Leçon 25 : Acquisition d'images avec la caméra Audine

Iris possède quelques commandes permettant d'acquérir des images à partir de la caméra Audine. Ces fonctions ont à la base été écrites pour l'aide à la mise au point de cette caméra. Cependant, les capacités d'acquisitions d'image CCD de Iris peuvent êtres utiles dans certaines circonstances. On décrit plus particulièrement ici une fonction qui permet de mesurer précisément les caractéristiques de l'occultation d'une étoile par un corps du système solaire. L'application s'applique à la préparation à l'occultation de l'étoile HD205829 par le satellite Titania de la planète Uranus le 8 septembre 2001 vers 2 heure TU.

Avant d'acquérir une image vous devez définir la valeur d'un certain nombre de paramètres. Cliquez sur le bouton suivant de la barre d'outils :

Une boîte de dialogue apparaît :

Vous devez impérativement entrer la valeur de l'adresse de base du port imprimante sur lequel est branché la caméra Audine. Cette adresse est en hexadecimal. C'est très souvent l'adresse H378 qui est la bonne (888 en décimal).

Vous pouvez définir le facteur de binning, le type de CCD équipant l'Audine et si vous souhaitez couper l'amplificateur du CCD lors de l'intégration de l'image (recommandé pour éviter les phénomènes d'électroluminescence). L'obturateur de l'Audine est commandable, mais en outre, en fonction du type d'obturateur, il est possible de choisir une ouverture sur le niveau haut ou le niveau bas du signal de commande (voir la documentation de la caméra). Enfin, les options Scan seront vues plus loin dans ce texte.

Pour acquérir une image avec les paramètres définis ci-dessus, il suffit de taper la commande suivante dans le console :

ACQ [temps de pose en secondes]

Par exemple

ACQ  4.6

Effectue une pose de 4.6 secondes.

La commande ACQ 0 produit la pose de durée minimale possible (un quasi instantané).

Il est possible d'interrompre la pose avant son terme en cliquant sur le bouton suivant de la barre d'outil (nota : ce bouton est inactif lors de la lecture de l'image) :

Une fois la pose terminée elle s'affiche à l'écran. Vous pouvez la visualiser, la traiter et la sauvegarder sur le disque de manière habituelle.

La seconde commande de Iris décrite dans cette leçon est la commande SCAN. L'usage premier de cette commande est l'imagerie en mode drift-scan : le télescope est arrêté, le ciel défile alors sur la surface du CCD, mais en même temps, le détecteur est lu lignes après lignes avec une vitesse qui est synchrone du mouvement diurne. Si les lignes du CCD sont correctement alignées par rapport à l'équateur céleste et si la vitesse de lecture est correcte, on obtient une image non bougée du ciel.

Nous allons montrer l'usage de la commande SCAN dans le contexte de la mesure de l'occultation d'une étoile par un satellite planétaire (c'est tout à fait similaire à ce que l'on observe lorsqu'un astéroïde passe devant une étoile). Le phénomène est généralement rapide et il est nécessaire de bien dater les événements. L'acquisition image par image, par exemple avec la commande ACQ est ici totalement inopérante.

Une solution consiste à placer l'étoile qui va être occultée au centre du CCD et à faire un suivi stellaire traditionnel. L'acquisition de l'image se fait obturateur ouvert en déplaçant les lignes du CCD en continu, très régulièrement et sur une période de temps qui peut atteindre plusieurs minutes. L'image résultante montre alors un filet de l'étoile, un peu semblable à ce que l'on obtiendrait si on déplacé le télescope durant un long temps de pose. Le temps de pose est ici égal au temps de défilement d'une ligne du CCD sous l'étoile.  Ce temps peut être très bref. L'image ci-après montre le début de la trace laissée par l'étoile (en fait ici une étoile double, d'où les deux traces cote à cote) :

Bien se rappeler que ici le télescope est en suivi sidéral. C'est la lecture du CCD, alors que l'objet illumine toujours la surface sensible, qui produit l'effet de bougé (on parle aussi de smearing). Le résultat est en quelque sorte équivalant à déplacer le CCD linéairement au foyer du télescope. Mais ici, le déplacement est électronique (mouvement des paquets de charges électriques commandé par le logiciel), ce qui permet des temps d'observations très longs si on le désire.

