Leçon 12 : La photométrie d'ouverture

Nous allons exploiter une séquence ayant pour nom générique VARI qui contient 78 images du champ de la galaxie NGC677. Les images ont été acquises le 23/11/1998 de 18H45 TU à 22H36 TU. Ce champ contient une étoile variable détectée peu de temps auparavant. L'objectif de cette observation de près de 4 heures est de réaliser une courbe de lumière de l'objet. Les images ont été faite dans un lieu assez pollué par la lumière parasite en banlieue Toulousaine avec une flat-field caméra de 190 mm de diamètre (focale de 760 mm) et une caméra Audine. Le temps de pose est de 120 secondes.

Pour des raisons de volume, il n'est possible de télecharger sur ce site que les 10 premières images de cette séquence, comprimées dans le fichier LECON12.ZIP (taille de 1,7 Mo). Ces10 images devraient vous permettre cependant de percevoir l'essence de cette leçon et de la suivante.

Visualisez la première image de la série (VARI1.PIC) :

La galaxie NGC 677 se situe aux coordonnées curseur (75, 236). L'étoile variable est aux coordonnées (243, 306).

Nous connaissons déjà un outil d'analyse photométrique dans IRIS : en entourant une étoile avec un rectangle de sélection puis en lançant la commande PSF du menu contextuel, le logiciel retourne des informations importantes sur l'étoile, notamment son intensité (en valeur relative et arbitraire), qui est évidemment la donnée fondamentale. L'algorithme utilisé par la commande PSF, la modélisation mathématique de la forme de l'étoile, est puissant et souvent c'est celui qui donnera les résultats les plus précis. Vous maîtrisez donc déjà l'essentiel.

La photométrie d'ouverture est la seconde méthode pour évaluer l'éclat d'une étoile. C'est là encore un outil simple, précis et souple, que nous allons apprendre à utiliser à présent.

Lancez la commande Photométrie d'ouverture... dans le menu Analyse. Entrez les paramètres suivant :

Validez en cliquant sur OK. Vous notez dorénavant que le pointeur de souris a changé. Il c'est transformé en un cercle que vous pouvez déplacer sur l'image où bon vous semble. Il fait 8 pixels de rayon (c'est le paramètre Rayon 1 de la boite de dialogue Photométrie d'ouverture).

Centrez le cercle sur une étoile puis cliquez sur le bouton gauche de la souris.

Un résultat s'affiche dans la fenêtre de sortie. La première ligne donne le type de photométrie, avec un seul cercle d'ouverture, puis les coordonnées du centre du cercle. La seconde ligne donne le nombre de pixels situés à l'intérieur du cercle (c'est la surface du cercle en pixels). La dernière ligne fournie la somme de l'intensité de tous les pixels situés à l'intérieur du cercle. Ce dernier nombre inclue à la fois le signal de l'étoile mais aussi celui du fond de ciel sous-jacent. Pour extraire le signal proprement dit de l'étoile il faut effectuer une seconde mesure en plaçant cette fois dans le cercle de mesure uniquement le signal provenant du fond de ciel (faire cela au voisinage immédiat de l'étoile pour s'affranchir de l'erreur induite par la non uniformité du fond de ciel). On trouve par exemple :

Le signal de l'étoile est donc de 166691 - 98759 = 67932 ADU (ADU = Analog Digital Unit ou Pas Codeur en français).

Ce dernier résultat peut être obtenu de manière plus expéditive en sélectionnant deux cercles dans la boite de dialogue réglant les paramètres de la photométrie d'ouverture :

Centrez les cercles sur la même étoile que précédemment et cliquez sur le bouton gauche de la souris.

Le niveau du fond de ciel est cette fois obtenu par la mesure du signal se situant dans la couronne définie par les deux cercles. Plus précisément, le fond de ciel est la médiane des intensités entre ces deux cercles (cela car l'option Fond de ciel médian est coché dans la boite de dialogue). Le calcul médian est plus avantageux que le simple calcul moyen du fond de ciel car il permet de s'affranchir d'éliminer efficacement le signal d'objets parasites pouvant se trouver dans la couronne de calcul (étoiles, trace de rayon cosmique, etc). En outre, le calcul médian dans IRIS est complété par un algorithme itératif qui élimine les pixels ayant une intensité jugée statistiquement aberrante dans la zone de calcul du fond de ciel (réjection à 3 sigma).

IRIS determine automatiquement l'intensité propre de l'étoile dans ce mode photométrique. On trouve ici la valeur de 68317, proche de l'intensité calculée précédemment. De plus, une magnitude est retournée à partir de cette intensité (via la formule m = -2,5 x log [intensité] ). Il s'agit bien sur pour le moment d'une magnitude relative, mais en temps que telle elle est déjà fort précieuse : si vous estimez la magnitude relative d'une autre étoile du champ, l'écart en magnitude entre ces deux objets sera significatif.

La dernière alternative offerte par la boite de dialogue de photométrie d'ouverture est de choisir 3 cercles :

L'information retournée est équivalente à la situation précédente. La seule différence provient du fait que le fond de ciel est déterminé entre les deux cercles extérieurs, ce qui offre parfois l'opportunité d'exclure de la mesure un astre parasite très voisin de l'objet étudié. C'est aussi la garanti de ne pas inclure dans la mesure du fond ciel le signal de l'étoile étudiée (rappelez-vous que les pieds d'une étoile s'étendent très loin du centre, nous avons vu cela à la leçon 4 en traçant le profil radial d'une étoile type).

Lorsque l'étoile est mal échantillonnée (disons une largeur à mi-hauteur inférieure à 2 pixels) la technique de la photométrie d'ouverture peut devenir moins précise si les cercles d'ouvertures sont de petites tailles (problème de crénage du cercle photométrique). On gagne alors en précision en re-échantillonnant l'image sur une grille de pixels plus fine. Vous pouvez pour cela utiliser la commande ASCALE (il n'y a pas de paramètres), préférable à la commande SCALE lorsqu'il s'agit de faire de la photométrie. ASCALE exploite un algorithme spécial pour agrandir l'image d'un facteur deux tout en préservant les intensité par unité de surface. Au besoin vous pouvez appliquer une seconde fois ASCALE s'il faut agrandir plus (d'un facteur 4 par exemple). Donc, dans le cas d'images mal échantillonnées , faites avec des instruments de courtes focales, appliquer d'abord ASCALE (une fois suffit généralement) puis réaliser seulement après l'analyse.