiles sont reliées à des nébuleuses diffuses et sontentouréesd'enveloppesenexpansion.Exemples:PCyg,ηCar.

Supernovæ(SNe)

Supernovæ.Cesontdesétoilesquiaugmentent (suiteàuneexplosion finale) leuréclatde20magnitudesouplus,puiss'affaiblissentlentement.Selonlaformedelacourbedelumièreetlescaractéristiquesspectrales,lesSupernovæsedivisententypeIetII.

Semi-régulières(SR,SRA,SRB,SRC)

Variables semi-régulières, qui sont des géantes ou des super-géantes de type spectralintermédiaireetavancésmontrantunepériodiciténotabledeleursvariationsdelumière,accompagnés ou quelquefois interrompus par des irrégularités variées. Les périodess'étalententre20etplusde2000jours,alorsquelesformesdescourbesdelumièresontplutôtdifférentesetvariables,etleursamplitudespeuventêtreentreplusieurscentièmesetplusieursmagnitudes(généralement1à2magnitudesenV).

TYPE DESCRIPTION CADENCE(jours)

Novænaines(NL,UG,UGSS,UGSU,UGWZ,UGZ)

VariablesdutypeUGeminorum,ou"novænaines".Cesontdessystèmesbinairesserréscomposésd'uneétoilenaineou sous-géantequi remplit l'espacede son lobedeRocheinterneetd'unenaineblancheentouréeparundisqued'accrétion.Lespériodesorbitalesvariententre0,05et0,5 jours.Detempsentemps, la luminositédusystèmeaugmenterapidementdeplusieursmagnitudes(sursaut)et,aprèsunintervalledeplusieursjoursàunmoisouplus,retourneàsonétatoriginal.Selonlescaractéristiquesdesvariationsdelumière,lesvariablesdetypeUGeminorumpeuventsesubdiviserentroistypes:typeSSCyg(UGSS),SUUMa(UGSU),etZCam(UGZ).

Jeunesobjetsstellaires(YSOs)enétatactif

Jeunesobjetsstellaires.Etoilesvariablesde laséquencepré-principale.CepeuventêtredesétoilesTTauri,UXors,FUors,ouEXors.

1oumoins

Jeunesobjetsstellaires(YSOs)enétatinactif

Symbiotiques(ZAND)

Etoiles variables du type Z Andromedæ. Ce sont des binaires serrées composées d'uneétoiletrèschaude,d'uneétoiledetypeavancé,etd'uneenveloppeétendueexcitéeparles radiations de l'étoile chaude. La luminosité combinéemontre des variations irrégu-lièresavecdesamplitudesallantjusqu'à4magnitudesenV.

Binairesàéclipses(EB)

1parminute

δ Scutiàgrandeampli-tude(HADS)

1parminute

Table7.4.Cadenced'observationetprécisiontemporellerecommandéespourplusieursclassesd'étoilesvariables.

TYPED'ETOILE FREQUENCED'OBSERVATION RAPPORTEZLADATEJULIENNEAVEC

Céphéides Chaquenuitclaire 4décimalesVariablescataclysmiques Chaquenuitclaire 4décimalesMira Unefoisparsemaine 1décimaleSemi-régulières Unefoisparsemaine 1décimaleEtoilesRVTauri Unefoisparsemaine 1décimaleEtoilessymbiotiques Unefoisparsemaine 1décimaleEtoilesRCrB* Pendantlemaximumunefoisparsemaine 1décimaleEtoilesRCrB Pendantlesminimaunefoisparsemaine 4décimalesVariablesirrégulières Unefoisparsemaine 1décimaleVariablessuspectes Chaquenuitclaire 4décimalesEtoilesàflares Encontinu,pendant10à40minutesdanslecasderaressursauts 4décimalesBinairesàéclipses Toutesles10minutespendantl'éclipse 4décimalesEtoilesRRLyræ Toutesles10minutes 4décimalesNote:LesétoilessymbiotiquesetRCrBpeuventavoirdesvariationsdepetiteamplitudeetdecourtepériode.Sivouslesobservez,leursobservationsdoiventêtrefaitesàchaquenuitclaireetrapportéesavec4décimales.

7.2.7Observationd'étoilenonvariableUnintéressantetbontravaildenuitpeutêtrepasséentestantl'équipementetsesréglages.Prendredes imagesde champsd'étoiles standards vouspermettradedéterminer les coefficientsde trans-formationetdetesterlaprécisionetlareproductibilitédevosmesurer.Uneautreexpériencedigned'intérêtconsisteàvérifiercommentlesignalsurbruitaugmentequanddix,vingt,outrenteimagessontcompositées(oumoyennées)parrapportàuneimageunique.

Avantd'essayerlaphotométriedesétoilesvariables,ilestuntrèsbonexercicescientifiquequicon-sisteàfairedelaphotométriesurdesétoilesquinevarientpas.Vouspouvezprendredeuxétoilesprochesnonvariablesetmesurer ladifférenceen luminositépuiscomparervotreestimationde la

différenceavec ladifférenceducatalogue.VousdécouvrirezquepasservospremièresnuitsclairespourfairecesexercicesenphotométrieDSLRaidebeaucouplorsquevousattaquerezvospremièresétoilesvariables.

C'estunetrèsbonneméthodepourdévelopperlaconnaissancedevotreéquipement.Faitesdees-saisenchangeantlafocalisation,lalongueurdelapose,larapiditéISOetlediaphragme.Entrainez-vouspoursavoirquelsréglagesdonnentlamesurelaplusprécise.

Testezunepaired'étoilesquiprésenteunedifférencedemagnituded'environ0,5,unedifférencedemagnitude d'environ 0,2 et une différence demagnitude d'environ 0,1. Vous pouvez trouver, parexemple, que vous pouvez uniquement comparer des étoiles avec une différence de magnituded'environ0,1quandlesconditionsd'observationsonttrèsbonnes.Avecl'expériencevousdevezêtrecapabledemesurerdefaçonsûredesvariationsdemagnitudede0,01à0,02avecdesétoilesbril-lantes.

Déterminezlesétoileslesplusbrillantesetlesplusfaiblesquisontàlaportéedevotreobjectifetdevotremonturepourunephotométriepratique.

Choisissezdespairesd'étoilesdelamêmecouleursinonladifférencequevousdéterminezpeutnepascorrespondreauxvaleurscatalogueendépitdelacorrectiondevosréglagesetprocédures.

