Dinastro

L'étoile de Barnard en 2017 : Une étoile "filante"...

Jean Caquel, Philippe Deverchère, Yves Argentin — 2017-08-17T22:00:00Z

11 ans après la première rédaction de cet article, où nous vous présentions une image du champ de l'étoile de Barnard datée du 13 juin 2006, et 3 ans après la dernière mise à jour en 2014, nous avons refait une image du même champ le 17 août 2017, montrant le déplacement de cette étoile au cours de cette période

L'étoile de Barnard a un statut très particulier. Il s'agit de l'étoile qui possède le déplacement angulaire le plus rapide sur le fond de ciel. Elle a été découverte en 1916 par Edward BARNARD. On peut observer son déplacement facilement sur des durées de quelques mois puisque son mouvement propre est de l'ordre de 10 secondes d'arc par an.

L'astronome Edward BARNARD (1857 - 1923) publia en 1916, dans la revue Astronomical Journal, un article ou il relatait la découverte d'une étoile de magnitude photographique 11 se déplaçant de 10.3 secondes d'arc par an.

Le tableau suivant décrit les principales étoiles se déplaçant rapidement sur le fond de ciel.

Aujourd'hui, l'étoile de Barnard est toujours connue comme celle ayant un mouvement angulaire annuel le plus important.

L'image suivante a été réalisée à l'observatoire Lowell en 1937. L'étoile de Barnard est située dans la partie basse de l'image (repérée par le flèche jaune). Le Nord est en haut.

On peut voir sa relative proximité avec l'étoile brillante du bas de l'image. Cette étoile est répertoriée dans le catalogue UCAC2 sous le n° 33.255.293, de magnitude 9,6. Cette étoile est située aux coordonnées 17h 57m 43s et +04° 26m 23s dans la constellation d'Ophuichus.

L'image suivante, toujours réalisée à l'observatoire Lowell, a été prise en 1960.

On peut constater le déplacement important sur le fond de ciel (de 4 minutes d'arc environ).

L'image suivante a été prise dans la nuit du 13 juin 2006 depuis l'observatoire de Biscarmiau. On reconnaît bien le groupe d'étoiles en forme de triangle en bas et à droite de l'image, et on se rend compte du trajet effectué par l'étoile depuis 1937 et 1960 !

Le déplacement angulaire rapide de l'étoile de Barnard est justifié par son mouvement propre mais surtout par sa relative proximité de notre système Solaire. En effet, elle n'est distante que de 6 années lumière. Son déplacement dans le ciel fait qu'elle se trouvera d'ici trois milles ans dans la constellation d'Hercule. Depuis 1937, date de la première image, elle a parcouru une distance de près de 12 minutes d'arc sur le ciel, ce qui représente environ un tiers du diamètre de la Lune.

L'animation suivante, réalisée avec le logiciel C2A pour Windows, montre le déplacement de l'étoile entre 1959 et 2030.

Cliquez sur la miniature pour voir l'animation :

Le champ a une valeur de 30 minutes d'arc, soit le diamètre de la pleine Lune.

L'étoile de Barnard est de type spectral M4, ce qui la situe dans la catégorie des naines rouges. Elle est donc plus âgée que notre Soleil et sa température de surface est également plus faible. Ces différentes caractéristiques en font une candidate potentielle à l'hébergement d'un système planétaire.

En effet, selon Van de Camp, L'étoile de Barnard semble, au cours de son déplacement, ne pas suivre un chemin rectiligne mais osciller autour d'un point qui serait le barycentre d'un système complexe ou multiple. Ce point, le barycentre du système, décrirait une trajectoire rectiligne sur le ciel. Les différentes composantes du système sont liées par leur attraction gravitationnelle réciproque.

Différentes méthodes prenant en compte la distance de l'étoile, le rayon en UA (Unité Astronomique) de l'orbite décrite par cette étoile autour du barycentre ainsi que sa période (24 ans), ont permis le calcul de la masse de cette étoile. Cette masse est estimée à environ 0,15 masse Solaire. De là même, une estimation de la masse du compagnon a pu être réalisée (0,0016 masse Solaire), ainsi que la distance de gravitation autour de l'étoile (valeur estimée à 4,5 Unités Astronomiques).

