Observations photométriques astronomiques par imagerie numérique

Observations photométriques astronomiquespar imagerie numérique

Observatoire de LyonFormation continue

2004/12/08 Observations CCD - Obs. de Lyon 2

Choix d’objets à étudier :

- intérêt astronomique : mesurer des étoiles en différentes couleurs pour avoir une idée de leur brillance et leur température.

Observer des amas ouverts

Quels étoiles :

- objets pas trop faibles- comparables



Amas ouverts : - ensemble de quelques centaines d’étoiles, originaires d’une même formation d’étoiles et situés en général dans le disque des galaxies spirales.-liées gravitationnellement.- dimension de l’ordre de 100 pc- ensemble jeunes quelques 100 millions d’années

- originaires d’une même formation d’étoiles, liées gravitationnellement.- se dispersent assez rapidement donc étoiles jeunes

http://www.cosmovisions.com/amou.htm



Catalogue d’amas ouverts

- Les plus brillantscatalogue de Messier

- plus d’amasCatalogue NGC

Recherche par le webhttp://atunivers.free.fr/openclus.htmlCDS : http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR

http://atunivers.free.fr/openclus.html


Observation d’amas ouverts

Observations individuelles d’étoiles-choisir les étoiles à observer :

magnitudesfiltres (ou couleurs)- position dans l’amas (coordonnées)

Choisir un ou des amas (catalogues)- position (coordonnées)- liste des étoiles- cartes- époque de l’année- champ de l’instrument- appareil d’observation


Magnitudes

Les anciens répartissaient les étoiles en 6 grandeurs :- grandeur 1, les plus brillantes,- grandeur 2 un peu moins brillantes,...- grandeur 6, à peine visibles à l’oeil.

Maintenant on mesure l’éclat des étoiles dans une échelle logarithmique : la magnitude.

m E C

m mE

E

te

2 5

2 5

1 0

2 1 1 02

1

, lo g

, lo g

Echelle raccordée à l'échelle des anciens = loi de Pogson

La différence de magnitude permet de comparer les éclats de deux objets.


Magnitudes

m mE

EB VB

V

2 5 1 0, lo g

magnitudes mB, mV, mR

L'indice B-V est un repère de température

C’est un indice de couleurs : B-V ou U-B, I-R etc

Observation des étoiles en plusieurs couleurs :

La magnitude d’un objet dépend du domaine de longueur d’onde observé :visible, bleu, ultraviolet, infrarouge, radio…

Pour un même objet, la différence de magnitude correspond à mesurer le rapport des intensités en deux couleurs


Systèmes photométriques

On mesure le rayonnement dans des bandes spectrales au moyen de filtres.

600

0.5

300 400 500

U

1.0

B

700 (nm)

V

Le plus simple et plus répandu est le système UBV

- l'ultraviolet (U), le bleu (B) et le visible (V).

Et extension à l’infrarouge : IJKLMN

Un ensemble de filtres choisis forme un système photométrique.

Il existe de nombreux systèmes photométriques

Caractéristique des filtres :

- largeur de la bande (largeur à mi-hauteur 90% du flux).

- centre de la bande passante,


Le corps noir

- émet un rayonnement propre à sa température

Observationdu

rayonnement

Enceinte à température T B( ,T)

T = 6000 K

3000 K

0.5 1

4000 K

5000 K

2

visible

ultraviolet infrarouge

domaine observable

du sol

- corps en équilibre thermique

- absorbe tout rayonnement reçu


Indice de Couleurs

Bleu Visible lambda

Lum

inos

ité

E B1

E V2

E B2

E V1

T 2

T 1 Couleur de l’étoile donnée par l’indice de couleur :

filtres U, B, Vindices : U-B, B-V

T T

E

E

E

EB

V

B

V

1 2

1

1

2

2

En passant en magnitude, l'inégalité s'inverse :m m m m

B V B V

B V B V1 1 2 2

1 1 2 2

Indépendant de la distance

Directement relié à la Température.


