Mesures sur les étoiles doubles réalisées à Dinastro en 2023, 2024 et 2025

Objet : Mise au point des procédures de mesures d’étoiles doubles adaptées à notre matériel. Comparaison de nos propres mesures avec les mesures officielles figurant dans l’application WDS Tool accessible par Internet.

Toutes les mesures présentées ici ont été faites par Jean-Pierre Dupré avec le T305 Dinastro et par Gérard Vaudescal avec son Ritchey-Chrétien 10" personnel.

Plan de l’article

Partie 1 : Descriptif du matériel utilisé et procédure

Partie 2 : Mesures effectuées

Partie 1 : Descriptif du matériel utilisé et procédure

1) Télescope et chaîne d’acquisition

Deux installations sont concernées :

– L’installation du club Dinastro, soit un télescope Newton diamètre 305mm et focale 1188mm (F/D = 3,9, à priori pas très adapté à cette application) associé à une forte lentille de Barlow (Televue x5). La focale du télescope se trouve amenée à au moins 5940mm. La collimation du télescope doit être soignée.
L’acquisition d’images a été faite à l’aide d’une caméra ASI533MC, soit en mode vidéo (fichier .ser), soit en mode d’acquisition d’images simple (fichiers .fits) sous le logiciel de capture SharpCap. Un nombre minimal de 150 images (maximum 300) a été réalisé sur chaque système ED.

– Une installation personnelle sur la base d’un télescope RC10 Ritchey-Chretien.

Les prises de vue ED doivent être réalisées à proximité du méridien Sud (+- 2 heures d’arc), au maximum de leur hauteur, afin de limiter au maximum les effets néfastes liés à la traversée de l’atmosphère, en particulier les turbulences.
La qualité d’image est améliorée en insérant un filtre rouge devant la caméra.
Par convention, deux séries de prises de vue sont réalisées, une avec le tube visant un champ à l’Est du méridien, une autre avec le tube visant le même champ à l’Ouest. C’est la moyenne des résultats qui est prise en compte.

2) Procédure de sélection des étoiles doubles à mesurer

Préalablement à chaque séance de mesures, une population d’étoiles doubles a été sélectionnée via l’application C2a (sélectionner la table WDS) dans une zone du ciel relativement limitée afin de réduire au maximum les problèmes de recherche et d’identification de chaque système ED.

Dans les manipulations qui suivent, deux critères de sélection ED ont été appliqués à la population
présentée par C2a. :

– Pour le composant principal du couple ED, une magnitude comprise en 5 et 9 ; le composant
secondaire se situant entre 6 et 10 ;

– Un écart (Rho) entre les deux composants supérieur à 2 secondes d’arc (en dessous, les deux
astres sont difficiles à discriminer) et inférieur à 30 secondes d’arc.
Nous cherchons à constituer un programme d’observation d’environ 25 ED, ce qui est un maximum pouvant être capturé en une soirée. Les étoiles sont classées en angle horaire croissant.

Exemple de programme d’observations sous C2a :

Exemple d’écran C2a associé à un programme d’observation :

L’étoile sélectionnée est identifiée par son code dans le catalogue WDS (ex : 07346+3153), ce qui ne correspond pas à la désignation exacte WDS du système concerné. Nous sommes très souvent en présence d’étoiles multiples.
A un code donné vont correspondre un ou plusieurs systèmes correspondant à autant de références WDS.
Il est nécessaire d’interroger l’application WDS Tool qui peut alors donner :
– la référence du système concerné (ici, c’est STF 1110AB) ;
– les dernières mesures d’angle (Thêta) et d’écartement entre les composants (Rho).
Ces mesures étant désormais réalisées par les satellites d’observation du type Gaia, les mesures sont en général récentes (moins de 10 ans).

3) Que fait-on ?

Dans un premier temps, il s’agit de collecter, pour chaque système, un nombre minimal d’images (de 150 à 300), soit sous la forme de fichiers video (.ser), soit directement sous la forme de fichiers image (.fits) en format réduit (760x760 pixels).

Dans un second temps, ces fichiers image sont ensuite ouverts dans l’application Réduc. (créateur Florent Losse).
Voir l’article « premiers essais d’évaluation de couples d’étoiles » qui présente cette application. La caméra va servir de capteur et d’instruments de mesure, car la taille des photosites de son capteur (pixels) est connue de façon très précise.

