Phemu03 - Examples of observations
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Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides 77 avenue Denfert-Rochereau, F-75014 Paris, France Observatoire de Paris - CNRS -----------------------Note Technique n°6 PHEMU v. du 18/05/2008 ------------------------ EXEMPLES DE COURBES DE LUMIERE OBTENUES PENDANT LES CAMPAGNES D'OBSERVATION PRECEDENTES J.-E. Arlot Institut de mécanique Céleste, UMR 8028 du CNRS, 77 avenue Denfert-Rochereau, F75014 Paris 1. Introduction Pour informer les observateurs du type de données qu' ils vont obtenir, nous nous proposons de montrer quelques courbes de lumière obtenues pendant les précédentes campagnes d'observations. Nous analyserons ce qui a été obtenu selon le récepteur ou selon les conditions d'observation. Nous verrons comment savoir si l'observation pourra être utilisée ultérieurement dans un but théorique. Voyons d'abord quelques courbes de lumière : la courbe de lumière de gauche est que vous devez obtenir lors d'une observation d'un phénomène mutuel. La courbe de lumière de droite est que vous ne devez pas obtenir! La courbe de lumière présente un mauvais rapport La courbe de lumière présente un rapport signal/bruit, signal/bruit en raison de l'agitation de l'image dans le temps d'intégration est petit du fait de la grande un diaphragme trop petit et le temps d'intégration ouverture du télescope (150cm), mais pourrait être pour chaque point est aussi trop court. Des nuages augmenté dans le cas d'un télescope plus petit. légers peuvent aussi avoir gêné l'observation Comment être sûr que l'on va obtenir une bonne courbe de lumière ? Nous montrerons ci-après comment bien utiliser le récepteur et comment s'adapter aux conditions atmosphériques et météorologiques locales pour obtenir un bon résultat. 2. Courbes de lumière profondes (phénomènes non rasants) Chaque phénomène est associé à une chute en magnitude spécifique qui peut varier de 0 (phénomène rasant non observable) à 1 (phénomène total, par exemple l'éclipse totale d'un satellite par un autre). En fait, la courbe de lumière fournit le flux reçu par le seul satellite concerné quand c'est possible et par deux ou plus satellites si ceux-ci sont très proches. Nous devons observer les deux satellites concernés ensemble dans le cas des occultations, ou dans le cas des éclipses (si on a la proximité d'un satellite non concerné du satellite éclipsé). Dans les tables, nous avons calculé la chute en magnitude considérant que nous observons seulement un satellite pour les éclipses et deux satellites pour l'occultation. Le résultat est que chaque courbe de lumière est caractérisée par sa chute en magnitude, plus que par la nature du phénomène (l'occultation ou l'éclipse). Nous pouvons classer les phénomènes en considérant que ceux dont la chute en magnitude est inférieure à 0.1 (l'extinction est de 10 %) sont rasants. Observez en priorité les phénomènes non rasants, ils sont plus faciles à observer, réduire et analyser. a) Rapport signal/bruit et temps d'intégration pour chaque point Les exemples de courbes de lumière présentées ici, montrent que le bruit dans la courbe de lumière peut varier énormément d'une observation à une autre. Comment optimiser l'observation et réduire le bruit ? Le bruit dépend de plusieurs paramètres : - conditions d'observation : la lumière mesurée à l'intérieur d'un diaphragme peut varier à cause de l'agitation des images (la lumière est dispersée dans un diaphragme trop petit) diminuant le rapport signal/bruit. Dans ce cas, la solution est d'augmenter la taille du diaphragme. - mesure du flux de lumière : la lumière est mesurée à l'intérieur d'un trop grand diaphragme et le fond de ciel est trop fort (et il peut varier, réduisant le rapport de signal/bruit). Dans ce cas, diminuez la taille du diaphragme. - temps d'intégration : le flux de lumière est intégré pendant un temps trop court et la scintillation de l'atmosphère mènera à une grande variation du flux de lumière d'un point à un autre point de la courbe de lumière. Dans ce cas, augmentez le temps d'intégration, mais soyez prudent pour obtenir suffisamment de points dans la courbe de lumière pour avoir un bon échantillonnage de la courbe lors de la réduction. Courbe de lumière de bonne qualité enregistrée sur un petit télescope: le temps d'intégration est bien choisi. Le même phénomène avec un mauvais rapport signal/bruit dû à un temps d'intégration trop petit malgré l'utilisation d'un télescope plus grand. L'exemple ci-dessus montre ce qu'il faut éviter et ce qu'il faut faire. L'échantillonnage est le même (0,4 seconde) pour les deux courbes