Lors de l'acquisition, l'image se construit lignes après lignes avec une fréquence commandée par l'observateur. A l'écran l'image se construit petit à petit en allant du bas vers le haut. L'opérateur peut voir les lignes s'afficher au fur et à mesure. Le début de l'image (en bas) ne montre pas la traînée stellaire car ces premières lignes de l'image CCD n'ont pas défilées sous l'étoile (ce rappeler que l'étoile se trouve vers le milieu du capteur CCD).

Il est possible d'acquérir un très grand nombre de lignes. C'est pratiquement la mémoire de l'ordinateur qui est le facteur limitatif.

Dans l'exemple ci-dessus l'objet observé est l'étoile double SAO10937 (HIP207 et HIP208). L'objet se situe aux coordonnées :

AD=00h 02m 36.087s
DEC=+66° 05' 56.28"

Les magnitudes des composantes, séparées de 15.2 secondes d'arc, sont V=5.9 et V=7.2. Ce couple simule bien les caractéristiques de Uranus et de l'étoile qui va être occultée le 8 septembre 2001. Pour plus de détails cliquez ici ou encore cliquer ici.

L'instrument utilisé pour l'observation est un Celestron 8 et la caméra Audine, équipée d'un KAF-0401E, est placée directement au foyer F/D=10 (2 mètres de focale).

Voici l'image du couple réalisée d'une manière standard juste avant l'acquisition du scan (temps de pose de 10 secondes) :

Il faut remarquer que la caméra a été orientée de manière à ce que l'axe reliant le couple soit perpendiculaire à la direction de défilement des lignes (du bas vers le haut ici). Ceci permet d'avoir un écartement maximal des composantes du couple sur la trace.

Une fois l'étoile centrée et la focalisation bien faite il ne reste plus qu'à lancer le scan. On utilise pour cela la commande SCAN avec la syntaxe suivante :

SCAN [x1] [x2] [temps d'intégration] [nb_ligne]

Les paramètres [x1] et [x2] définissent les coordonnées horizontale en pixels qui encadrent dans une image réalisée en binning 1x1 la zone du CCD qui sera effectivement acquise lors du scan. En effet, pour une raison d'efficacité, il n'est pas indispensable d'acquérir toute la largeur du CCD si on ne s'intéresse qu'à une étoile ou a un couple serré : on limite l'encombrement mémoire et c'est la garantie d'obtenir une très longue bande. La largeur de la bande est prioritairement dictée par la qualité de la mise en station du télescope, l'objet ne devant bien sur pas sortir du champ lors de la construction de l'image scan. Il faut souligner qu'une bonne mise en station et une erreur périodique faibles sont les garanties nécessaires pour avoir une bonne précision de datation de l'occultation.

Le temps d'intégration est la durée en seconde qui s'écoule entre l'acquisition de deux lignes consécutives du CCD. Ici le temps de pose est de 0.13 seconde. Il est choisi pas essais successifs et en examinant le niveau d'intensité de la traînée (commande STAT en mode console, qui retourne la valeur du pixel le plus intense de l'image). Il ne faut surtout pas saturer le détecteur, c'est à dire avec Audine ne pas dépasser le niveau de 32767 ADU.

Enfin [nb_ligne] est le nombre de lignes dans l'image finale une fois le scan achevé. Dans l'exemple on a demandé 7000 lignes. Le temps d'observation de l'étoile est donc de 7000  x 0.13 = 700 secondes (15 minutes et 10 secondes).

Pour la circonstance, la largeur de la bande fait 181 pixels et le format de l'image finale est donc de 7000 x 181 pixels, ce qui représente un fichier de 2.5 Mo environ sur le disque. C'est relativement peu et il serait possible de travailler durant des dizaines de minutes sans problèmes avec un PC moderne comportant 128 Mo de mémoire RAM ou plus.