7.3LemomentdedémarrerDanscemanuel,nousavonsprésentéendétaillafaçondontlesappareilsphotoDSLRpeuventêtreutiliséspoursurveillerleschangementsdeluminositédesétoilesvariables.Pourdenombreuxtypesdevariables,lesmesuresDSLRpeuventêtrecomparablesàlaphotométrieCCDentermesdepréci-sionetdefiabilité.LesappareilsphotoDSLRfournissentuncoûtplusfaiblepourlesamateursd'ai-guiserleurstalentsdephotométrieetdecontribueràfournirdesdonnéesscientifiquesvalablesàlaBasedeDonnéesInternationaledel'AAVSO.

Maintenant,ilesttempsdeprendrevotreDSLRsouslesétoilesetdemettreenpratiquetoutcequevousavezappris.Amusez-vous!

AnnexeA:Testd'unappareilDSLRCedocumentestbasésurl'informationdesréférencessuivantes:

1. TheHandbookofAstronomicalImageProcessing,SecondEd.,RichardBerryetJamesBurnell,Willmann-Bell,Richmond,VA.

2. ProfilingtheLong-ExposurePerformanceofaCanonDSLRpubliésurCloudyNightsbyCraigStark.UnPDFdecetarticleetd'autresarticlesintéressantssontdisponiblessur:http://www.stark-labs.com/craig/articles/articles.html

Voirl'annexeEpourdesinformationssurlestestsdelinéaritéd'uncapteurDSLR.

VouspouvezdéterminerplusieursparamètresdebasedevotreappareilphotoDSLRàpartird'unjeud'imagesbias,darketflat.Celles-ci incluent legaindusystème, lavaleurADUmaximale(valeurdesaturation), la capacité totaled'unpuits et le bruit de lecture.Vouspouvez égalementmesurer lamontée en température de votre capteur dès qu'une série d'images est prise et déterminer com-mentleniveaudebruitévolueaveclatempérature.

CesmesuresdoiventêtrerépétéespourchaqueréglageISOde100à800quisontlesseulsàconsi-dérerpourlaphotométrie.

NOTE : Toutau longdecedocument,des références sont faites sur l'extractiond'undesplansdecouleurvertes.Certainslogicielsdephotométrie,parexempleMaxImDL,vouspermettentd'extrairelesdeuxplansséparément.D'autrescombinentlesdeuxplansvertsenuneseuleimage,parexempleAIP4Win.Sivotrelogicielproduituneimageverteunique,vousdevezutilisersoitleplanbleusoitleplanrougequandvousmesurezlesparamètresdevotreappareilphoto.Celapourlaraisonqu'uneimagevertecombinéeauraunedéviationstandardplus faiblecomparéeàcelledes imagesvertesindividuelles,etenconséquence,lesparamètresdérivésdeladéviationstandardserontincorrects.

ValeurADUmaximale

LesappareilsphotoDSLRmodernesontdesconvertisseursanalogue-digitalà14bits(ADC)quinomi-nativementdonnentunevaleurADUmaximalede (214–1)=19383.Certainsappareilsphotoplusanciensontunconvertisseur12bitsavecunevaleurADUmaximalede(212–1)=4095.Cependant,enréalité,lavaleurréelleseraquelquepeuinférieure,etpeutêtredifférenteàISO100parrapportàdesréglagesISOplusélevés.

1. Enregistrezuneimageflatfieldsurexposée.2. Mesurezlavaleurmaximaledespixels(elledoitêtreidentiquepourtouslesplanscolorés).

RésultatsobtenusavecunCanon1100D:

ISO ADUmaximale100 13584200 15304400 15303800 15304

Décalagedusystème

Certainsappareilsphotoontundécalage(offset)systématiqueparconstruction.Celaestundécalageparfaitementdéterminéducodageduniveaunoirdanslefichierimage.C'estsouvent1024ou2048ADUsdanslesappareilsphoto14bits,ou256pourlesanciensappareilsphoto12bits.Cedécalageoffrelapossibilitéd'enregistrerdesvaleursnégativesdebruitetunedériveduniveaudunoir.

1. Enregistrezunclichéd'offsetsansaucunelumièreentrantdansl'appareilphoto(masquerleviseur,capuchonenplace,pièceassombrie)etavecletempslepluscourtpermisparvotreappareilphoto(parexemple1/4000sec).

2. Mesurezlavaleurmédianedetouslespixels;c'estlavaleurd'offsetdusystème.

ISO ADUmaximale100 2018200 2048400 2048800 2048

Gaindusystème(oufacteurdeconversion)

Le gaindu système s'exprimeenélectronsparADUet exprime le nombred'électrons requis pourchanger l'intensitéd'unpixelparuneunitéAnalogiqueversDigital, l'unitédebaseduchangementdansune imageDSLRouCCD.Legaindusystèmedoitêtre lemêmedanschaqueplandecouleurmaisilestdifférentpourchaqueréglageISO.

1. Enregistrezdeuximagesflataveclemêmetempsdepose.Réglezlaposeafinquelavaleurdupixelmoyensoitenviron2/3delavaleurADUmaximale,etqu'aucunpixelnesoitsaturé.

2. ExtraireundesplansvertsdechaqueimageetsauvezlessouslesnomsFG1etFG2.3. AjoutezFG1etFG2ensembleetmesurezlavaleurmoyennedupixeldansunezoneproche

ducentred'environ100x100pixelsentaille.Notezcettevaleurcomme 𝐹𝐺1 + 𝐹𝐺2 .4. SoustraireFG2deFG1puisajoutez5000(pours'assurerque l'imagerésultantenecontient

depixelsavecdesvaleursnégatives).5. Mesurezladéviationstandarddansunezoneprocheducentred'environ100x100pixelsen

taille.Notezcettevaleurcomme𝜎 pq7rpqk .6. Enregistrezdeuximagesd'offset.

7. Extraire un des plans verts de chaque image d'offset et sauvez-les sous le nomdeBG1 etBG2.

8. AjoutezBG1etBG2ensembleetmesurezlavaleurmoyennedupixeldansunezoneprochedu centre d'approximativement 100 x 100 pixels en taille. Notez cette valeur comme𝐵𝐺1 + 𝐵𝐺2 .