Observation - cartes

La caméra CCD – filtres BVR

Observer à un moment précis

Pointage - coordonnées équatoriales - temps sidéral

Champ de l’instrument - chercheurs

Observation - base de données

Filtres et indices de couleurs

Observation - masse d’air

Observation - objets à observer

La caméra CCD – programme d’acquisition

Magnitudes

Observation - protocole



Champ d'un instrument

Champ de l’instrument : portion du ciel que l’on peut voir simultanément dans l’oculaire ou sur l’appareil de prise d’image.Il se mesure suivant l’instrument, en degrés, minutes ou secondes d’arc.


Grandeur du champ

Calcul du champ :

la largeur du champ au foyer de l'instrument est fonction de :

- la focale du miroir ou de la lentille- du diamètre d'entrée de l'oculaire ou des dimensions du détecteur.

f

d

tan

arc tan

22

2

22

d

f

d

f

d

f


Grandeur du champtan

arc tan

22

2

22

d

f

d

f

d

f

Calcul de champs

Instrument focale (mm) largeur (mm) champ (')

Célestron 8" 1270 Oculaire 27,5Webcam largeur 3,52Webcam hauteur 2,64photo 24x36 36photo 24x36 24

Télescope 1 m 8000 Oculaire 2 pouces 48Webcam largeur 3,52Webcam hauteur 2,64CCD largeur 13,8CCD hauteur 9,2photo 24x36 36photo 24x36 24


Grandeur du champ

Calcul de champs

Instrument focale (mm) largeur (mm) champ (')

Célestron 8" 1270 Oculaire 27,5 74,44Webcam largeur 3,52 9,53Webcam hauteur 2,64 7,15photo 24x36 36 97,44photo 24x36 24 64,96

Télescope 1 m 8000 Oculaire 2 pouces 48 20,63Webcam largeur 3,52 1,51Webcam hauteur 2,64 1,13CCD largeur 13,8 11,86CCD hauteur 9,2 7,91photo 24x36 36 15,47photo 24x36 24 10,31

tan

arc tan

22

2

22

d

f

d

f

d

f


Observation - cartes

La caméra CCD – filtres BVR

Observer à un moment précis

Pointage - coordonnées équatoriales - temps sidéral

Champ de l’instrument - chercheurs

Observation - base de données

Filtres et indices de couleurs

Observation - masse d’air

Observation - objets à observer

La caméra CCD – programme d’acquisition

Magnitudes

Observation - protocole



La sphère céleste

De la sphère céleste, centrée sur l’observateur, sphère imaginaire où semble être accrochées les étoiles, on n’en voit que la moitié, limitée par l’horizon.

Le plan qui passe par le zénith et les pôles est le plan méridien du lieu. Il indique les directions Nord, Sud.

La position des pôles et du plan équateur est fonction de la latitude du lieu.Au pôle nord, Pôle et zénith sont confondus, à l’équateur les pôles sont sur l’horizon.

La hauteur d’un astre étant l’angle de la direction de l’astre avec le plan horizon,la latitude d’un lieu est la hauteur du Pôle au dessus de l’horizon.

A la verticale est le zénith.

A cause de la rotation de la Terre, la sphère céleste et les étoiles qui y sont fixées semblent tourner autour d’un axe qui passe par les pôles célestes PN et PS.

Le grand cercle perpendiculaire à l’axe PNPS est l’équateur céleste.


La sphère céleste tourne par rapport à l’axe des pôles.

Pour un observateur terrestre, la direction d’un astre de la sphère céleste est repérée par

L’angle horaire de l’objet croit constamment de 0 à 24 heures.

1) l’angle direction objet, plan méridien : la déclinaison (en degrés -90 à +90)

2) l’angle direction objet , plan méridien H : angle horaire(en heures d’angle)

La sphère céleste

L’objet décrit un petit cercle parallèle à l’équateur.


Pour se repérer sur la sphère céleste, on a :

• l’axe des pôles• le cercle équateur• un point origine sur l’équateur :

le point

La sphère céleste

direction du Soleil à l’équinoxe de printemps


Coordonnées équatoriales :

Coordonnées des catalogues.


• l’axe des pôles• le cercle équateur• un point origine sur l’équateur : le point

La sphère céleste


: ascension droite (heures d’angles) : déclinaison


Coordonnées équatoriales :

Coordonnées des catalogues.


• l’axe des pôles• le cercle équateur• un point origine sur l’équateur : le point

La sphère céleste


: ascension droite (heures d’angles) : déclinaison (degrés)


Le temps solaire est l’angle horaire du Soleil.

