Partie A : Etude de cratères et volcans du Système Solaire - (EU

UNIVERSITE P. ET M. CURIE BIOASTRONOMIE -METHODOLOGIE
Premier cycle M.-C. Angonin, A.-L. Melchior & J. Lasue
2004-2005
TP d’imagerie astronomique
Nous allons étudier d’un point de vue critique des images d’objets astrophysiques
illustrant certains aspects du cours. La première partie concerne l’étude de cratères d’impact
et volcanique observés dans le Système Solaire, alors que la seconde illustre le principe des
méthodes de détection directe (évoquées dans le cours sur les exoplanètes) avec l’exemple du
disque protoplanétaire de Bêta Pictoris. Nous utiliserons le logiciel didactique de traitement
d’images SalsaJ (produit par le projet européen EU-HOU Hands-On Universe, coordonné par
l’Université Pierre et Marie Curie), qui permet de manipuler simplement les images. Les
images que nous allons étudier sont dans un format dit « fits », utilisé en recherche
astrophysique, et portent l’extension « .fts ». Ce format contient une entête (en ascii) avec des
mots-clés caractérisant l’image, et les valeurs du flux de chacun des pixels (en binaire).
Un compte-rendu rédigé
1
est à rendre à la fin de la séance, il contiendra une réponse
aux questions présentées ci-dessous ainsi qu’un point de vue critique sur vos manipulations.
Ce compte-rendu sera rédigé en binôme.
Partie A : Etude de cratères et volcans du Système
Solaire
1. Etude d’un cratère d’impact sur Mars Image utilisée : marscrater.fts
La présence de cratères sur l’ensemble des planètes et satellites telluriques du Système
Solaire est une signature de la présence de météorites, alors que le volcanisme est la signature
d’une activité tectonique. Enfin, l’impact de corps, porteurs de molécules et ayant traversés au
moins le Système Solaire, tout comme le volcanisme sont des phénomènes qui ont
certainement joué un rôle important dans l’apparition (ou la disparition) de la vie sur les
planètes orbitant autour du Soleil.
Initiation à la manipulation d’image :
Ouvrir l’image marscrater.fts (Fichier/Ouvrir ou dans le répertoire Image). Cette
image a été obtenue en juillet 1998 avec la caméra Mars Orbiter à bord de Mars Global
Surveyor (Crédit : NASA /JPL/Malin Space Science Systems). Ce cratère (nommé PIA02084)
a été formé par l’impact et l’explosion d’une météorite au Nord de Elysium Planitia.
Cette image est constituée de 341 pixels par 513 pixels, ce que vous pouvez vérifier
avec le curseur. Un pixel est le plus petit élément de résolution de l’image. Quand on promène
le curseur sur cette image, la position (X,Y) de chacun des pixels de la grille que constitue
l’image et le flux (counts) associé à chaque pixel s’affichent en bas à droite. Noter que ce flux
correspond à une mesure réalisée dans une bande de longueur d’onde dans l’optique.
Pour mettre en évidence la présence de pixels, vous pouvez zoomer en utilisant l’outils
zoom accessible à partir de l’icône .
1
Il est entendu qu’un compte-rendu ne doit pas être rédigé au crayon à papier, qu’il est nécessaire
d’employer un vocabulaire correct et aussi précis que possible, et que la présentation doit être soignée. Ne pas
hésiter à illustrer vos propos par des schémas si cela vous semble approprié.