Sous Réduc, ces fichiers image vont être analysés, triés, classés et exploités de manière statistique afin de fournir les deux caractéristiques géométriques permettant de définir un couple ED, soit :
– l’angle de position Thêta existant entre :
– la droite passant par le centroïde du composant principal (pas parfaitement rond) du système et le Nord
– la droite passant par les centroïdes du composant principal et du composant secondaire exprimé en degrés, dixièmes et centièmes de degrés.
– l’écartement entre le composant principal et le composant secondaire (mesurés de centroïde à centroïde), Rho, exprimé en secondes d’arc.
Voir l’article « premiers essais d’évaluation de couples d’étoiles » dans le site Dinastro qui détaille ces deux caractéristiques.

Il est absolument nécessaire d’inclure des étoiles étalons dans le programme d’observations. Ces étoiles étalons présentent des caractéristiques particulièrement stables en matière d’angle de position et d’écartement et ne posent pas de problème au niveau de la capture d’images. La caméra est utilisée comme moyen de mesure par comparaison à ces étalons.

Les étoiles étalons sont extraites d’une liste de 387 ED établie par la SAF. Les valeurs exactes de Thêta et de Rho de ces étalons viennent du fichier WDS, comme les autres étoiles du programme d’observation.
Dans notre cas, nous allons choisir deux (ou trois) étoiles étalons situées le plus près possible de la population ED du programme d’observation.
Une étoile étalon sera saisie en début de programme, une autre à la fin (possibilité d’une troisième en cours de manip).

4) Description de la manipulation

Les paragraphes suivants décrivent les opérations réalisées sur l’équipement du club Dinastro (T305 + Barlow 5x + filtre rouge + caméra ASI533MC).
Le premier problème et non le moindre est celui de la reconnaissance du champ contenant l’ED recherchée. Le recours à la Barlow 5x réduit considérablement le champ caméra télescope (ramené à 6x6 minutes d’arc). Il a été nécessaire de disposer d’une autre optique placée rigoureusement en parallèle avec le télescope pour la reconnaissance du champ ED. Dans le cas présent, nous avons utilisé la lunette guide du télescope (Meade 90x1000 mm) associée à la caméra QHY8L du club fonctionnant en mode Preview. Le champ de cette caméra est grand (1°09’ x 45’). Le réglage d’orientation de la lunette doit être tel que le champ ED se situe au centre du champ de la lunette guide.
– La première séance de prises de vue est réalisée quand le champ ED à saisir est à l’Est du méridien Sud, au maximum à 2h d’arc.

Opérations :

– Calibration du télescope. Prise en compte du programme d’observation sous C2a.

– Montage caméra, Barlow 5x, filtre rouge, liaison ordi. Focalisation précise au masque de Bahtinov.

– Recherche de la première étoile étalon à l’issue d’un cheminement pouvant inclure des calibrations intermédiaires.

– Réglage des paramètres de pose sous SharpCap ; il faut prendre en compte le niveau de turbulence de l’atmosphère, le vent au sol, le seeing, la Lune,...Il vaut mieux ne pas trop monter le gain et avoir un temps de pose inférieur à 1 seconde.

– Les deux composants doivent être séparés (systèmes serrés) et nets. Le composant principal ne doit pas être saturé. ll faut éviter l’image empâtée (temps pose trop long) et l’image instable (moins de 0,1s de pose).

– Il faut reconsidérer ces paramètres pour chaque système imagé.

– Capture et enregistrement de 150 images (jusqu’à 300) en formats .fits ou video .ser en taille réduite afin de réduire le volume mémoire requis (en général 720x720 pixels).

– Recalibration du Goto télescope.

– Passage à la première ED de la population à étudier. Si nécessaire, procéder à une calibration intermédiaire si le système est trop éloigné. Recherche, réglages paramètres et capture ne doivent pas durer plus de 10mn. Recalibrer le télescope sur cette étoile.

– Passage au système suivant jusqu’à la dernière étoile étalon.

– La seconde séance de prises de vue est réalisée sur la même population quelques jours (ou semaines selon météo) plus tard. Le champ ED est à l’Ouest cette fois et on ne risque plus le contact avec le pilier.
La procédure suivie est la même.