9. SoustraireBG2deBG1puisajoutez5000(pours'assurerquel'imagerésultantenecontientdepixelsavecdesvaleursnégatives).

10. Mesurezladéviationstandarddansunezoneprocheducentred'environ100x100pixelsentaille.Notezcettevaleurcomme𝜎 Yq7rYqk .

𝐺𝑎𝑖𝑛𝑑𝑢𝑠𝑦𝑠𝑡è𝑚𝑒 = pq7tpqk r Yq7tYqku vwxyvwzz ru{wxy{wz

z électron/ADU

ISO Gain[electron/ADU]

100 3.29200 1.62400 0.83800 0.40

Gaindusystème(méthodealternative)

Voiciuneméthodepluscomplexemaisplussolide.

1. Enregistrezuneséried'imagesflatfield,deuxàchaqueposeparmiplusieurstempsdepose.Les images les plus longues ne doivent pas dépasser la valeur ADUmaximale. Les imagesaveclesposeslespluscourtesdoiventavoirunevaleurADUmoyenned'aumoinsquelquescentainesd'ADUau-dessusdel'offsetdusystème.

2. Extraireundesplansvertsdechaqueimageflatfield.3. Pour une image dans chaque paire, mesurez la valeur moyenne du pixel dans une zone

procheducentred'environ100x100pixelsentaille.Notezcettevaleurcomme 𝐹𝐺1 .4. Pourchaquepaire,soustraireFG2deFG1puisajoutez5000(pours'assurerquel'imageré-

sultantenecontientdepixelsavecdesvaleursnégatives).5. Mesurezladéviationstandarddansunezoneprocheducentred'environ100x100pixelsen

taille.Notezcettevaleurcomme𝜎 Yq7rYqk .6. Calculezlavarianceenélevantaucarré𝜎 Yq7rYqk puisdivisezlerésultatpar2.7. Tracerl'intensitémoyenneenfonctiondelavariance/2.8. LapentedelalignedemeilleurajustementestlegaindusystèmeauréglageISOutilisé.Cela

doitêtretrèssimilairepourchaqueplancolorémaisdifférentpourchaqueréglageISO.

Un exemple avec des données issues d'un Canon 1100D à ISO 200 est affiché dans la table et leschémaci-dessous.

PaireISO200 𝑭𝑮𝟏 . 𝝈 𝑩𝑮𝟏r𝑩𝑮𝟐 𝝈 𝑩𝑮𝟏r𝑩𝑮𝟐

1 11437.569 106.809 5704.12 9576.640 96.978 4702.43 6786.631 78.522 3082.94 5861.261 70.304 2471.35 4426.033 55.426 1536.06 2514.221 26.337 346.8

LegaindusystèmeàchaqueréglageISOde100à800estmontrédanslatableci-dessous.Ellessonttrèssimilairesauxvaleursobtenuesau-dessus.

ISO Gain[electron/ADU]

100 3.41200 1.66400 0.84800 0.40

Bruitdelecture

Laseulesourcedebruitdanslesclichésd'offsetestlebruitdelecture.LebruitdelecturedoitêtrelemêmedanschaqueplancolorémaisilestdifférentpourchaqueréglageISO.

1. Enregistrezdeuxclichésd'offset.

2. Extraireundesplansvertsdechaqueclichéd'offsetetsauvegardez-lessouslenomdeBG1etBG2.

3. SoustraireBG2deBG1puisajoutez5000(pours'assurerquel'imagerésultantenecontientdepixelsavecdesvaleursnégatives).

4. Mesurezladéviationstandarddel'imagerésultante.Notezcettevaleurcomme𝜎 Yq7rYqk .

𝐵𝑟𝑢𝑖𝑡𝑑𝑒𝑙𝑒𝑐𝑡𝑢𝑟𝑒 =𝜎 Yq7rYqk

2×𝑔𝑎𝑖𝑛[𝑒𝑙𝑒𝑐𝑡𝑟𝑜𝑛𝑟. 𝑚. 𝑠]

ISO Bruitdelecture[électron]

100 23.7200 12.5400 7.0800 3.1

Capacitétotaledupuits

La capacité totale du puits doit être lamême dans chaque plan colorémais sera différente pourchaqueréglageISO.Enréalité,lavaleurISO100estlavraiecapacitétotaledupuits,àdesréglagesISOsupérieurs,lavaleurmesuréeestlenombremaximumd'électronsrequispouratteindrelavaleurADUmaximale

Capacitétotaledupuits=(gaindusystème)x(valeurADUmaximale)[électrons]

ISO Capacitétotaledupuits[électron]

100 46376200 25603400 12787800 6088

Courantd'obscurité

Lesmesures faites jusqu'à présent sont analogues à celles utilisées pour caractériser une caméraCCD. Le courantd'obscurité, cependant,nepeutpasêtremesurédirectementàpartir des imagesDSLRdelamêmefaçonquepourlesimagesCCD.PouruneCCD,nouslaisserionslatempératuresestabiliserpuisenregistrerionsunclichéd'obscuritéà longuepose (D)de t secondes.Apartirde là,nous soustrayonsunclichéd'offset (B)puismesurons lavaleurmoyennedupixeldansune régionvoisineducentreducliché 𝐷 − 𝐵 .Cettevaleurestmultipliéeparlegainpourdéterminerlecou-rantd'obscuritémoyen:

𝐶𝑜𝑢𝑟𝑎𝑛𝑡𝑑<𝑜𝑏𝑠𝑐𝑢𝑟𝑖𝑡é = VPLQ× �rYU

[électrons/pixel/seconde]

CenombredoittoujoursêtrepositifetaugmenteraveclatempératureduCCD.Silatempératureeststable, laquantité totaled'électrons injectésdans chaquepixelpar le courantd'obscurité s'accroitlinéairementavecletemps.