Toutefois, l'oscillation de l'étoile de Barnard autour d'un barycentre n'est pas prouvée et la Communauté Astronomique estime que les mesures de Van de Camp sont erronées.

Complément de l'article rédigé le 10 juin 2014 :

Sur la demande de Jean Caquel, un nouveau champ a été réalisé le 8 juin 2014 par Philippe Deverchère. Le dernier datant de 2006, cela fait un écart de huit ans entre ces deux derniers pointages :

On peut noter que l'étoile de Barnard continue son cheminement en direction du Nord selon
une trajectoire qui semble rectiligne.

Entre 1937, date de la première position relevée, et 2014, date pour la position actuelle, on relève un écart de 13 minutes et 30 secondes d'arc, soit 13 x 60 + 30 = 810 Arcsec.

810 secondes pour une période de 77 ans, donnent 10,51 arcsec par année, valeur en accord
avec les mesures effectuées par Barnard.

Sur cette image, on voit les différentes positions correspondantes aux 5 dates de relevé :

Voici un montage en trois images qui montre les champs respectifs de 3 sources de données :

– A gauche, un champ DSS ( Digitalized Sky Survey ) que l'on trouve sur internet et consultable depuis C2A. Ce champ a été réalisé par l'observatoire Lowell, au cours de l'année 1949, en août semble-t-il !
– Au centre, un champ réalisé ce mois-ci par Philippe Deverchère depuis son observatoire.
– A droite, le même champ donné par le logiciel de cartographie céleste C2A.

Complément de l'article rédigé le 17 août 2017 :

Voici une nouvelle image faite avec le T305 dans la nuit du 17 août 2017 depuis l'observatoire de Biscarmiau à Visker :

Les nouvelles coordonnées de Barnard montrent un constant déplacement en direction du Nord . Les valeurs actuelles sont :
17h 57 47 et +04° 44 40.

En regard de la position de l'étoile au dernier relevé qui date de 2014, on note une différence de 0 minute 30 secondes, déplacement en direction du Nord principalement, la variation en ascension droite étant négligeable.
Mais aussi, on trouve un écart de 13 min 40 entre la position de 1937 et celle de 2017 soit 80 ans.
13,40 mn sont égales à 820 sec qui divisées par 80 donnent un déplacement de 10,25 sec par an.

Le déplacement annuel semble bien constant en fonction de ces mesures, et d'une valeur approchant les 10 secondes d'arc, ce qui confirme toujours les données annoncées par Van de Camp.

J Caquel

Pour plus d'informations, voir : http://fr.wikipedia.org/wiki/étoile_de_Barnard

Bibliographie : Astronomie - Editions Atlas

Traitement d'image : 3 résultats pour 3 logiciels différents sur la galaxie M33

Alexandre Cazaux, Gérard Vaudescal, Philippe Deverchère — 2014-11-03T05:47:00Z

Lors de la nuit du 17 au 18 octobre 2014, Gérard Vaudescal et Alexandre Cazaux, ont saisi la célèbre galaxie M33 avec le T305 et la caméra QHY8L de l'observatoire.
12 poses de 6mn (soit 1h 12 pour les brutes) ont été réalisées pour cette image +dark, offset et flat.

Un premier traitement sous IRIS réalisé par Gérard, a donné le résultat suivant :

Un second traitement a ensuite été réalisé par Alexandre avec le logiciel gratuit DeepSkyStacker (version 3.3.2) :