5) Travail sous l’application Réduc

Si nécessaire, les images sont séparées, améliorées, renommées, réduites (format .ser devient format .fits sous PIPP). Attention, les images sont renversées à l’issue de cette transformation. Il y a un dossier images pour chaque système étudié.
Ensuite, l’ensemble des images de chaque dossier est chargé sous Réduc.

L’application Réduc est décrite dans l’article « premiers essais d’évaluation de couples d’étoiles » du site Dinastro. Voir cet article pour la présentation générale. Seules les opérations spécifiques au traitement des populations ED qui ont fait l’objet de cette étude sont traitées ci-après.

Suite à de multiples manipulations, une procédure de traitement peut être proposée :

– chargement de l’ensemble des images du système concerné en format .fits (onglet Fichiers) ;

– utilisation de la commande « Compositage automatique » (onglet Traitement) ; renseigner la taille désirée de l’image après traitement, valeurs de l’offset en X et Y) ; toute la population se trouve recentrée et recadrée.

A l’issue du traitement ; les images sont classées selon le niveau de qualité estimé par Réduc. Par défaut, l’onglet work est sélectionné, donnant la possibilité de consulter chaque image. L’onglet stack, donne accès aux images cumulées.

Selon l’écartement entre les deux composants du système, il est possible de choisir entre deux procédures de
réduction (d’autres existent, mais n’ont pas été testées) :

– écartement supérieur à 3 arc.seconde, recours à la procédure ‘Autoréduction »

– écartement compris entre 2 et 3 arc.seconde, possibilité de recours à la procédure « Surface »

Chacune de ces procédures est expliquée dans l’assistance Réduc (onglet Aide).

- Procédure autoréduction

– Il faut définir avec précision les centres des deux étoiles. Se placer sur l’image stack 10 % et faire appel aux
réglages de gain et de contraste afin de définir ces deux points le plus précisément possible. Lancer la
procédure. Une analyse statistique de la population d’images est réalisée.

Passer sous l’onglet Réduites puis sélectionner Trier, puis Résidu Thêta ascendant /descendant et résidu Rho ascendant/descendant.
Toute la population apparaissant en rose dans les écrans successifs doit être supprimée. Cela revient à supprimer tous les points aberrants dans la distribution statistique.
Suite à l’analyse de nos premières mesures, nous avons convenu de limiter les valeurs du sigma Thêta (dispersion sur l’angle) à 1° maximum et le sigma Rho (dispersion sur l’écartement) à 0,2 arc.seconde maximum.
La moitié de la population, voire beaucoup plus peut être supprimée à cette occasion. C’est pourquoi il faut beaucoup de points au départ, notamment quand les conditions de prise de vue ne sont pas excellentes.
Seule la population significative sur le plan statistique est retenue.
Les premiers systèmes traités sont les étoiles étalons.
Il faut se mettre en mode étalonnage et introduire les valeurs de Thêta et Rho issues des dernières mesures WDS sur ces étoiles, puis re-sélectionner le mode mesure.
De ce fait, les valeurs de Delta (erreur d’alignement par rapport au Nord) et de E (échantillonnage télescope + Barlow) évoluent.

Répéter le traitement et la réduction pour la seconde étoile étalon (fin des acquisitions) et éventuellement de l’étoile étalon intermédiaire.
Les valeurs de Delta et E qui seront retenues et introduites (se mettre en mode étalonnage) pour le traitement de la population ED saisie sont les valeurs moyennes de ces deux ou trois mesures. Nous restons ensuite en mode mesure.

- Procédure « Surface »

Nous l’avons appliqué aux systèmes pour lesquels l’écartement se situe entre 2 et 3 arc.seconde.
Cette fois, l’analyse est réalisée sur une sélection des meilleures images de la population ou sur la meilleure. Nous avons sélectionné l’image cumulée la mieux définie, ce qui nous conduit en général à prendre en compte l’image stack 10 %.
L’analyse est alors réalisée sur cette seule image.
Nous prenons en compte le nombre d’itérations successives nécessaires à Réduc pour donner un résultat. Plus le nombre d’itérations est réduit, plus grande est la fiabilité du résultat. Il n’a pas été possible de descendre en dessous de 5 itérations. Reprendre la mesure plusieurs fois en modifiant les réglages de contraste et de gain en recherchant à obtenir le nombre d’itérations le plus faible.