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Q : Quelle est la forme du pixel ? (rond, rectangulaire, etc.)
Afficher la palette de couleur avec Image/Montrer palette. Cela vous donne la
correspondance entre le flux (counts) des pixels et le code de couleur.
Vous pouvez également changer le code de couleur (1) en changeant la palette de couleur
dans le menu déroulant accessible dans Image/Palette de couleurs .(2) avec
Image/Ajustement/Luminosité/contraste… ou en changeant la dynamique de l’image en
modifiant les seuils min/max, le contraste ou la luminosité. Noter que ces différentes palettes
produisent des images en fausses couleurs, qui correspondent à une intensité et non à une
différence de 2 mesures de 2 longueurs d’onde différentes, ce qui correspond à un autre sens
du mot couleur !
Q : Décrire l’image (e.g. le cratère principal, les zones d’ombres en fonction de la
position sur l’image, la position du Soleil, etc.)
Mesure de la taille du pixel :
L’application Analyse/coupe permet de réaliser une coupe sur l’image et est très
pratique pour réaliser des mesures de taille. Vous devez préalablement sélectionner la région à
étudier avec un segment en utilisant . (En promenant le curseur sur la courbe, le point
auquel il correspond est affiché sur la courbe, et la distance le long de courbe est donnée
directement à partir du point de départ.)
Q : En utilisant l’échelle figurant sur l’image, déterminer la taille
2
d’un pixel en m.
Mesure de la taille du cratère :
Q : En déduire la taille du cratère. Expliquer votre mode opératoire.
2. Etude d’un cratère d’impact sur Terre Image utilisée : terrecrater.fts
Ouvrir l’image terrecrater.fts fts (Fichier/Ouvrir ou dans le répertoire Image).
(Crédit : United States Geological Survey.) Ce cratère (nommé Barringer Meteor Crater) se
trouve en Arizona aux Etats-Unis. Il porte de nom de Daniel M. Barringer qui, dès 1905, a
envisagé que l’impact d’une météorite sur Terre a formé ce cratère. On pense que ce cratère
se serait formé il y a 25000-50000 ans, et que la météorite, probablement composée de fer,
avait un diamètre de l’ordre 30-100m, et un poids de l’ordre de 60000 tonnes.
Q : Décrire cette image et la comparer au cratère précédent. Discuter.
Dans la suite, on supposera que le cratère est rond et que l’échelle de l’image est telle que
1 pixel = 2,9 m.
Q : Déterminer le diamètre de ce cratère. Donner une estimation de sa profondeur.
Discuter.
Dans ce type de cratère, le rapport entre la profondeur et le diamètre est en général de l’ordre
de 1/5 à 1/7.
3. Comparaison de cratères d’impacts Images utilisées : mimas_crater.fts
2
Une façon d’être critique sur cette mesure est de donner une estimation de l’incertitude dont elle est
entachée.

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spherule.fts
ganychain.fts
Planet_Craters.fts
Ouvrir les images mimas_crater.fts et spherule.fts fts (Fichier/Ouvrir ou dans le
répertoire Image). (Crédit : NASA.). Ces images représentent des cratères d’impacts très
grands par rapport aux objets impactés qui sont de taille très différentes. La première image
représente une vue par la sonde Cassini du satellite de Saturne Mimas lors du survol de
janvier 2005 (diamètre=392 km). L’énorme cratère présent sur la surface du satellite est
nommé Herschel selon le nom du découvreur du satellite en 1789. La deuxième image est
obtenue par un microscope électronique sur une bille de verre de poussière lunaire ramenée
par Apollo 11. Ces billes appelées sphérules sont le résultat des impacts de météorites à la
surface de la lune. L’unité de longueur utilisée est le micromètre (m) qui vaut 1 millionième
de mètres (soit 0,000001 m). Le trait blanc situé en bas au centre a une longueur de 100 m.
Q : Décrire ces deux images et les comparer. Discuter.
Q : Déterminer le diamètre de chaque cratère. Donner le rapport entre le diamètre du
cratère et le diamètre de l’objet (satellite, sphérule). Selon vous quel type de corps a pu
donner naissance à ces cratères, pourquoi leur forme est-elle tellement différente ?
Quels sont, selon vous, les cratères les plus courants ?
Ouvrir l’image ganychain.fts fts (Fichier/Ouvrir ou dans le répertoire Image).
(Crédit : NASA.). Cette image représente un ensemble de cratères observés à la surface de
Ganymède par la mission Galileo en 1997.
Q : Décrire cette image, la comparer aux deux cratères précédents. D’après vous quel(s)
type(s) de corps et quelle(s) influence(s) peuvent donner naissance à de telles
formations ? Pourriez-vous envisager un parallèle avec l’impact de la comète
Shoemaker-Levy 9 sur Jupiter en 1994 ?
Ouvrir l’image Planet_Craters.fts fts (Fichier/Ouvrir ou dans le répertoire
Image). (Crédit : NASA.). Cette image représente un ensemble de cratères de même taille
observés à la surface des planètes Vénus et Mars et des satellites Ganymède et la Lune.
Q : Décrire et comparer ces images. En faisant l’hypothèse que des cratères de même
taille sont produits par des corps ayant les mêmes caractéristiques comment expliquez-
vous les disparités entre les quatre cratères ? Plus particulièrement, quelle serait
l’origine des lobes bien visibles qui entourent les cratères observés sur Vénus et sur
Mars.
Q : Quelle vous semble être la surface la plus ancienne ? Pourquoi ?
Q : Donnez une idée des dimensions de ces lobes par rapport au diamètre des cratères.
4. Etude d’un volcan sur Io Image utilisée :io_prometheus.fts
Ouvrir l’image io_prometheus.fts fts (Fichier/Ouvrir ou dans le répertoire
Image). (Crédit : NASA.). Il s’agit de l’observation d’une éruption du cratère Prométhée sur Io