Pour l'exemple, la commande entrée est donc :

SCAN  300 480  0.13  7000

Une fois que vous avez fait <Return> l'acquisition débute. Dans la barre de titre de la fenêtre de commande vous voyez le numéro de la ligne image actuellement acquise, l'heure et le jour Julien. L'image du scan s'affiche aussi à l'écran en temps réel, mais seulement les x dernières lignes obtenues pour ne pas par perturber la régularité de l'acquisition à cause d'un problème éventuel d'affichage (une image scan est susceptible d'être très grande). Vous pouvez définir la valeur de x dans la boite de dialogue de réglage de la caméra dans la zone de texte Visu de la rubrique Scan. Une valeur comprise entre 300 et 500 lignes est typique et permet de surveiller de manière confortable l'acquisition du scan.

Les clefs du succès lors de la réalisation du scan reposent sur la régularité du défilement des lignes, la précision en valeur absolue du temps d'intégration appliqué et enfin la datation précise de l'acquisition de la première ligne de l'image (par exemple).

Rien ne doit perturber la régularité, et en particulier une mauvaise manoeuvre de l'opérateur. Dans le mode basique d'acquisition, si vous saisissez à la souris une fenêtre et que vous la déplacez, le processus d'acquisition stoppe ! C'est très mauvais et cela ruine toute possibilité d'exploitation des données. L'exemple suivante montre ce qu'il advient :

Lors de l'arrêt du scan dû au déplacement d'une fenêtre, l'étoile a exposée plus fortement une partie du CCD, d'où l'aspect stellaire dans la trace. Une fois la fenêtre relâchée, Iris reprend le scan et accélère même l'acquisition pour rattraper le temps perdu, mais le mal est déjà fait. Pour éviter ce genre de désagrément, il recommandé de laisser le PC bien tranquille durant toute la durée de l'acquisition ou... de cliquer l'option Quiet dans la boite de réglage de la caméra. Une fois cette option choisie, vous ne pourrez plus déplacer une fenêtre ou entrer du texte dans la console : cela garanti un scan sans problème et c'est ce mode de fonctionnement qui est vivement recommandé. Le revers est qu'il n'est plus possible d'arrêter le scan avant la fin programmée en cliquant sur le bouton rouge de la barre d'outil. A vous de voir si vous voulez vivre dangereusement...

Garantir la valeur absolue du temps d'intégration et la datation est une gageure avec les ordinateurs PC fonctionnant sous Windows. Au prix de quelques astuces il est cependant possible d'obtenir une certaine précision. Iris exploite l'instruction spéciale RDTSC des microprocesseur Pentium pour la gestion du temps. L'instruction RDTSC (read timer-stamp counter) a été prévu par Intel pour la mesure des performances des ordinateurs équipés des processeur de la marque. Aujourd'hui des microprocesseur de fabriquant concurrent disposent de la même instruction, c'est le cas par exemple pour la série des Athlon de AMD.

L'instruction RDTSC permet de lire un registre 64 bits qui s'incrémente depuis l'instant d'allumage du PC à la fréquence d'horloge du CPU. Avec un PC tournant à 500 MHz, il est possible de mesurer la durée d'événements à quelques nanosecondes près. C'est vraiment très précis. Iris utilise ce compteur pour déterminer l'instant où il faut lire une ligne du CCD, ainsi que pour remettre l'horloge système à l'heure avec une précision égale ou inférieure à 0.1 seconde (en effet, la procédure de lecture de la caméra via le port imprimante fait dériver l'horloge système). Mais pour que tout ceci fonctionne il faut préciser au programme qu'elle est la fréquence d'horloge de l'ordinateur. Vous pouvez trouver cette information dans la notice de votre ordinateur, mais la valeur n'est généralement pas assez précise (il y a des écarts significatifs entre les oscillateurs équipant une même série de PC). La commande CPU de Iris permet de trouver avec précision cette fréquence d'horloge. La syntaxe est :

CPU [temps]

Le paramètre est un temps en secondes qui va être chronométré avec précision par Iris, ce qui permettra d'évaluer la fréquence d'horloge du microprocesseur. Par exemple faite :

CPU  120

L'ordinateur ne rend la main qu'au bout de 2 minutes. Le résultat est la fréquence d'horloge du PC, précise a deux chiffres après la virgule :

Dans l'exemple, la fréquence d'horloge retournée et adoptée est de 450.952 Mhz.
Nota : en augmentant le temps de chronométrage, vous augmentez aussi la précision. Cela vaut la peine, car la fréquence trouvée est une constante pour votre ordinateur et n'a besoin d'être estimer qu'une fois... mais faites des contrôles de temps en temps tout de même !