Les imagesRAWenregistrées avec les appareil photoDSLRCanon, et éventuellementd'autres,NEMONTREPAS lamêmeconduiteauniveauducourantd'obscurité.Enutilisantunexempleàpartird'unCanon1100Dà400ISO(Note:certainslogicielsdephotométrieajoutentunoffsetpourmasté-riserlesclichésd'offset,MaxImDLappellecelaun"socle",aussiprenezsoindesoustrairecetteva-leurquandvousutilisezunmaitreoffsetdanslecalcul):

𝐶𝑜𝑢𝑟𝑎𝑛𝑡𝑑<𝑜𝑏𝑠𝑐𝑢𝑟𝑖𝑡é = 8.��×(k8��.�8r k7��.77�r788�8

= −0.042[électrons/pixel/seconde]

Ceciestphysiquement irréaliste.CraigStarkaexplorécecomportementavecunCanon450Dplusancien. La variance dans les images d'obscurité s'accroit quand le temps d'exposition s'accroit,commeprévu.Cependant,lavaleurmoyennedupixelnes'accroitpaslinéairement;aulieudecelailresteàquelquesADUsdelavaleurd'offset.IlenconclutquemêmedansuneimageRAW,uncertaintraitement a été fait pour réduire l'effet du courant d'obscurité. Alors, comment cela affecte-il laphotométrieavecunappareilphotoDSLR?Monavisactuelest:

1. Utilisezdesclichesd'obscuritédemêmetempsd''expositionetàlamêmetempératurequelesimagesscientifiques.

2. Ilpeutêtrepréférabled'utiliserunclichéd'obscuritéfacticepouréviterd'ajouterdubruitàl'imagecalibrée.

3. Siunclichéd'obscuritéfacticeestutilisé,ilpeutêtreutiled'appliquerunecartedesmauvaispixelspourréduirel'effetdespixelschaudsoumorts.

Cependant,cesconclusionsdoiventêtreconfirméespardesexpérimentationsfutures.

Lesimages-maîtresd'obscuritéd'unCanon1100Dà400ISO,lesprofilsdelignesetleshistogrammessontmontrésci-dessous

Enhautàgauche:5sà21°C,enhautaumilieu:30sà23°C,enhautàdroite:300sà26°CAucentre:profilsdeligneàtraverslamêmerangéedepixels(montrésurl'imageenhautàgauche)issusdestroisimages-maîtred'obscurité.Enbas:Histogrammesdestroisimages-maitresd'obscurité.LavaleurADUdupixel(intensité)esttracéesurl'axehorizontaletlenombredepixelsaveccettevaleurADUestaffichéesurl'axevertical(échellelogarith-mique).

Commeon levoitdans lesprofilsde lignes, l'intensitémédianedupixelestde2148ADUpour lesposes de 5 s et 30 s, qui représente l'offset systématiquede 2048ADU imposépar Canon sur lesimagesRAWplus100ADUsupplémentairesimposéparMaxImDL.Cependantl'intensitémédianedupixeldel'imageposé300sestseulementde2136ADU.IlapparaitqueCanonajustel'offsetsystéma-tiquepourlesexpositionslonguespouruneraisoninconnue,mêmedanslesimagesRAW.Celan'af-fectepasnégativementlaphotométrieàpartird'imagesàlongueposes,maislacorrectionducou-rantd'obscuritépendantlacalibrationdel'imageseranécessairepourminimiserl'effetdusignaldecourantd'obscuritésupplémentaire.

Lagrandemajoritédespixelsdanslesimagesdark-maîtresrésideàl'intérieurdupicleplusàgauchedes histogrammes centrés sur 2148 ADU. Ceux-ci représentent la distribution du bruit du courantd'obscuritéaléatoire.

Laposede300smontreaussicepic,ainsiqu'unpicsecondaireàenviron200ADUàsadroitequireprésenteunepopulationdepixelslégèrementdifférentequipossèdentplusdecourantd'obscuri-té.Leslargeursdecespicsaugmententquandlatempératureducapteurs'accroit.Unpetitnombredepixelschaudsclassiques (présentantune réponseplusélevéeque lamajoritédespixelsdans lecapteur)sontàladroitedeshistogrammes.

Stabilitéentempérature

LesappareilsphotoDSLRnesontpasactivementrefroidiscommelescamérasCCDastronomiques.Latempératureducapteurdépenddelatempératureambianteetdelachaleurgénéréeeninterneparl'électroniquedelacaméra.Onpeutétudierceteffetenenregistrantunelongueséried'imagesdark.Latempératureducapteurestenregistréedansl'informationEXIFdel'imageRAW,maistouslesprogrammesn'affichentpascetteinformation.IrfanViewestunprogrammefreewaredevisuali-sationd'image(disponiblesurhttp://www.irfanview.com/)quimontretouteslesdonnéesEXIF.

1. Estimezladuréedeposedevotreexposition,parexemple,8spourunappareilphotomontésurtrépiedou60spourunemontureentrainée.

2. Prenez100clichésdarkaveclaposedéterminéeàl'étape1.3. Déterminez lavaleurmoyennedupixel, ladéviationstandardet latempératuredechaque

imagedark.4. Tracezlatempératureducapteurenfonctiondunumérodel'image.5. Tracezladéviationstandardenfonctiondunumérodel'image.6. Tracezladéviationstandardenfonctiondelatempératureducapteur.7. Tracezlavaleurmoyennedupixelenfonctiondelatempératureducapteur.8. Tracezlavaleurmoyennedupixelenfonctiondunumérodel'image.

Unexempleavecdesposesde60savecunCanon1100Dà400ISOestaffichéci-dessous:

Letracésupérieurgauchemontrequelatempératureducapteurs'élèverapidementaudébutdelaséquenced'images et approchede l'équilibre après 2 heures (100 images x (60 + 10) d'expositionplusladuréedutéléchargement).Unetempératureplusélevéeentraineuncourantd'obscuritéplus

élevéetuneplusgrandedéviationstandardetcelaestconfirméparlestracéssupérieurdroitetinfé-rieurgauche.Uncourantd'obscuritéplusélevédoitaussidonnerunevaleurmoyennedepixelaug-mentée quand la température augmente, cependant le tracé inférieur droitmontre clairement lecontraire. Comme cela a étémentionné dans la section sur le courant d'obscurité ci-dessus, CraigStarkattribuecetteanomalieàuntraitementinterneparl'appareilphotopourcompenserleschan-gementsdetempérature,etceprocessusestégalementappliquéauximagesRAW.

AnnexeB – Test des flats pour une illuminationuniformePeu importe laméthode flat-fieldemployée, il est importantde vérifier l'uniformitéde l'éclairage.Unevariationde1%dansl'imagepeutentraineruneerreurdemesured'environ0,01magnitude.