Partie 2 : Mesures effectuées

Quatre séries d’acquisitions ont été réalisées sur des populations différentes :

Mars 2023 : 18 étoiles doubles
Février 2024 : 17 étoiles doubles
Novembre 2024 : 25 étoiles doubles
Janvier à Mars 2025 : 19 étoiles doubles

Les résultats figurent dans les tableaux ci-dessous. L’objet de tout cela a été de mettre au point une procédure d’acquisition et une méthode de travail sous Réduc afin de retrouver des résultats les plus rapprochés possible des résultats WDS.

1) Campagne de mesures du 05/03/2023 et du 21/03/2023 : 18 étoiles doubles

Remarques :

Evolution des données optiques du T305+Barlow 5x + caméra ASI533 Echantillonnage évalué par Réduc = 0,1145 (valeur typique)
E= 206xP/F P taille du pixel caméra en microns, F focale de l’ensemble T305+Barlox+caméra - taille du pixel caméra = 3,76 micronmètres
Focale de l’ensemble F = 206x3,76/0,1145 = 6,765 mm ; la focale F0 du T305 est de 1188mm ; le rapport de grandissement F/F0 est de 5,69 (soit 5 pour la Barlow et 0,69 de tirage caméra). Le rapport d’ouverture F/D du télescope (1188/305) passe de 3,9 (télescope très ouvert) à 22,18, au prix d’une grande sensibilité au défaut de collimation.
– Pour les systèmes mesurés selon la procédure « Autoréduction », il n’y a pas eu de limitations aux valeurs de sigma Théta et de sigma Rho.
– Pas de prise en compte des mesures du 20230305 tube Est (champ Ouest), les observations ayant été réalisées au delà de la limite des 2h d’angle horaire.
– L’étoile étalon début séance et fin de séance est la même. Par contre, les étoiles étalons choisies pour la première et la seconde séance étaient différentes.
– Difficultés pour reconnaître les champs ED. Certaines étoiles n’ont pas pu être détectées.
– Phase d’apprentissage. Il y a eu des hésitations et trop de lenteurs lors des prises de vue (certaines étoiles ont dû être abandonnées pour tenir le programme d’observations)
– Mauvais calage de la caméra, notamment lors de la séance du 21/03/2023 (Delta=-13,20 degrés). Le Nord n’est pas tout à fait en haut de l’image.

Conclusions

Les écarts entre mesures WDS et mesures Dinastro sont importants et dispersés, que ce soit sur l’angle de position Thêta ou sur l’écartement Rho.
La mesure de Thêta et de Rho sur couple serré (COU951 Rho=3,1 arc.sec) n’est pas facile, mais a pu être réalisée suivant la procédure autoréduc.
La qualité des images est faible (étoiles saturées, déformées), la collimation du télescope doit être améliorée.

2) Campagne de mesures du 03/02/2024 et du 13/02/2024 : 17 étoiles doubles

Conclusions :

Les choses se sont mieux passées et la manipulation de Réduc était mieux maîtrisée. Il y a toujours des problèmes de qualité d’image non optimale.
– Pour les systèmes mesurés selon la procédure « Autoréduction », il n’y a pas eu de limitations aux valeurs de sigma Théta et de sigma Rho.
Il y a eu deux écarts importants entre nos résultats et les valeurs de WDS :
– sur l’angle Thêta du système STF616AB, un écart de 4,18 degrés (1 seule mesure Dinastro). Pas d’explication sur l’origine de la mesure manquante (champ à l’Est). Etait-ce manque de temps ou objet non trouvé ? Normalement, cette valeur ne devrait pas dû être retenue.
– l’écart Rho, du système STF533AB (moy mesures Dinastro-WDS=0,620arc.seconde, 2 mesures) est surprenant, d’autant que la valeur de Rho (WDS) est grande :19,01 arc.seconde.