Le temps sidéral est l’angle horaire du point

Ayant et d’un objet (catalogue)

la direction de visée instrumentale est :

La visibilité et l’observation d’un astre dépendra• de ses coordonnées et sur la sphère céleste• du temps sidéral du lieu

Temps

(déclinaison)

H = TS – (angle horaire)


Temps sidéral

Dans les éphémérides, on trouve le temps sidéral à 0h TU (*) pour Greenwich.

temps sidéral local = temps sidéral de Greenwich + longitude du lieu.

La longitude est comptée positivement à l’Est et négativement à l’Ouest.

Le temps sidéral d’un lieu, l’angle horaire du point est fonction de la longitude comme le temps solaire.

(*) UT Temps Universel, est le temps solaire moyen de Greenwich origine des longitudes décalé de 12 heures.


Le temps sidéral s’affiche dans toute les coupoles.

Il peut se calculer au moyen de formules un peu complexes, à partir du TU

T intervalle de temps entre la date qui nous intéresse et le 1 janvier 2000 à 12h, en siècles juliens

JJ est le jour julien (voir Jour Julien)

Le temps sidéral moyen de Greenwich à 0h TU se calcule par :

GMST à 0h TU = 24110s.54841+8640184s.812866 T+0s.093104 T2-6s.2x10-6 T3

avec T = (JJ - 2451545.0) / 36525

Temps sidéral – Temps solaire


Pour avoir une idée approximative du temps sidéral, il faut savoir que :

- Le jour de l’équinoxe de printemps, le Soleil est au point . donc le temps solaire (approximativement TU décalé de 12h) égale le temps sidéral.

- Le temps sidéral avance de 2 heures sur le temps universel chaque mois.12 mois à 2 heures = 24 heures (le compte est bon)

Exercice : temps sidéral à 20h Temps civil le 7 février ?



Exercice : temps sidéral à Lyon à 20h Temps civil le 7 février ?

Du 21 mars au 7 février, il y a 10 mois et 15 jours environ.

Avance du temps sidéral : 10,5 * 2 = 21 heures

TS = 20h – 1h (décalage horaire) + 21 heures + 20 min (longitude) = 40h20 = 16h20 min



Pointage

Le pointage d'un astre à partir de ses coordonnées et :

Ayant le temps sidéral du lieu,

est d'une simplicité biblique.

Orientation de l'instrument : H et

on applique la formule magique : H = TS - .

Instrument équatorial : instrument dont l’axe principal de rotation est orienté parallèle à l’axe de rotation de la Terre.

Ses repères sont alors : le plan méridien (H) et la distance par rapport à l’équateur céleste ().

Pour pouvoir viser toute direction de la demi-sphère céleste, un instrument doit posséder deux axes de rotation disposés perpendiculairement.


Pour observer dans de bonnes conditions, il faut que les objets ou le champ d’objets soient :

Observations – position de l’astre

• visible assez longtemps pour faire les observations

• la dégradation due à l’atmosphère minimisée

• au dessus de l’horizon


Pour observer dans de bonnes conditions, il faut que les objets ou le champ d’objets soient :

Observations – position de l’astre

• visible assez longtemps pour faire les observations

• la dégradation due à l’atmosphère minimisée

• au dessus de l’horizon

L’angle horaire de l’astre doit être le plus petit possible (modulo 24)


Absorption et agitation atmosphérique

Au passage au méridien d’un astre :

H = TS - son ascension droite = le temps sidéral

L’atmosphère n’est pas neutre au passage des rayons lumineux.

Deux actions

1) - déformations des trajets avec la non homogénéité des couchesdonnent agitation atmosphérique et turbulence et les images des étoiles sont plus grandes que la tache d’Airy ou tache de diffraction et non stables.

2) - absorption d’une partie de la lumière, d’autant plus importante que la couche est plus épaisse.

Cette absorption est fonction de la longueur d’onde (couleur) de la lumière.

