Phemu03 - Examples of observations

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, F-
75014 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 rapport signal/bruit,
le temps d'intégration est petit du fait de la grande
ouverture du télescope (150cm), mais pourrait être
augmenté dans le cas d'un télescope plus petit.
La courbe de lumière présente un mauvais rapport
signal/bruit en raison de l'agitation de l'image dans
un diaphragme trop petit et le temps d'intégration
pour chaque point est aussi trop court. Des nuages
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
nets que pour une occultation
Le commencement et la fin d'une occultation sont
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
heures UTC
Le maximum du même phénomène semble être à
20.52 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 symétrique avec un plus mauvais rapport
signal/bruit ajustée
Courbe non symétrique bien ajustée par le modèle
théorique.
Phénomène rasant ajusté sur un modèle théorique.