mais le temps d'intégration trop court à droite. Les résultats obtenus sont: Mollet GEA T41 OHP T80 Instant du minimum 20h 58m 36s +/- 7s 20h 58m 23s +/- 53s Chute en magnitude 0.226 +/- 0.018 0.382 +/- 0.204 Les résultats sont cohérents mais la courbe bruitée a des erreurs plus grandes. Il faut bien choisir le temps d'intégration… b) La forme des courbes de lumière Chaque courbe de lumière contient beaucoup d'informations. La forme de la courbe de lumière est une de ces informations. Puisque les disques des satellites ne sont pas uniformes, la forme des courbes de lumière n'est pas symétrique. Seulement dans quelques cas, les disques sont suffisamment uniformes pour mener à des courbes de lumière symétriques. Les exemples présentés ici montrent que les courbes de lumière ne sont pas toujours symétriques ou peuvent présenter un fond plat (principalement en cas des phénomènes annulaires). Courbes non symétrique du fait de l'effet de phase Courbe non symétrique du fait de différences locales d'albédos Ci-dessous, bonnes courbes de lumière : la courbe de lumière d'une éclipse et celle d'une occultation. Le bord est plus net pour une occultation à cause de la pénombre dans le cas d'une éclipse. Soyez prudent : commencez l'observation à l'avance pour vous assurer d'obtenir le début de la courbe de lumière particulièrement dans le cas d'une éclipse. Le commencement et la fin d'une éclipse sont moins Le commencement et la fin d'une occultation sont nets que pour une occultation plus nets que pour une éclipse c) La calibration de la chute en magnitude Une courbe de lumière est, en fait, une série de chronométrages, chaque date étant associée à un niveau de flux de lumière. L'unité de temps pour les dates doit être soigneusement donné en Temps Universel. Par exemple, les secondes de temps s'écoulant à partir d'une date UTC. L'unité pour le flux de lumière est très importante et doit être soigneusement calibrée. En fait, nous devons connaître le flux reçu du satellite(s) pour chaque point de la courbe de lumière. L'échelle doit être en flux de lumière en s'assurant que le niveau zéro correspond à aucune lumière. La calibration doit être relative et il est nécessaire de fournir le flux du fond de ciel (cf. Note technique n°3) et le flux du satellite(s) avant et après le phénomène. Cependant, comparer plusieurs observations du même phénomène peut montrer des incohérences. La chute en magnitude peut varier d'une observation à une autre d'un même phénomène. Dans ce cas, la calibration photométrique n'a pas été fait soigneusement et le récepteur n'a pas été bien étalonné. Les exemples fournis ci-dessous montrent ce type d'incohérences. Notez que les données brutes sont données en flux (0 à 1) alors que les données réduites sont en magnitude (0 to ∝). Les quatre courbes ci-dessus concernent le même phénomène : malheureusement, si les chronométrages sont logiques, les chutes en magnitude sont très différentes... C'est en raison d'un mauvais étalonnage de la photométrie de l'observation. L'offset (flux nul) et le fond de ciel n'ont pas été pris en compte. Ci-dessous l'exemple d'une éclipse totale : le flux devient le zéro et la chute en magnitude, mesurée dans une échelle de magnitude est très grande. Éclipse totale : la chute en magnitude est très importante Chaque point de la courbe de lumière doit être repéré en UTC par un signal radio, par GPS ou par l'horloge interne vérifiée juste avant et juste après le phénomène. Ce n'est pas si facile et vous devez éviter le cas ci-dessous. Tous les sites d'observation ont mesuré le maximum du phénomène au même moment sauf un site dont le chronométrage diffère des autres de plusieurs minutes de temps. L'observation sera inutile et rejetée. Pour ce phénomène, le maximum semble être à 20.57 Le maximum du même phénomène semble être à 20.52 heures UTC heures UTC Une de ces deux observations a une mauvaise datation : une troisième observation est nécessaire pour savoir laquelle doit être rejetée. e) L'ajustement des courbes de lumière : l'échantillonnage optimal de chaque courbe Le but de la réduction est d'ajuster les courbes de lumière à un modèle pour transformer les données photométriques en positions relatives astrométriques. Il faut d'éviter un échantillonnage trop restreint de la courbe de lumière pour obtenir assez de points pour le traitement. Les exemples ci-dessous montrent plusieurs tentatives d'ajustement de quelques courbes de lumière. Courbe symétrique ajustée Courbe non symétrique bien ajustée par le modèle théorique. Courbe symétrique avec un plus mauvais rapport signal/bruit ajustée Phénomène rasant ajusté sur un modèle théorique. 