La fréquence CPU de votre ordinateur en Mhz est à renseigner dans la boite de dialogue de Réglages de la caméra, en bas. Il faut bien sur avoir effectué cet étalonnage de l'ordinateur avant d'acquérir un scan.

Petit conseil : réduire les sources de turbulence et aussi les vibrations est une bonne initiative pour obtenir une trace bien régulière. Dans l'exemple ci-dessous une porte fenêtre était ouverte à proximité du télescope durant l'acquisition, d'où l'apparition d'une forte turbulence...

Le mode non-quiet est à utiliser pour tester les paramètres du scan. Le point critique est le temps de pose. Il faut le choisir soigneusement pour ne pas saturer (niveau de 32767 ADU avec la caméra Audine) et il est fortement recommandé de prendre une marge pour tenir compte de l'effet de la scintillation atmosphérique. Dans l'exemple, le temps de pose finalement adopté sera de 0.1 seconde, ce qui amène le niveau moyen de l'étoile la plus brillante vers 23000 ADU.

Il est facile de simuler une occultation en obstruant manuellement l'entrée du télescope, durant une seconde par exemple :

Ces occultations manuelles, si elles sont pratiquées un peu avant et un peu après l'occultation du satellite ou de l'astéroïde, et datées avec précision, alors que le scan ce déroule, permettent de mieux mesurer la chronologie de l'événement. Cela permet par exemple de prendre en compte une dérive dû à une mauvaise mise en station du télescope par exemple. Avec de l'habitude il est possible d'estimer l'heure de l'occultation manuelle à 0,2 ou 0,3 seconde près.

Durant un scan Iris (depuis la version 3.71) peut commander l'obturateur des caméras Audine qui en possède pour réaliser les occultations de contrôle avec une précision encore meilleure. Pour cela vous devez créer un petit fichier texte dans le répertoire de travail qui contient les instants et les durées d'occultations souhaitées (ici les instants de fermeture et d'ouverture de l'obturateur). Ce fichier doit obligatoirement avoir pour nom SHUTTER.LST. On y trouve deux colonnes :

Colonne 1 : L'instant en pourcentage de la durée totale d'acquisition du scan correspondant à la fermeture de l'obturateur.

Colonne 2 : La durée d'obturation en secondes.

Voici un exemple de contenu du fichier SHUTTER.LST :

0.05  4
0.16  4
0.80  4
0.90  4

Supposons que la durée totale du scan soit de 600 secondes. Avec les informations contenues dans le fichier SHUTTER.LST ci-dessus l'obturateur se fermera durant 4 secondes aux instants suivant à compté du début du scan :

0.05 x 600 = 30 secondes après le début du scan.
0.16 x 600 = 96 secondes après le début du scan.
0.80 x 600 = 480 secondes après le début du scan.
0.90 x 600 = 540 secondes après le début du scan.

Au terme de l'acquisition du scan, Iris écrit automatiquement dans le répertoire de travail un fichier texte ayant pour nom SHUTTER.LOG : il contient en jour Julien les instants précis de fermeture et d'ouverture de l'obturateur. Ce fichier SHUTTER.LOG est a exploiter pour l'analyse des données acquises et doit être conservé précieusement (attention, il sera effacé si vous lancez un second scan ; il est prudent de le renommer ou de le sauvegarder dans un répertoire autre que le répertoire de travail).

A la fin de l'acquisition du scan, Iris affiche l'image. L'image est aussi sauvegardée automatiquement dans le répertoire de travail sous le nom @ par mesure de sécurité.