Unmoyensimpledevérifier l'uniformitédel'éclairageestdeprendredesimagesflat-fielddedeuxjeuxd'images,lesecondjeuenregistréaprèsrotationde90°del'appareilphoto.Divisezuneimagemaîtreparl'autreetmesurezl'intensitédespixels(valeursADU)surlesdiagonalesdel'imagerésul-tante.Ilyauradesfluctuationsaléatoiresduesàdesstatistiquesdecomptagemaisdansl'idéalilnedoitpasyavoiraugmentationoudediminutionsystématiquedansl'intensité.

UnexempleestmontrédanslafigureB.2oùl'illuminationinégaleaétéobtenueenenlevantundeshuitglobesàincandescencedelaboiteàlumière.Legraphiqueàdroitemontreunevariationsysté-matiquede1%lelongdeladiagonale1(bleu)et0,2%(rouge).Quandleshuitampoulessontutili-sées(graphiquedegauche),lavariationsystématiquelelongdeladiagonale1(bleu)estdemoinsde0,1%maislelongdeladiagonale2(rouge)elleaugmentelégèrementà0,3%.

Vousdevezessayerd'atteindreunevariationsystématiquedemoinsde0,5%dansvosclichésdeflatmaître.

FigureB1.Flatmaîtreducanalvertenregistréavecl'appareilphototournéà0°(panneausupérieurgauche)ettournéde90° (panneau supérieurdroit) par rapport à laboitede lumière. Lepanneau inférieur gauchemontre l'image résultanteaprèsdivisiondelapremièreflatmaîtreparlaseconde.Lepanneauinférieurdroitmontreleprofild'intensitélelongdeladiagonale.(MarkBlackford)

FigureB.2.Profilsdeligneobtenusendivisantdeuxflat-fieldsmaitresmontrantlerésultatd'unéclairageuniforme(gauche)etd'unéclairagenonuniforme(àdroite).

Annexe C : Illustration de l'extinction primaire,secondaireetdifférentielle(Adaptéd'unarticledeMarkBlackfordparudansVariableStarsSouthNewsletter,Octobre2015)

Enprenantquelquesprécautions, lesphotométristesCCDprenantdesclichésavecuntélescopedefocalemoyenneà longuepeuvent sansencombre ignorer leseffetsde l'extinctionatmosphérique.Celan'estpastoujoursvraipourlesphotométristesDSLRutilisantunobjectifstandardouuntéléob-jectifoù lechamprelativement largeduchampdevuepeutentrainerdesdifférencessignificativesdanslamassed'airautraversdel'image.Cetarticleexpliqueplusieursaspectsdel'extinctionatmos-phérique et quantifie leurs effets sur la photométrie pour des scénarios de CCD/télescope et deDSLR/objectif.

Probablement,l'effetleplusévidentdel'extinctionatmosphériqueestl'affaiblissementetlerougis-sementdusoleilàsoncoucher,mais lesétoilessontaffectéesdelamêmefaçon. Ilexistedenom-breuxfacteursimpliquantladispersiondesaérosolsdeRayleighetl'absorptionmoléculaire,principa-lement par l'ozone. Dans une atmosphère normale, la diffusion de Rayleigh par lesmolécules ga-zeusesdomine.

La quantité d'affaiblissement est proportionnelle à la longueur du chemin parcouru dans l'atmos-phère(extinctionprimaire).Les longueursd'onde lespluscourtes,c'estàdires lesbleuessontplusaffaibliesqueleslongueursd'ondepluslongues.Deplus,l'indexdecouleurdel'étoileajouteaussiunpetit effet supplémentaire sur la quantité d'affaiblissement (extinction secondaire). Dans un largechampde vue, les imagesd'étoiles prochesde l'horizonpeuvent avoir unemassed'air nettementplus grande que les étoiles éloignées, entrainant ainsi des quantités différentes d'affaiblissement(extinctiondifférentielle).Ci-dessous,nousillustronschacundecesconceptsenutilisantdesobser-vationsDSLRenséried'étoilesnonvariables.

ExtinctionatmosphériqueprimaireAuzénith(anglezénithal;ζ=0°),lalongueurduchemindelalumièred'uneétoileàtraversl'atmos-phère terrestreestdéfiniecommemassed'airX=1. Lamassed'air s'accroitquandζdevientplusgrand,audébuttrèslentementmaisdeplusenplusrapidementquandl'étoiles'approchedel'hori-zon.LafigureC1montrelamagnitudeinstrumentalebrutedanschaquecanalcoloréDSLRpouruneétoilenonvariable tracéeen fonctiondu temps (graphiquesupérieurgauche)eten fonctionde lamassed'air(graphiquesupérieurdroit).Quandlaturbulenceeststableetquelatransparenceresteconstantedurantlanuit(onparledenuitphotométrique),lamagnitudeinstrumentalemesuréeestunefonctionlinéairedelamassed'air,commelemontrecetracé.

Enpremièreapproximation, lapentedelaligneestlecoefficientd'extinctionprimaireetilestplusgrandpourdes longueursd'ondeplus courtes (c'est-à-direbleues). Ceci estplus facilement visiblesurlegraphiqueinférieurgaucheoùlesmagnitudesinstrumentalesontéténormaliséesàlamagni-tudezéropourunemassed'airX=0,c'est-à-direau-dessusdel'atmosphère.Nouspouvonsvoirquemêmeauzénith,l'étoileaétoileaffaibliede0.181,0.220et0.296magnitudedanslescanauxrouge,

vertetbleu,respectivement.Chaquefiltrepossèdesonproprecoefficientd'extinctionprimairequiest une fonctionde la longueur d'onde effective du filtre. Ceci entrainedes indices de couleur del'étoiledevenantpluspositifs,c'est-à-direplusrouges,quandlamassed'airs'accroit(graphiqueinfé-rieurdroit).

Lescoefficientsd'extinctionprimaire(notésk')peuventvarierd'unenuitàl'autre,etmêmeaucoursd'unemêmenuitsilesconditionsatmosphériqueschangent.Lacauseprincipaleenestlecontenuenaérosolsdel'atmosphère,c'est-à-dire,lapoussière,lafumée,lesgouttelettesd'eau,etc.