Ecarts (moyenne Dinastro – valeur WDS) sur l’angle Theta en degrés sans prise en compte de STF616AB :

Ecarts (moyenne Dinastro – valeur WDS) sur Rho en arc.seconde :

3) Campagne de mesures des 06/11/2024 et du 27/11/2024 : 25 étoiles doubles

Les défauts de focalisation ont pu être réduits grâce à l’emploi d’une caméra de collimation OCAL3 acquise par le club en 2024.
Deux opérateurs sont intervenus sur des équipements distincts (T305 du club et RC10 privé).
La majorité des mesures a été réalisée selon la procédure autoréduction. Dans certains cas, la procédure surface a été appliquée.
28 ED ont été ciblées pour mesure. Trois étoiles étalons ont été utilisées. Le défaut d’alignement sur le Nord était faible (Delta=-0,97°/1,402°) . Les valeurs d’échantillonnage ont été stables (E=0,11425/0,11503arc.sec/pixel).
Une première campagne de réduction a été réalisée sans prise en compte des niveaux de dispersion observés sur l’angle Thêta et l’écartement Rho, lorsque l’on applique la procédure Auroréduction. Une seconde campagne a été entreprise à partir des mêmes enregistrements, en limitant les valeurs de sigma Thêta à 1° et de sigma Rho à 0,2 arc.seconde. Cela revient à sortir plus d’images de la population. Rappelons que les populations sont constituées de 200 à 300 images pour chaque système mesuré.
Une amélioration des résultats (réduction de l’écart (moy mesures Dinastro-WDS) a été constatée que ce soit pour Thêta ou pour Rho, lorsque l’on tient compte des valeurs des sigmas. Les tableaux figurant ci-après correspondent à des mesures prenant en compte les limitations accordées aux sigmas.

Les diagrammes figurant ci-après présentent les écarts (moy Dinastro-WDS) pour Theta et Rho, pour les opérateurs JP et Gégé. Les mesures ont été faites aux mêmes moments sur des installations différentes et chaque opérateur a réalisé les réductions de son côté. Dans l’ensemble, les écarts de mesure entre opérateurs sont faibles. Noter la dispersion en Thêta sur STF19AB, système assez serré.

Conclusions :

Il y a des écarts avec le WDS, notamment :
– sur Thêta, STF232 (moy Dinastro-WDS) = -2,96°, 3 mesures), STF30AB (moy Dinastro-WDS)=1,16°,3 mesures).
– sur Rho, STF45AB (moy Dinastro-WDS)=0,673 arc.sec, 2 mesures.
Pour STF232, les écarts avec les valeurs WDS interpellent car les mesures Dinastro sont groupées (66,35°,66,39°,66,46° ; valeur WDS=69,4°, valeur 2019). Même remarque pour STF30AB (Dinastro : 316,55°,316,37°, 315,73°, WDS=315°).
Le recours à la procédure surfaces ne conduit pas à des écarts plus importants que la procédure autoréduc.
Les mesures avec le champ à l’Ouest demeurent les plus délicates à réaliser.

4) Campagne de mesures de janvier 2025 à mars 2025 : 19 étoiles doubles

19 ED ont été ciblées ; 3 étoiles étalons ont été utilisées. Les mesures se sont étalées sur quatre jours (14/01, 19/02,3/04, 4/04/25), notamment pour des problèmes météo.
L’alignement sur le Nord était correct (Delta=-0,385, -1,775,-1,033°) et l’échantillonnage a été stable (E=0,11423, 0,11359, 0,11404 arc.seconde/pixel)
Certaines ED n’ont pas pu être détectées (TDS3701, J241, ALI834), d’autres difficiles à trouver (cause probable : météo).
Le processus d’autoréduction prend en compte la limitation des valeurs de sigma Thêta (<1°) et sigma Rho (<0,2 arc.seconde).

Conclusions

Les mesures réalisées par les opérateurs JP et Gégé sont rapprochées en général (sauf STF1008), que ce soit sur l’angle Thêta que sur l’écartement Rho.
Par ailleurs, il y a des écarts entre les mesures Dinastro te les références WDS :
– sur Thêta : STF957AB (-1,17°, 4 mesures),STF979 (-1,5° 4 mesures), STF905AB (1,76°, 1 mesure),
– sur Rho : STF905AB (-0,279 arc.seconde, 2 mesures). Le couple est serré (Rho WDS=1,68 arc.sec). Nous sommes en limite de capacité de mesure.
Il apparaît quet la mesure de Thêta est la plus problématique quand les composants sont très proches.