Il faut donc choisir des objets dont l’ascension droite est proche du Temps Sidéral au moment de l’observation


OZ = h , épaisseur de l’atmosphère, supposée constante au cours des mesures

avec sec (sécante ) : fonction inverse du cosinus

x = h . sec x = h . sec

, distance zénithale : angle que faitla ligne de visée avec le zénith

Epaisseur d ’atmosphère traverséeEpaisseur d ’atmosphère traversée

OM = x , longueur parcourue par les rayons solaires dans l’atmosphèrehatmosphère

O

Z

zénith

x

M

E0

O MO Z

co s


Loi générale de l’absorptionLoi générale de l’absorption : :

oI

sI > I > Io

I sI

x

absorbantmilieu

x : épaisseur d ’une couche élémentaire du milieu absorbant

IS : intensité du faisceau à la sortie

Io : intensité du faisceau d ’entrée

I : intensité du faisceau au niveau de l ’élément x

intensité absorbée dans l’épaisseur x : I = - k . I . x

(k : caractéristique du milieu absorbant)


x d . I

dIk -

à l’entrée, x = 0 et I = Io ln Io = cte

ln I = - k . x + ln Io

( )0I

I= - k . xln

I = I0 . e- k x

ln I est une fonction affine de x

tex0

0

cxkln II

dIx



Recherche d’amas ouverts observables


Catalogue Messier

http://www.obspm.fr/messier/Messier_f.html

http://perso.wanadoo.fr/jacques.cazenove/Messier/Catalog.htmhttp://www.astroweb2000.net/le_cosmos/cataloguemessier.html

Amas ouverts du catalogue Messier :

M103, M34, M45, M38, M36, M37, M35, M41, M50, M47, M93, M48, M44, M67, M6, M7, M23, M21, M16, M18, M25, M11, M39, M52

Recherche d’amas ouvert

http://perso.wanadoo.fr/jacques.cazenove/Messier/Catalog.htm


Base de données

Centre de données stellaires CDS – Strasbourg

http://cdsweb.u-strasbg.fr/

AladinAladin is an interactive software sky atlas allowing the user to visualize digitized images of any part of the sky, to superimpose entries from astronomical catalogs http://aladin.u-strasbg.fr/aladin.gml

SimbadThe SIMBAD astronomical database provides basic data, cross-identifications and bibliography for astronomical objects outside the solar system.http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad

VizieR catalogue service


Photométrie d'amas

Observations avec la Caméra CCD Comar sur T1m

Observations : amas NGC 2420 en B et V (bleu et Visible)


Catalogue d’étoiles

Site web de l’IMCCE pour des cartes

page provisoire :

http://lychnis.imcce.fr/Starfield.html

A partir du CDS à expérimenter.


Carte de champà l’IMCCE

(http://lychnis.imcce.fr/Starfield.html)

Entrée des données :

Types de catalogues :GSC et USNO stellaires

identiquesBS : Bright Star Catalogue

s’arrête à la magnitude 7 Les autres catalogues n’ont pas d’intérêt.

Les ascensions droites et déclinaisons du centre en heures et degrés décimaux.Idem largeur du champ

Magnitudes : prendre toutes les étoiles

Request Chart : crée un fichier PostScript que l’on ramène.A imprimer (si imprimante PS) ou à transformer en PDF avec Acrobat Reader.

Ne pas prendre trop grand sinon le fichier est énorme.


Exemple de carte de l’amas ouvert NGC 581




Exemple de carte de l’amas ouvert NGC 581



Même que précédemment avec un champ de 0,5 degrés.

Remarque :

Dans un chercheur ou à l’oculaire du télescope, les images sont renversées.S’il y a un renvoi, l’image peut être symétrisée.


Observations

Prise d'images centrées sur le champ avec différents filtresB (bleu) – V (visible) – R (rouge)

Temps de pose

Obtention d'images "obscurité" pour compenser l'offset électronique

Journal des observations du 16 mars 2004 sur NGC 2420

Le type de détecteur et la clarté du ciel de Lyon impose des temps de pose relativement couts.Pour augmenter la qualité des images et la précision des mesures, il faut donc faire des séries dacquisition que l’on moyennera au traitement.


