Leçon 14 : L'analyse astrométrique

Nous allons reprendre l'image VARI1.PIC des leçons 12 et 13 pour en faire l'analyse astrométrique, c'est à dire associer aux coordonnées images en pixels des coordonnées équatoriales. Nous en profiterons au passage pour réaliser l'étalonnage radiométrique de cette image.

La clef pour réaliser la réduction astrométrique est de disposer d'un catalogue d'étoiles définissant avec précision leur position dans le ciel. IRIS peut exploiter les catalogue
suivant : le GSC, le USNO-A1, le USNO-A2, le USNO-SA1, le USNO-SA2, le TYCHO-2, ainsi que quelques adaptations telle MicroCat ou le CD-ROM du logiciel QMiPS32. Nous allons utiliser ici le USNO-A2 pour réduire notre image.

Des paramètres instrumentaux et d'observation sont indispensable pour mener à terme l'opération. Ce sont :

• La distance focale approximative du télescope. Ici elle est de 760 :mm.
• La taille des pixels. Ici 9 microns sur les deux axes (0.009 mm)
• Les coordonnées approximatives du centre du champ. Ici AD=1H48.9m et DEC=13°00'.

Affichons tout d'abord une image synthétique du champ produite par les données du catalogue. Commencez par charger en mémoire l'image VARI1.PIC. Puis exécutez la commande Afficher une carte du ciel... du menu Base de données :

Certains item sont rempli automatiquement. C'est le cas en particulier pour la dimension de l'image synthétique qui est repris sur la taille de l'image courante en mémoire (c'est la raison pour laquelle il est important de charger VARI1.PIC en premier). Les information des champs correspondant à la taille des pixels et à la distance focale (notez que toutes ces dimensions sont en millimètres) sont conservées lors de fermeture du programme et retrouvées tels quel à l'ouverture du programme car il s'agit souvent de véritables constantes instrumentales pour un observateur donné. AD et DEC correspondent aux coordonnées équatoriales du centre du champ. Nous avons choisi de montrer des étoiles aussi faible que la magnitude 17 dans la carte, car c'est aussi la magnitude limite de nos données observationnelles. Enfin nous sélectionnons le catalogue USNO-A2.0.

Faire OK. IRIS demande d'insérer le CD-ROM numéro 8 du catalogue USNO-A2.0 (il y en a 11). Faite le. Au bout de quelques secondes la carte synthétique s'affiche sous la forme d'une nouvelle image :

Avec un peu d'habitude il est possible de reconnaître à l'oeil notre champ de la galaxie NGC 677. Pour vous aider, les numéros d'étoiles définis lors de la leçon précédente ont  été rapportés sur cette image synthétique. Une difficulté provient du fait qu'il y a un fort biais en rotation entre ces deux images. Malgré cela, IRIS va être capable d'associer automatiquement les étoiles du catalogue et les étoiles de l'image réelle. Notez au passage que pour l'USNO les galaxies sont souvent confondues avec les étoiles. Notez encore que si vous cliquez avec le bouton gauche de la souris sur les étoiles, IRIS retourne des information sur cette étoile. Pour visualiser les zones de hot-spot associées aux étoiles cliquez sur le bouton de la barre d'outil contenant une lettre H.

La réduction astrométrique proprement dite est aussi simple que l'affichage de la carte synthétique. Rechargez l'image VARI1.PIC puis lancez la commande Astrométrie automatique... du menu Analyse :

Remarquez que tous les champs sont déjà rempli, vous n'avez plus qu'à faire OK.

IRIS détecte alors automatiquement les étoiles dans VARI1.PIC, qui sont entourées de petits cercles :

On trouve 16 étoiles répondant aux critères de détection interne de IRIS (liste L1). Il y  59 étoiles dans le champ synthétique issu de l'USNO jusqu'à la magnitude 17 (liste L2). 13 étoiles sont trouvées en commun entre ces deux listes, ce qui est largement suffisant pour envisagé une bonne réduction astrométrique.