3) Les courbes de lumière de faible amplitude La proportion de signal/bruit Un phénomène rasant avec une faible chute en magnitude peut être intéressant aussi. Tous les problèmes montrés ci-dessus doivent être impérativement résolus. Sinon, les courbes de lumière ne seront pas utilisables. Les exemples ci-dessous montrent les mêmes problèmes que pour les courbes de lumière de forte amplitude. Cependant, ils peuvent être résolus et des bonnes courbes de lumière peuvent être ainsi obtenues. Phénomène rasant : mauvais rapport signal/bruit : cependant,l 'observation est suffisante pour détecter le phénomène. Phénomène rasant: la chute en magnitude est trop petite et le rapport signal/bruit trop mauvais pour bien détecter le phénomène. Phénomène rasant: pas assez de points pour déterminer la forme de la courbe de lumière. Phénomène rasant: la chute en magnitude est très faible, mais facile à mesurer du fait du bon rapport signal/bruit. 4) L'influence des récepteurs a) L'échantillonnage de la courbe de lumière Le choix de l'échantillonnage de la courbe de lumière dépend du récepteur. Nous devons déterminer comment se fera l'acquisition par le récepteur : début du temps d'intégration, fin, lecture du flux de lumière mesuré, début de la mesure suivante, etc ... Le temps mort consacré à la lecture du flux de lumière mesuré doit être le plus faible possible. Les exemples ci-dessous montrent les courbes de lumières obtenues avec plusieurs échantillonnages différents. Notez que l'échantillonnage peut être réduit ensuite par logiciel. Courbe de lumière avec un échantillonnage suffisant pour ajuster un modèle. Echantillonnage trop faible pour réaliser un bon ajustement de modèle. Echantillonnage trop important et inutile. Le nombre de points peut être diminuer numériquement en sommant les points successifs. Echantillonnage trop faible: la courbe de lumière n'est pas bien définie. b) Quel est le meilleur récepteur ? En fait, n'importe quel récepteur photométrique rapide peut être employé pour l'observation des phénomènes mutuels. Rapide signifie qu'il sera possible d'obtenir assez de points pour avoir un bon échantillonnage de la courbe de lumière. L'échantillonnage de la courbe de lumière dépendra de la durée du phénomène. Les exemples ci-dessous montrent l'influence du nombre de points enregistrés selon la durée des phénomènes. Une autre nécessité pendant une observation photométrique est d'enregistrer des objets de référence pour la comparaison. Nous verrons dans le paragraphe suivant que les récepteurs bidimensionnels sont très efficaces pour cela. Nous montrons plusieurs exemples de courbes de lumières faites ou avec un photomètre à une voie ou avec un récepteur CCD. Nous montrons aussi des observations faites avec d'autres types de récepteurs, des observations même visuelles pour la comparaison. Le récepteur CCD est cependant le meilleur récepteur. Optec photodiode SSP13 photomètre Hamamatsu R647 1P21 photomètre photoélectrique, photoélectrique télescope de 41 cm, 1 point par 10 réfracteur de 15cm, 1 point par seconde secondes Vidéo Imaintel CCD caméra + magnétoscope, télescope de 1m, 10 points par seconde CCD refroidi avec cible TH7852, télescope de 60 cm, 1 point par 1.5 seconde Caméra vidéo non refroidie, Intensifiée (S20 Caméra vidéo + magnétoscope, télescope de 32cm : cathode) + magnétoscope, télescope de 80 cm, 10 10 points par seconde points par seconde Observation visuelle avec réflecteur de 16cm + Technique photographique avec réflecteur de 15cm. méthode d'Argelander. Méthode pour évaluer le flux La mesure photométrique est possible seulement de lumière : la date du maximum est bien définie pour les phénomènes longs : 1 point par minute mais l'amplitude ne l'est pas. 5) L'influence de la transparence du ciel Les courbes de lumières enregistrées avec de mauvaises conditions météorologiques Puisque nous ne choisissons pas l'instant de l'observation, les nuages peuvent arriver pendant les observations. Plusieurs cas peuvent se produire. Le meilleur cas est le passage d'un "petit" nuage, occultant une petite partie de la courbe de lumière qui peut ensuite être interpolée (cela arrive aussi en interrompant l'observation pour enregistrer un objet de référence). Une absorption progressive mènera à une courbe de lumière ayant besoin d'être recalibré supposant que le niveau de lumière du satellite est le même avant et après le phénomène. Un modèle de l'absorption doit être adapté et soustrait de l'observation. On trouvera des exemples ci-dessous. L'absorption de l'atmosphère augmente pendant le phénomène : - On suppose que le satellite est stable avant et après le