Journal des observations : obs040316.wpd

Observations COMAR du 16 mars 2004

Foyer oculaire : 2341

fichier sauvegarde : obs040316.zip 81 837 911 octetsTotal : 174 398 872 octetsfoyer : savfocus.txt

f040316_221636.fit F2 5.00 * f=2355 \ Temp. CCD : 3.0f040316_221717.fit “ ” “ f=2350 | f040316_221804.fit “ ” “ f=2345 | f040316_221841.fit “ ” “ f=2340 > foyer 2341f040316_221917.fit “ ” “ f=2335 | f040316_221952.fit “ ” “ f=2330 /f040316_222416.fit “ ” “ f=2341

f040316_223238.fit offfsetf040316_223319.fit “ ” * f=2341

NGC 2420

f040316_230116.fit F3 “ NGC pupitre 7h38'40" et 21°18'f040316_230726.fit F3 10.0 “ pupitre +15' N très absorbéf040316_230926.fit “ ” “ pupitre +9s Ouestf040316_231418.fit “ ” “ pupitre +35s Ouestf040316_231807.fit “ 20.0 “

etc


Journal des observations : obs040316.wpd

Observations COMAR du 16 mars 2004

NGC 2420

f040316_230116.fit F3 5.0 NGC pupitre 7h38'40" et 21°18'f040316_230726.fit F3 10.0 “ pupitre +15' N très absorbéf040316_230926.fit “ ” “ pupitre +9s Ouestf040316_231418.fit “ ” “ pupitre +35s Ouestf040316_231807.fit “ 20.0 “f040316_231947.fit “ ” “f040316_232105.fit F2 ” “f040316_232202.fit “ ” “f040316_232257.fit F4 ” “f040316_232416.fit “ ” “f040316_232629.fit “ ” “ pupitre + 46s Ouestf040316_232806.fit “ ” “ pupitre + 40s Ouestf040316_232905.fit F3 ” “

Erreur DMAf040316_233247.fit F3 ” “ offset ?f040316_233345.fit “ ” “f040316_233434.fit F2 ” “f040316_233522.fit “ ” “f040316_233622.fit “ 00 offsetf040316_233642.fit “ ” “f040316_233725.fit “ ” “f040316_233748.fit “ ” “f040316_233859.fit “ ” “f040316_234020.fit “ 20.0 obscuritéf040316_234109.fit “ ” “f040316_234154.fit “ ” “f040316_234500.fit F2 20.0 NGC pupitre +56sf040316_234709.fit “ ” “f040316_234801.fit F3 20.0 NGC image ?f040316_234910.fit “ ” “

Erreur DMAf040316_235339.fit F4 20.0 NGCf040316_235507.fit “ “ ”f040316_235913.fit “ ” “f040317_000003.fit F3 ” “f040317_000100.fit “ ” “f040317_000142.fit F2 ” “f040317_000233.fit “ 0.0 Obsc.f040317_000258.fit “ ” “ erreur transmissionf040317_000350.fit “ ” “


Cartes du ciel

Recherche Google : « sky » « atlas » « software »

http://www.imcce.fr/ephem/aster/HTML/french/c2a.htmlhttp://aladin.u-strasbg.fr/aladin.gml

http://www.imcce.fr/ephem/aster/HTML/french/c2a.html




New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (NGC)Après Charles Messier qui, en 1784, a été le premier à publier une liste des objets célestes flous et le catalogue de nébulosités célestes de John Herschel, le Danois Johan Ludvig Emil Dreyer a repris la tâche pour, en 1888, sortir avec son New General Catalogue. D’abord uniquement sous des numéros d’ordre qui, plus tard, ont été complétés par le sigle NGC, il y a répertorié 7840 nébuleuses, galaxies et amas stellaires connus à son époque. Par la suite, ce travail a été suppléé par les Index Catalogues.

Après la publication de son New General Catalogue en 1888, l’astronome danois Johan Ludvig Emil Dreyer a édité en 1895 l’Index Catalogue IC I, son deuxième inventaire des nébuleuses et galaxies qui, avec le volume IC II de 1908, est considéré comme supplément de sa première oeuvre. Sous le sigle IC accompagné par un numéro d’ordre, les Index Catalogues indiquent plus de 5000 objets de différentes tailles.

http://www.anaconda-2.net/n_p/N003.html

Réf.:Dreyer, J. L. E. 1888, "Le Nouveau Catalogue Général des Nébuleuses et des Amas d'Etoiles" (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars), Mem. Roy. Astron. Soc. 49, 1ère partie (réimpression de 1953, Londres: Royal Astronomical Society).

Documents

Observations photométriques astronomiques par imagerie numérique