Iris produit aussi un fichier texte dans le répertoire de travail ayant pour nom JD.LOG. Ce fichier contient une donnée essentielle : l'instant d'acquisition des lignes de l'image. Voici le début d'un fichier JD.LOG type :

Nb. lines: 7000
Programmed interval (s): 0.1300
X1: 300  -  X2: 480
Start date: 28/8/2001
Start hour: 1:46:14.100
End date: 28/8/2001
End hour: 1:46:18.0
1 2452149.573774306
2 2452149.573775810
3 2452149.573777315
4 2452149.573778819
5 2452149.573780324
6 2452149.573781829
7 2452149.573783333
8 2452149.573784838
9 2452149.573786343
10 2452149.573787848
11 2452149.573789352
12 2452149.573790857
13 2452149.573792361
14 2452149.573793866

On trouve tout d'abord le nombre de lignes dans le scan. Ensuite le temps de pose par ligne (en secondes), les dates et heures d'acquisition de la premiere ligne et de la dernière ligne. Bien sur, outre l'estimation précise de la fréquence CPU de l'ordinateur, pour que ces dernières données aient une signification il faut que le PC soit à l'heure. Un bon moyen est de le synchroniser en utilisant Internet (par exemple à partir du très bon programme Dimension 4).  Par ailleurs, le numéro de l'horloge parlante est 3699. Si une synchronisation est faite juste avant l'acquisition, ont peut estimer l'erreur sur la datation absolue à 0.1 seconde. L'erreur sur le temps de pose est largement plus petite en raison de l'usage de la commande RDTSC.

La suite du fichier est la date d'acquisition de chaque ligne de l'image en jour Julien.

Enfin Iris génère le fichier texte DELTA.LOG qui donne l'erreur estimée sur la datation de chaque lignes.

1 0.0000000000
2 -0.0000067401
3 -0.0000134802
4 -0.0000202203
5 0.0000132728
6 0.0000065327
7 -0.0000002074
8 -0.0000069475
9 -0.0000136876
10 0.0000198054
11 0.0000130653
12 0.0000063252
13 -0.0000004148
14 -0.0000071549
15 -0.0000138950
16 0.0000195980
17 0.0000128579
18 0.0000061178
19 -0.0000006223
20 0.0001078932

Une valeur supérieure à quelques dixièmes de secondes dans cette table est le signe d'un problème lors de l'acquisition. Un  temps d'intégration trop bref peut très bien en être la cause. La fréquence maximale d'acquisition avec une Audine utilisée sur toute sa largeur (768 pixels) est de l'ordre de 20 Hertz (temps d'intégration égal ou supérieur à 0.05 seconde).

Un mot sur le traitement des données. La trace laissée par l'étoile a un air de ressemblance avec des données spectrales, même si la nature de ce qui est observé est bien sur totalement différente. Un certain nombre des outils de Iris utilisés pour le dépouillement des spectres peuvent être exploités.

Tout d'abord il est nécessaire que la trace soit horizontale alors quelle est verticale au sortir de l'acquisition. Pour permuter les axes il faut lancer la commande MIRRORXY qui ne demande aucun paramètre.

La qualité du tracé de la courbe photométrique du scan (le signal en fonction du temps) est fortement améliorée si on pratique une opération de binning qui consiste à ramener en un point le signal étalé par la turbulence sur l'axe transverse à la trace. Une complication est due au fait que l'agitation atmosphérique déplace avec une amplitude parfois important le centre de l'image géométrique instantané de l'étoile. Ceci oblige à choisir une largeur de fenêtre de binning relativement importante pour qu'elle inclue l'essentiel du flux stellaire et pour ainsi ne pas produire une erreur photométrique. Or, une large fenêtre amène a mesurer un signal de fond de ciel important, c'est à dire un signal parasite qui bruite la mesure. Il faut tenter d'optimiser cette opération de binning. Voyons cela.

L'image ci-après montre une portion de scan caractéristique. Noter qu'il existe une cohérence entre les deux traces de l'objet car une faible distance angulaire sépare les composantes de l'étoile double. Autrement dit, les deux étoiles sont agitées de concert par la turbulence. Une complication supplémentaire vient du fait que la mise en station du télescope n'est pas parfaite et que les traces stellaires dérivent régulièrement et continûment d'une colonne à l'autre en fonction du temps qui s'écoule.