phénomène - Le fond de ciel a été enregistré pour être sûr de sa stabilité La courbe de lumière a été recalibrée grâce aux enregistrements de la courbe de gauche Cas d'une courbe de lumière faite en présence de nuages légers disparaissant pendant le phénomène. L'utilisation d'un récepteur bidimensionnel est un outil puissant pour faire des observations avec des mauvaises conditions météorologiques et pendant le crépuscule. L'exemple suivant (J-1 éclipse J-2 le 22 avril 1991, à l'observatoire de Meudon) montre ce que l'on peut obtenir: le crépuscule est prédominant sur la courbe de lumière et le fond de ciel doit être impérativement retiré. Ensuite, de petits nuages ont gêné l'observation qui a été rétablie grâce à l'enregistrement d'un satellite de référence supposé stable pendant la durée du phénomène. le résultat est très bon vues les conditions. 6) Quelques problèmes arrivant pendant l'observation Les courbes de lumières ci-dessous montrent une interruption pendant le phénomène. En fait cela peut arriver pour plusieurs raisons : quelques problèmes dans le récepteur et système d'enregistrement; un arrêt du guidage du télescope nécessitant de retrouver de nouveau le satellite occulté ou éclipsé. Si l'interruption est courte, la courbe de lumière sera utilisable. Si seul le maximum du phénomène est enregistré, la calibration ne sera pas possible sauf si le satellite est enregistré en dehors de la période du phénomène. Cependant, une observation même partielle ne doit pas être rejetée, mais conservée pour vérifier l'échelle de temps d'une courbe de lumière du même phénomène faite dans un autre site d'observation. Dans certains cas, l'interruption est faite intentionellement pour enregistrer le fond de ciel, ou le satellite de référence. Cela est nécessaire dans le cas où l'enregistrement ne concerne que le seul satellite occulté ou éclipsé sans référence dans le même champ et seulement dans le cas d'un phénomène très long(plus d'une demi-heure) pour mesurer l'absorption ou le fond de ciel s'ils changent rapidement (crépuscule, brouillard...). La courbe de lumière a été interrompue avant le commencement du phénomène : soyez prudent et commencez l'enregistrement du phénomène suffisamment à l'avance! La courbe de lumière a été interrompue trop tôt et cela rendra difficile la détermination de la fin du phénomène. Nombreuses interruptions pour la mesure de Cette observation a été interrompue pour des raisons références et du fond de ciel : soyez prudent pour techniques; cependant, la courbe de lumière sera ne pas ratez le début du phénomène qui peut se exploitable après élimination des points aberrants. produire plus tôt que prévu. 7) Quelques courbes de lumière très spécifiques Les courbes de lumières présentées ci-dessous sont rares et seront difficiles à réduire et à ajuster à un modèle. Phénomène double : l'occultation commence avant la fin de l'éclipse Phénomène très long (plus de 4 heures) : il est difficile de conserver une bonne précision photométrique pendant si longtemps. 8) Les problèmes liés au fond du ciel Nous avons vu ci-dessus comment traiter le fond du ciel lorsque celui-ci change rapidement au cours d'un phénomène. La proximité de la planète brillante va aussi entraîner l'apparition d'un fond de ciel qui aura un fort gradient entre le bord de la planète et le ciel plus éloigné. Dans ce cas, il faut modéliser le fond à l'aide d'un polynôme à deux dimensions de degré 2 ou 3. On ajustera ce polynôme sur l'image débarrassée de tous les objets. 9) Filtres Nous n'avons pas indiqué l'influence des filtres employés pour l'observation. En fait, un filtre rouge éliminera une partie du fond de ciel. Quelques filtres spécifiques sont capables d'éliminer la lumière du Jupiter pour des phénomènes arrivant près du limbe de la planète, mais pensez alors qu'un filtre étroit diminuera le niveau du flux de lumière mesuré. Heureusement, les satellites Galiléens sont brillants. L'observation dans les longueurs d'ondes infrarouges est intéressante aussi, mais l'observation est beaucoup plus difficile et les observateurs doivent connaître les problèmes liés à ces observations. 10) Conclusion Pour conclure, pendant l'observation des phénomènes mutuels des satellites Galiléens, tout peut arriver. Les exemples donnés ci-dessus doivent vous aider à analyser vos premières observations et, si nécessaire, améliorer la technique d'observation que vous employez. Une bonne utilisation de votre télescope et de votre récepteur vous permettra d'obtenir des observations excellentes. L'observation elle-même n'est pas difficile : les satellites Galiléens ont une magnitude d'environ 5 à 6.