FigureC1.Enhautàgauche:changementdelamagnitudeinstrumentaleavecletempsquandl'étoiledescendvers l'horizon.Lescouleursreprésentent lescanauxDSLRrouge,vertetbleu.Enhautàdroite:Mêmesdon-néestracéesenfonctiondelamassed'air.Enbasàgauche:Mêmesdonnées,maisnormaliséesàlamagnitude0àunemassed'air=0,c'est-à-direau-dessusde l'atmosphère.Enbasàdroite:changementdes indicesdecouleurinstrumentaux(b-v)et(v-r)avecl'augmentationdelamassed'air.(MarkBlackford)

FigureC2.Changementdelamagnitudeinstrumentalebrutenormaliséetracéeenfonctiondelamassed'airpourdeuxnuitsdetransparencevariable.Agauche:Vaguesdefinscirruspassantdanslechampaucoursdelasession.Adroite:Extinctionenconstanteaugmentationdueàunemontéedebrume.(MarkBlackford)

La figureC2montredeuxexemplesd'extinctionaucoursdenuitsde transparencevariable. L'ana-lystedoitdécidersidepetites fluctuationssontacceptablesavantd'appliquer lescoefficientsd'ex-tinction. La photométrie différentielle utilisant des données non corrigées pendant des nuits nonphotométriquespeutentrainerdesrésultatsmoinsprécismaisencoreutiles.

ExtinctionatmosphériquesecondaireL'extinctionsecondaireestunefonctiondelamassed'airetdel'indexdecouleurdel'étoileetc'estuneconséquencedela largeurfiniedescourbesdetransmissionspectraledesfiltresà largebandeRVButilisésdanslesappareilsphotoDSLR,etlesfiltresphotométriquesCCD.

La figure C3montre la courbe de transmission d'un filtre vert DSLR et les courbes de distributiond'énergiegénéraliséespouruneétoilebleueetuneétoilerouge.L'étoilebleuearelativementplusd'intensitéducôtédela longueurd'ondecourtedelafenêtredufiltreparrapportà l'étoilerouge.Noussavonsàpartirdeladiscussionci-dessusquelescourteslongueursd'ondesontplusabsorbées,etquel'étoilebleues'affaibliralégèrementplusquel'étoilerouge.Différentsfiltrespossèdentleurscoefficientsd'extinctionsecondairespécifiques.

FigureC3.Schémamontrantlacourbedetransmissiondufiltreàlargebandeetl'énergiededistributiond'uneétoilerougeetd'uneétoilebleue.(MarkBlackford)

FigureC4.Agauche : Extinctionnormaliséeducanalbleupouruneétoile rougeetuneétoilebleuedans lamêmeséried'imagesmontrantdifférentstypesd'extinction(pentes).Adroite:Tracédestauxd'extinctionenfonctiondel'indicedecouleurcatalogue(B-V)pourchaquecanalcoloré.(MarkBlackford)

LegraphiquegauchedelafigureC4tracelapentedelamagnitudeinstrumentalecontrelescourbesdemassesd'air(pented'extinction)commeunefonctiondel'indicedecouleur(B-V)de7étoilesnonvariablesdanslaséried'images.Lestroiscanauxcolorésmontrentunepetitedépendancebiendéfi-nieavecl'indicedecouleur,lecanalbleumontrantl'effetleplusgrand.Lescoefficientsd'extinctionsecondairesontdonnésparlapentedeslignesetlescoefficientsd'extinctionprimaireparlavaleurd'intersectioneny.

Lescoefficientsd'extinctionsecondaire (dénotésk")doiventêtre relativementconstants sauf siunaspectdusystèmed'imageriechange(filtres,objectif,capteur,etc.).

Massed'airdifférentielleSi toutes les étoiles intéressantesdansune imagepossédaient lamêmemassed'air et lesmêmesindicesdecouleur,ellesseraientaffaibliesdelamêmefaçon.L'extinctionatmosphériqueprimaireetsecondaireneseraientpasunproblème.Unchampdevuephotométriqueétroitpeuts'approcherdecettesituationsilesétoilesdecomparaisonontdesvaleurs(B-V)trèsvoisines.

FigureC5.Agauche:Massed'airdifférentielleenfonctiondel'angledezénithd'uneétoilepourleschampsdevisiontypiquesdutélescope.Adroite:Mêmesdonnéesmaispourdeschampsdevuetypiquesdesobjectifsd'appareilsphotoutilisésenphotométrieDSLR.(MarkBlackford)

Le graphique gauchede la figureC5montre la différenceenmassed'air dedeuxétoiles avecdesséparations indiquéessur lecôtédroit,tracéeenfonctionde l'anglezénithalde lapremièreétoile.Lescourbesavecdesétiquettespositivesindiquentqueladeuxièmeétoileestsituéeàl'ouestdelapremière étoile. Les étiquettes négatives indiquent que la deuxième étoile est située à l'est de lapremièreétoile.

Lamassed'airdifférentielle,ΔX,augmentequandlesétoilessedéplacentduzénithversl'horizonetatteintseulement≈0.07massed'airpouruneséparationde1°àζ=60°. ΔXestmêmeinférieurpourdesséparationspluspetites,typiquesdeschampsdevueaveclestélescopesdemoyenneàlonguefocale.

Lasituationn'estpassibonnepour les largeschampsdes imagestypiquesdelaphotométrieDSLRavecdesobjectifsstandards,commeonlevoitsurlegraphiquedroitdelafigureC5.Pourunesépa-rationde16°àζ=60°,onaunΔXde2.5massesd'air.

Extinctiondifférentielle–EnrassemblanttoutDoncqu'est-cequetoutcelasignifiepourlaphotométrieDSLR,quelestl'ordredegrandeurdel'effetdel'extinctiondifférentiellesurlesmagnitudesinstrumentalesmesuréesàpartirdesimagesàgrandchamp?

Casd'unlargechampdevuePrenons lecastypiqued'unobjectifde100mmetd'uncapteurAPS-C(14.9x22.3mm).Lechampatteindra8.5°par12.7°.Silavariablecibleestàunanglezénithalde60°etcentréedansl'image,lorsuneétoiledecomparaisonpeutsetrouverà7°dansuncoinducliché.Apartirde la figureC5,onpeutestimerqueleΔXmaximalserade≈0.6massed'airpourcescénario.