La commande TRAIL détermine le centre de gravité de la trainée stellaire pour chaque ligne acquise et décale les lignes suivant l'axe vertical à une fraction de pixel près pour qu'elles aient toutes le même centre commun.

La syntaxe de la commande est :

TRAIL [y0] [y1] [y2]

Les paramètres Y1 et Y2 sont les coordonnées verticales approximatives de deux points qui encadrent la trace tout le long de la trajectoire (voir la figure ci-dessus). Le paramètre Y0 est la coordonnées verticale sur laquelle va s'aligner la trace de l'objet le plus brillant après traitement (Y0 peut être une valeur réelle). Généralement on fait Y0=(Y2+Y1)/2.

Dans l'exemple nous avons :

TRAIL 65 25 105

Voici le résultat :

Instantanément, l'inclinaison de toutes les traces stellaire de l'image est corrigée. De plus les affres du seeing (turbulence) suivant l'axe perpendiculaire aux traces est annulé. Les traces sont bien plus fines, ce qui va permettre de réaliser le binning dans de bien meilleures conditions que sur l'image non traitée.

Nota : la commande TRAIL génére automatiquement dans le répertoire de travail le fichier TRAIL.DAT qui donne pour chaque point de la trace la correction en Y pratiquée. L'analyse de ce fichier est un bon traceur du degré de turbulence et de l'erreur de mise en station du télescope.

Avant d'effectuer le binning qui va conduire au profil photométrique il est très important de retirer le niveau du fond de ciel local a tous les points de la trace. C'est ce qui permettra de d'avoir un vrai zéro photométrique. On utilise pour cela la commande L_SKY2 (ou L_SKY3 pour un ajustement parabolique du fon de ciel, parfois plus précis).

Entrer simplement la commande L_SKY2 dans la console sans paramètre. Iris attend alors que vous définissiez 4 points dans l'image. Deux d'un coté de la trace et deux autres de l'autre coté, tel que le montre la figure suivante :

Les coordonnées horizontales (X) des points pointés à la souris n'ont pas d'importances. Seules les coordonnées Y comptes. L'algorithme est le suivant :

(1) Le niveau du fond de ciel est déterminé pour chaque colonnes en faisant la médiane des intensités comprises entre les points 1 et 2.

(2) Le niveau du fond de ciel est déterminé pour chaque colonnes en faisant la médiane des intensités comprises entre les points 3 et 4.

(3) Pour chaque colonne les deux niveaux de fond de ciel trouvés au point (1) et (2) sont moyennés et soustrait à l'intensité de tous les pixels appartenant à cette colonne. On procède de la même manière individuellement pour chaque colonnes.

Le résultat est une image dont le fond de ciel est ramené à une valeur proche de zéro.

Le binning proprement dit est réalisé avec l'aide de la commande L_ADD. La syntaxe est :

L_ADD [y1] [y2]

Relever les coordonnées Y (verticales) des deux points suivant dans l'image en vous aidant de la souris :

Ces points délimitent la trace est doivent englober au moins 95% du signal stellaire. Typiquement il faut avoir Y2-Y1=6 x FWHM, avec Y1 et Y2 les coordonnées verticales des deux points.

Ici nous faisons :

L_ADD 57 73

Nota ; vous auriez pu aussi entrer L_ADD 73 57, Iris remet dans le bon ordre les coordonnées pour vous.

Le résultat est une image de 20 pixels de large qui représente le profil photométrique après binning suivant l'axe X de l'image. Les 20 pixels appartenant à une même colonne de l'image binnée ont tous la même intensité :

Il est possible d'afficher la profil photométrique sous la forme d'une courbe en tapant la commande suivante :

L_PLOT

Vous pouvez à ce stade sauvegarder le profil photométrique pour un traitement avec un autre logiciel en utilisant la commande Enregistrer sous... du menu Fichier de la fenêtre Graphe.

Les oscillations de grande amplitudes sont pour l'essentiel provoquées par la scintillation atmosphérique. Un télescope de 20 cm de diamètre est très sensible à ce phénomène car il a une taille proche du diamètre de Fried (r0). Un telescope de plus grande taille, en intégrant les cellules de turbulence de l'atmosphère dans sa pupille, est moins sensible à la scintillation.