IRIS rappelle qu'il n'y a pas de critères de réjection fourni pas l'utilisateur : l'item Sigma réjection est à zéro dans la boite de dialogue de l'astrométrie automatique. Une valeur non nulle, 3 par exemple, signifierait que toute étoile s'éloignant de plus de 3 écart-type de la distribution d'erreur serait éliminer. La réduction est alors effectuée en deux passes.

Vient ensuite les termes des polynômes du premier ordre permettant de relier les coordonnées images aux coordonnées équatoriales.

Enfin, le logiciel calcule la constante des magnitudes (pour la bande R). Cette constante permet de relier les magnitudes relatives trouvées par exemple avec la technique de la photométrie d'ouverture aux les magnitude réelles des étoiles extraites du catalogues.

A présent la commande Calcul astrométrique du menu contextuel prend toute sa signification : définissez un petit rectangle autour de l'étoile variable, puis lancez cette commande : IRIS retourne les coordonnées équatoriales précises de l'étoile ainsi que sa "vrai" magnitude R :

Tous les objets de l'image sont mesurables de la même manière.

La fonction de réduction astrométrique produit plusieurs fichiers dans le répertoire courant. Notamment :

• Le fichiers CATALOG.LST qui contient la liste de toutes étoiles du catalogue astromérique avec les coordonnées (X, Y) dans l'image observée.
• Les fichiers ERROR_X.LST et ERROR_Y.LST qui donnent l'erreur entre les positions observés et le position calculés suivant les axes X et Y (coordonnées angulaires équatoriales en degrés). Par exemple ci-après le fichier d'erreur suivant l'axe des déclinaisons :

L'erreur maximale est au plus de 0.000189°, soit 0.68 seconde d'arc crête-crête, mais l'erreur RMS est de l'ordre de 0.2 seconde d'arc.

Si on relance la réduction astrométrique avec un paramètre Sigma réjection de 1,5 IRIS effectue deux iterations pour retiré les étoiles qui détériorent le plus la précision finale de la réduction astrométrique. Dans ce cas seulement 10 étoiles sont retenues, mais l'analyse du fichier ERROR_Y.LST montre que l'erreur a diminué :

La constante des magnitude étant à présent connue (on dite que les magnitudes instrumentales sont rattachée -au premier ordre- aux vrais magnitudes), il est possible d'effectuer de la photométrie d'ouverture tout comme nous l'avons fait lors de la leçon 12 mais cette fois IRIS peut retourner une magnitude effective relativement satisfaisante des objets. Faites en la vérification. Notez qu'il est possible de définir manuellement la constante des magnitudes sans passer par une réduction astrométrique (et "photométrique") complète en lançant la commande Constante des magnitudes... du menu Analyse :

Par défaut, cette boite de dialogue contient la constante déterminée lors de la précédente réduction.

Un mot sur l'organisation des catalogues d'étoiles. Ceux-ci sont généralement disponibles sous la forme de CD-ROM et c'est la raison pour laquelle il a été important lors de la leçon 1 de bien configurer la boite de dialogue Réglages... du menu Fichier, en particulier le paramètre Unité du CD-ROM. Dans certains cas on peut être amené à copier le contenu total ou partiel du catalogue stellaire dans un répertoire du disque dur. IRIS prévoit ce mécanisme. Supposons par exemple que le catalogue USNO soit situé dans le répertoire \USNO\ du disque C: (le chemin pour y accéder est donc C:\USNO\). Vous devez dans ces conditions configurer la boite de dialogue de réglage du logiciel de la manière suivante :

Notez que l'unité de CD-ROM a changé : on pointe actuellement sur le disque dur. Le champ Chemin catalogues stellaires a été rempli. L'association des ces deux champs donne bien le chemin dans lequel IRIS va trouver les données stellaires.

A titre d'exercice de synthèse essayez de faire la réduction de l'image N2320 (champ de la galaxie NGC 2320) qui se situe dans le répertoire de IRIS. Cliquez ici pour télécharger cette image.

Le centre du champ se situe aux coordonnées AD=7H05m et DEC=50°36'. La distance focale du télescope est de 540 mm (une lunette en fait) et les pixels font 9 x 9 microns.