ApartirdelafigureC4,nousavonslescoefficientsd'extinctionprimairesuivantsdanschaquecanal:

𝐾H< = 0.296𝑚𝑎𝑔. 𝑝𝑎𝑟𝑚𝑎𝑠𝑠𝑒𝑑′𝑎𝑖𝑟𝐾J< = 0.219𝑚𝑎𝑔. 𝑝𝑎𝑟𝑚𝑎𝑠𝑠𝑒𝑑′𝑎𝑖𝑟𝐾E< = 0.178𝑚𝑎𝑔. 𝑝𝑎𝑟𝑚𝑎𝑠𝑠𝑒𝑑′𝑎𝑖𝑟

Enconséquence,l'extinctionprimairedifférentiellesera:

∆H< = 0.296×0.6 = 0.178𝑚𝑎𝑔∆J< = 0.219×0.6 = 0.131𝑚𝑎𝑔∆E< = 0.178×0.6 = 0.107𝑚𝑎𝑔

L'extinctiondifférentiellesecondaireseraégaleàzérosi lesdeuxétoilessontde lamêmecouleur.Cependant, si une des étoiles possède un (B-V) = 1.100 et l'autre un (B-V) = 0.600, alorsΔ(B-V)=0.500.

ApartirdelafigureC4,nousavonslescoefficientsd'extinctionsecondairesuivants:

𝐾H" = 0.022𝑚𝑎𝑔 𝑚𝑎𝑠𝑠𝑒𝑑′𝑎𝑖𝑟 ∆ 𝐵 − 𝑉 𝐾J" = 0.009𝑚𝑎𝑔 𝑚𝑎𝑠𝑠𝑒𝑑′𝑎𝑖𝑟 ∆ 𝐵 − 𝑉𝐾E" = 0.007𝑚𝑎𝑔 𝑚𝑎𝑠𝑠𝑒𝑑′𝑎𝑖𝑟 ∆ 𝐵 − 𝑉

Alorsl'extinctionsecondairedifférentiellesera:

∆H" = 0.022×0.6×0.500 = 0.007𝑚𝑎𝑔∆J" = 0.009×0.6×0.500 = 0.003𝑚𝑎𝑔∆E"= 0.007×0.6×0.500 = 0.002𝑚𝑎𝑔

L'extinctionsecondaireauneinfluencebeaucoupplusfaiblequel'extinctionprimaire.

L'extinction différentielle totale pour ce scénario pendant cette nuit particulière serait de 0.185,0.134et0.109magnitudepourlesmagnitudesinstrumentalesbleue,verteetrouge,respectivement.Ilestclairquenousdevonsauminimumeffectuerlacorrectiond'extinctionprimaire.

Casd'unchampdevueétroitConsidéronsmaintenantlescénariooùlaséparationentrelavariableetl'étoiledecomparaisonestde0.25°,typiqued'unephotométrieCCDtélescopique.Touteslesautressuppositionsetcoefficientsd'extinctionrestentlesmêmes.ApartirdelafigureC5,nousestimonsΔX≈0.02.

Enconséquence,l'extinctionprimairedifférentiellesera:

∆H< = 0.296×0.02 = 0.006𝑚𝑎𝑔∆J< = 0.219×0.02 = 0.004𝑚𝑎𝑔∆E< = 0.178×0.02 = 0.004𝑚𝑎𝑔

Maintenant,considéronsl'extinctiondifférentiellesecondaire:

∆H" = 0.022×0.02×0.500 = 0.00022𝑚𝑎𝑔∆J" = 0.009×0.02×0.500 = 0.00009𝑚𝑎𝑔∆E"= 0.007×0.02×0.500 = 0.00007𝑚𝑎𝑔

L'extinction différentielle secondaire est négligeable et la correction d'extinction primaire est uni-quementnécessairepourdesmesuresdemandantlaplusgrandeprécision.

RésuméL'extinctiondifférentiellen'estnormalementpasunproblèmepourleschampsdevueétroits(<0.5+)si lesétoilesdecomparaisonontapproximativement lamêmecouleurquelavariableetsiellesnesontpastropprochesdel'horizon.Al'opposé,pourleschampslargestypiquesdesappareilsphotoDSLR,l'extinctiondifférentiellepeutêtretrèssignificative,etdoitêtrecorrigée.

AnnexeD– Imaged'étoile sous-focaliséeet sur-focaliséeLafigureci-dessousmontrentdesimagesd'étoilesdéfocaliséesavantetaprèslefoyerprisesavecunCanonetunobjectifde200mmàF2.8.Lescanauxcolorés individuelsontété séparés, le rougeàgauche,levert1etvert2puislebleuàdroite.

Rouge Vert1 Vert2 Bleu

FigureD1:Formed'uneimaged'étoilesous-focalisée(rangéesupérieure)etsur-focalisée(rangéeinférieure)prisesavecunCanonetunobjectifde200mmàF2.8.(MarkBlackford)

La sous-focalisation se traduit par un pic central lumineux et un large halo, alors que la sur-focalisationaboutitàunanneaulumineuxbrillant.Chaquecouleuraunetailleetunenettetélégè-rementdifférentes.

Pour laphotométrieaveccetobjectif, je trouvequ'il estpréférablede sous-focaliser les imagesetd'utiliseruneduréed'expositionsuffisammentcourtepouréviterdesaturerlepiccentral.

D'autres objectifs auront un comportement sous / sur-focalisation différent. Vous devez testerchaqueobjectifquevousavez l'intentiond'utiliserpourdéterminer leparamètredemiseaupointappropriépourlaphotométrieDSLR.

AnnexeE-Testdelinéarité

Laprocéduresoulignéeiciestunemodificationdecelleexposéedans“InfoBox3.1–Howtodeter-mine the linearity of your camera” du guide de la photométrie de l'AAVSO (disponible surhttps://www.aavso.org/ccd-photometry-guide).

1. Installezunesourcelumineusequiéclaireunécranblanc.Ellen'apasbesoind'êtreparfaite-mentuniforme,uniquementstable.Uneboiteàlumièreouunpanneauélectroluminescentavecuneluminositéréglableseraitidéal.