Le phénomène de scintillation est ici le facteur principal de limitation de la précision de la mesure (photométrie et chronologie), bien avant la caméra elle même par exemple. Le second facteur est probablement le défaut de mise en station (les tops d'occultation manuelle permettent cependant de réduire l'effet de cette dernière erreur).

Dans le cas particulier de l'occultation de Titania, il est possible cependant de profiter du fort degré de cohérence entre la trace de l'étoile et la trace de Uranus. En divisant le profil photométrique du premier par le second on réduit très sensiblement l'effet néphaste de la scintillation. Il est possible de voir le résultat directement sous Iris en divisant les deux images binnées avec la commande DIV, puis en traçant le profil photométrique résultant (ceci n'est possible directement que si les objets sont alignés exactement perpendiculairement à l'axe de déplacement de la trainée, dans le cas contraire il faut faire glisser l'un des profils par rapport à l'autre pour tenir compte du décalage temporel). Ci-après le profil de l'étoile secondaire divisé par l'étoile principal, cette dernière servant ici de  mesurer de la scintillation. Le bruit est sensiblement moins élevé.

La graphe ci-après montre un enregistrement complet sur 15 minutes du signal de l'étoile principale du couple SAO10937 réalisé à Toulouse.

Ci-dessous, agrandissement du début du scan ou l'on voit à la fois l'étoile principale (en rouge) et l'étoile secondaire (en vert). On note un léger décalage temporel entre les deux traces, estimé à 0.07 seconde. Le rang en X du point du graphe où le signal des étoiles apparaît (mi-hauteur de l'intensité en gros) est important car il permet de dater tous les événement de la trace. Le front n'est pas très raide dans cet enregistrement : c'est d'une part normal car on mesure ici une fonction du FWHM et c'est d'autre part normal car le sol vibrait lors de ces premiers instants du scan ! La précision termporaire est estimée à ±0.4 seconde ici, mais on doit pouvoir faire un peu mieux... Noter une fois de plus que la précision de la mise en station de la monture influence aussi la précision temporelle le long de la trace. Attention à cela.

Figure suivante, les 7000 points de mesures après division du profil de la composante secondaire par la profil de l'étoile principale. Le bruit photométrique est diminué d'un bon facteur 2 par rapport à un profil non traité.

La figure ci-après montre un autre facteur de gain possible en effectuant un binning suivant l'axe temporaire. On sacrifie la précision sur le temps en moyennant dans l'exemple les points trois par trois au profit de la qualité radiométrique. La fréquence d'acquisition est à présent de 2.56 Hertz, et la précison photométrique est estimée à ±0.05 magnitude sur l'étoile de magnitude 7.2. Sous Iris il est possible de faire le binning dans les images en utilisant la commande BINX.

Voici pour finir la planète Uranus et son cortège de satellites observés le 24 aout 2001 vers 22H25 TU avec le Celestron 8 à F/D=10 (compositage de 5 images posées 30 secondes). C'est l'enjeu des travaux présentés dans cette leçon...

Ci-dessous l'occultation de Titania effectivement observée avec l'équipement décrit précédemment (C8 + caméra Audine) le 8 septembre 2001. De nombreux nuages ont perturbés la mesure, notamment au début de l'occultation (située à gauche). La sortie d'occultation est très brutale (à droite). La commande TRAIL a été appliquée pour réduire l'agitation atmosphérique à posteriori.

Acteurs de l'observation de l'occultation de Titania du 8 septembre 2001 à l'observatoire de Guitalens, chez Alain Klotz....

Christian Jasinsky, Christian Buil, Denis Marchais, Alain Klotz,
Robert Delmas et... Valérie Desnoux derrière l'appareil photo.

Cliquez ici pour télécharger le fichier SCAN.ZIP (330 Ko) qui contient un extrait de scan pour vous entraîner.

Pour plus d'informations sur le mode drift-scan lire la page de Alain Klotz consacrée au sujet.
Vous pouvez aussi examiner une page spéciale sur le drift-scan sur le site Audine et d'autres liens ici.