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(le satellite galiléen le plus proche de Jupiter) par la sonde Galileo le 28 juin 1997. La même
région observée par la sonde Voyager en 1979 présentait déjà des signes d’activité
volcanique, il est possible que ce volcan soit en éruption depuis plus de 18 ans…
Q : Décrire l’image.
Q : Sachant que Io a un diamètre de 3630 km, déterminer la hauteur et l’extension du
panache de l’éruption observée.
Q : Etant donné que les volcans sur Terre ont des panaches qui peuvent monter à une
altitude de 15-20 km, comparer et s’interroger sur l’origine de la différence de l’ordre
de grandeur.
5. Etude d’un volcan sur Mars Images utilisées :olymonsface.fts
olymonsprofile.fts
Ouvrir l’image olymonsface.fts fts (Fichier/Ouvrir ou dans le répertoire Image).
(Crédit : NASA.).Il s’agit d’Olympus Mons,le plus grand des volcans martiens, qui est situé
près de l’équateur de cette planète.
Il a une hauteur de 25 km.
Un pixel correspond à 2800 m..
Q : Décrire l’image.
Q : Estimer le diamètre du volcan et la taille de sa caldera. Discuter.
Q : Utiliser l’image olymonsprofile.fts pour mesurer la hauteur de la caldera. Discuter.
Q : Comparer avec le Mauna Loa à Hawaï (alt. 4,170 m) qui est le plus grand volcan
terrestre, dont la dernière éruption date de 1984. Si l’on considère sa base qui est sous l’eau,
ce volcan a une hauteur totale de 17 km et un volume de 80000m3! Sa caldera fait 3 km par 5
km, et a une profondeur de 183 m et son effondrement date de 600-750 ans.
Les deux images étudiées ont été prises à partir de points de vue différents.
Q : Est-il possible de passer de l’une à l’autre à l’aide du logiciel ?
Expliquer.
Partie B : Etude du disque proto-planétaire de Bêta
Pictoris Images utilisées :ref.fts, bpic.fts
Bêta Pictoris est une étoile, située à 20pc de la Terre, autour de laquelle un disque de
poussières a été découvert dès 1983 par le satellite infrarouge IRAS (NASA). Il a
abondamment été étudié depuis, et il est interprété comme un disque protoplanétaire,
contenant peut-être déjà des planètes. Ce type d’objet est observé directement, ce qui permet

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de prendre des images. Néanmoins, l’obtention de ces images superbes que l’on trouve dans
la presse et les revues de vulgarisation est un processus relativement complexe du fait du
contraste existant entre l’étoile et ce disque de poussières.
Les images étudiées ici ont été obtenues sur le télescope de T3.6m de l’ESO par D.
Mouillet (Obs. de Grenoble) et collaborateurs (à une longueur d’onde de 2,2m) en utilisant
un procédé dit d’optique adaptative, qui permet de corriger des effets de la turbulence de
l’atmosphère et d’améliorer la résolution des images. Un pixel sur ces images correspond à
0.1 seconde d’arc.
1. Mise en évidence de la présence d’un disque.
Ouvrir les deux images ref.fts et bpic.fts fts (Fichier/Ouvrir ou dans le répertoire
Image).
Q : Décrire ces deux images. Quelle est leur différence ?
Ajuster les seuils de façon à mettre en évidence la présence d’un masque positionné sur
l’étoile. Réaliser une coupe pour comprendre à quoi correspond cet objet.
Afin de mettre en évidence une différence entre ces deux images, il faut les soustraire... en
utilisant la fonction Opérations/Opérations s entre images. Mettre en évidence la présence du
disque est alors délicate. Afficher la palette de couleur avec Image/Montrer palette, choisir
votre palette préférée avec Image/Palette de couleurs, puis ajuster méthodiquement les seuils
avec .
Q : Expliquer les différentes étapes que vous avez réalisées pour trouver le disque et
décrire ce dernier de façon critique.
2. Ordres de grandeur.
Pour chacune de ces 2 images, un masque a été appliqué « sur » l’étoile. L’image ref.fts
correspond à un modèle d’étoile, ayant les mêmes caractéristiques que Bêta Pictoris observée
dans le télescope avec le masque mais ne comportant pas de disque; alors que l’image bpic.fts
correspond à l’observation de Bêta Pictoris avec un masque. L’obtention de ce modèle
d’étoile est extrêmement difficile à réaliser et il est fondé sur l’observation d’autres étoiles
avec le même masque et le même temps de pose, qui doit être « corrigée » de façon à avoir les
propriétés de Bêta Pictoris.
Pour une planète comme Jupiter, le rapport entre les brillances de l'étoile (le Soleil) et la
planète (Jupiter) est de 2,510-9. Afin de pouvoir détecter la planète, il faut typiquement
mesurer les flux sur 9 ordres de grandeur, ce qui est aujourd’hui impossible.
Q : Quelle est l’amplitude des valeurs affichées avant la soustraction des deux
images ? Quel est l’ordre de grandeur entre l’intensité du disque et le « résidu » de
l’étoile Bêta Pictoris ? Discuter.
Q : Quelle est l’extension du disque ?