2. Réglezl'appareilphotosurRAWetISO100.3. Fixezsolidementl'appareilphotoafinqu'ilpointesurexactementlamêmepartiedel'écran

toutaulongdel'exercice.4. Ajustez labrillancede l'écranet/ou lediaphragmede l'objectif jusqu'àceque lecanalvert

commencejusteàsatureren,disons,40secondesdepose.5. Prenez une série d'images où le temps d'exposition s'accroit par incréments de deux se-

condes2,4,6,8,...,etc.)jusqu'auniveaudelasaturation.6. Répétezlaséquencedeuxfoisafind'avoiruntotaldetroisimagespourchaquepose.7. Mesurez la valeurmoyenneADUdupixeldans chaque imagedepuis exactement lamême

régioncentrale(disons200x200pixels).8. Sivotresourcelumineuseeststable,lestroismesuresàchaquetempsd'expositiondoivent

êtretrèssimilaires.Sicen'estpaslecas,votretestedelinéaritén'estpasvalide.9. Faiteslamoyennedestroismesurespourchaqueexpositionettracezlegrapheenfonction

dutempsd'exposition.Apartirdecegraphique,vousserezcapablededétermineràquelni-veauvotreappareilphotosatureets'ilexisteuncomportementnonlinéairetoutlelong.LeniveaudesaturationpourceDSLRà100ISOestd'environ13500ADUs.

10. Calculez maintenant les données pour un autre graphe utile qui montre plus clairementtoutedéviationparrapportà laréponselinéaire idéale.L'interceptiondel'axedesYestde

1896.7 dans l'exemple ci-dessus. Soustraire cette valeur de la valeur ADUmoyenne pourchaqueexpositionpuisdivisezlerésultatparletempsdeposeensecondes.Celacorrespondau taux de comptage en ADU/seconde et il doit être constant si la source lumineuse eststableetlaréponseducapteurestlinéaire.

11. Noussélectionnonsensuiteunpointàl'intérieurdelapartielinéairedugraphecommetauxdecomptagederéférence,disons30soùletauxdecomptageétaitde276.0ADU/seconde.Soustraireletauxdecomptagederéférencedutauxdecomptagemesuréepourchaqueex-position ; vous obtenez le taux de comptage résiduel. Divisezmaintenant ce résidu par letauxdecomptagederéférenceetformatez-lecommepourcentage.

12. Tracez le taux de comptage résiduelle sous forme de pourcentage en fonction du tempsd'exposition.Larégionlinéaireducapteurestcelleoùlerésiduesttrèsprochede0%(entre10etenviron42secondesdansletracéci-dessous.

Ladéviationnégativeaprès42secondesestdueàlasaturation.Ladéviationnégativepourlestempsdeposeinférieursàdixsecondesestprobablementdueaufaitqueletempsdel'obturateurestlégè-rementpluscourtqueladuréedujeu.PourcetappareilphotoDSLRetsesniveauxd'illumination,ilseraitsaged'utiliserdestempsdeposecomprisentre10et42secondescequicorrespondà4800et13300ADUs,respectivement.

Tabledesmatières

Avant-propos...........................................................................................................................................1

Chapitre1:Introduction.........................................................................................................................2

1.1Prologue........................................................................................................................................2

1.2Audiencecible...............................................................................................................................2

1.3Lequoi,lepourquoietlecommentdelaphotométrieDSLR.......................................................2

1.4Observationsvisuelles,observationsDSLRetobservationsCCD..................................................5

1.5Etes-vousprêt?(Conditionspréalables).......................................................................................6

1.6Espérances.....................................................................................................................................7

Chapitre2:vued'ensembledel'équipement........................................................................................9

2.1UnDSLR,c'estquoi?.....................................................................................................................9

2.2Objectifsettélescopes................................................................................................................14

2.3Trépiedsetmontures..................................................................................................................20

2.4.Réglagesdel'appareilphoto......................................................................................................22

Chapitre3:vued'ensembledulogiciel................................................................................................27

3.1.Besoinsminimauxd'unlogicieldephotométrieDSLR...............................................................27

3.2Caractéristiquesutilesdelogiciel................................................................................................29

3.3Cartedecomparaisondespossibilitésdeslogiciels....................................................................32

3.4Autreslogicielsutiles...................................................................................................................33

Chapitre4.Acquisitiond'image............................................................................................................37

4.1Vued'ensembledel'acquisition..................................................................................................37

4.2Travaildepréparation.................................................................................................................37

4.3Sourcesdebruitetbiassystématiques.......................................................................................38

4.4Imagesdecalibrage(bias,dark,etflat-field)..............................................................................44

4.5ISOettempsd'exposition...........................................................................................................48

4.6Trouveretimagerlechamp........................................................................................................51

4.7Acquisitiondesdonnéesscientifiquesetficellesdumétier........................................................52

Chapitre5:évaluationdel'image,traitementdel'image,etphotométried'ouverture......................53

5.1Vued'ensemble...........................................................................................................................53

5.2.Préliminairesdetraitementetévaluationdel'image................................................................54

5.3Applicationdesimagesdecalibrage,co-enregistrement,empilage,etbinning.........................55

5.4ExtractiondescanauxRGB..........................................................................................................56

5.5Evaluationpost-calibrage............................................................................................................57

Chapitre6–Photométrie–Delamesureàlamagnitude....................................................................62

6.1Photométried'ouverture............................................................................................................62

6.2Magnitudesinstrumentales,différentiellesetstandardisées.....................................................65

6.3Etoilesdecomparaisonetétoilesdevérification.......................................................................67

6.4.RéponsespectraledescanauxdecouleurDSLR........................................................................70

6.5Correctiond'extinctiontraditionnelleettransformation...........................................................73

6.6Correctiond'extinctionalternativeettransformation................................................................77

6.7Soumissiondevosrésultats........................................................................................................78

Chapitre7:Développerunprogrammed'observationDSLR...............................................................82

7.1Listed'objetsrecommandésaudébutant...................................................................................83

7.2Décisionsurlesobjectifsàobserver...........................................................................................86

7.3Lemomentdedémarrer.............................................................................................................91

AnnexeA:Testd'unappareilDSLR.......................................................................................................92

AnnexeB–Testdesflatspouruneilluminationuniforme.................................................................101

AnnexeC:Illustrationdel'extinctionprimaire,secondaireetdifférentielle.....................................103

Extinctionatmosphériqueprimaire................................................................................................103

Extinctionatmosphériquesecondaire.............................................................................................105

Massed'airdifférentielle................................................................................................................106

Extinctiondifférentielle–Enrassemblanttout...............................................................................107

AnnexeD–Imaged'étoilesous-focaliséeetsur-focalisée.................................................................110

AnnexeE-Testdelinéarité.................................................................................................................111

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