Voici quelques commentaires d'Alexandre concernant ce traitement avec DeepSkyStacker (version 3.3.2) : « Logiciel très simplifié et semi automatique, mais il manque des options, notamment les filtres et ondelettes. La gestion des seuils est fastidieuse, mais à force de patience (bien 1h) j'ai obtenu un résultat pas trop mal en jouant sur ces fameux seuils, la luminance et la saturation. La gestion des couleurs est assez difficile. J'ai laissé les équilibres colorimétriques tels quels, en choisissant à l'import des fichiers FITS des coefficients pour la matrice de Bayer VBRV à 1 pour le rouge et 1 pour le bleu. Je ne sais pas ce qui est appliqué pour le vert, probablement 0,5. Pourtant, la galaxie semble tirer vers le bleu. Ça ne doit pas être très loin de la "réalité", certaines étoiles autour restent blanches ou orange. La zone périphérique est assez bruitée, avec un couleur marron pas terrible ... (L'image est renversée par rapport à celle Gégé.) Il y a quelques défauts sur l'image, notamment quelques pixels chaud qui subsistent malgré l'application des noirs. »

Reprenant les images brutes obtenues ce soir là, un troisième traitement a été réalisé par Philippe Deverchère avec le nouveau logiciel Pixlnsight. Ce dernier traitement fait bien apparaître les zones de formation d'étoiles dans les bras spiraux, ainsi que les zones à forte émission en H-alpha et les bandes de poussière :

Voici quelques commentaires de Philippe concernant ce traitement avec Pixlnsight : « J'ai essayé de faire apparaître les zones de formation d'étoiles dans les bras spiraux ainsi que les zones à forte émission en H-alpha et les bandes de poussière. A noter que j'ai supprimé 3 images du stacking qui avaient un FWHM nettement moins bon que les autres. Voici une capture d'écran qui montre toutes les étapes du processus effectué avec le logiciel Pixlnsight : »

Observation de la comète C/2006 VZ13 Linear

Philippe Deverchère — 2007-08-06T14:21:39Z

J'ai observé la comète C/2006 VZ13 Linear dans la nuit du vendredi 13 au samedi 14 juillet 2007 depuis Argeles-Gazost dans les Hautes-Pyrénées. Les conditions étaient moyennes avec quelques nuages d'altitude. La proximité de lampadaires n'arrangeaient pas les choses.

Les images ont été réalisées avec un Canon EOS 20D à 800 ISO en mode RAW au foyer d'une lunette TeleVue 85 (600mm de focale) avec un correcteur de champ TeleVue ("field flattener") et un filtre anti-pollution LPS. La lunette est montée sur une monture GP-DX pilotée par un SkySensor 2000 PC et le logiciel C2A-. La durée des poses (1 minute) combinée avec le grand champ obtenu avec l'EOS 20D (2°42' par 1°48') font qu'un autiguidage n'est pas nécessaire si la mise en station est soignée.

La première image montre la comète C/2006 VZ13 Linear et la naissance d'une petite queue à peine perceptible à 11 heures (cliquez sur l'image pour obtenir une image avec une meilleure résolution). Cette image est obtenue en combinant 45 poses de 1 minute et en recentrant toutes les images sur le noyau de la comète à l'aide du logiciel Iris-. Toutes les images sont pré-traitées avec flat, dark et offset, toujours avec le logiciel Iris.

La deuxième image montre les mêmes 45 images combinées mais cette fois ci en décalant les images pour aligner les étoiles. On voit donc la trainée brumeuse de la comète provoquée par son déplacement propre pendant la prise des clichés. On remarque aussi la galaxie Messier 102 à droite de la vue.

La magnitude de la comète était donnée ce jour là par le MPC à 10 environ, ce qui est à peu près confirmé par l'analyse de l'image (cliquez sur l'image pour obtenir un champ plus grand).

Le schéma suivant montre la position de la comète le 13 juillet par rapport à l'écliptique et aux planètes intérieures (les parties les plus sombres des orbites sont au-dessus de l'écliptique).

Méthode de drift-scan pour l'occultation d'étoiles par des astéroïdes

Philippe Deverchère — 2006-10-12T19:47:36Z

Introduction

Le "drift-scan" est une technique importante pour observer de manière précise les occultations d'étoiles par des astéroïdes (pour plus de détails, voir l'article Travaux sur les astéroïdes ainsi que le site d'Euraster.net). Cette technique se fonde sur la capacité qu'ont les caméras CCD à produire des images ligne par ligne de manière continue. L'utilisation de cette caractéristique des caméras CCD permet de mesurer de manière précise les instants de disparition et de réapparition d'une étoile lors d'une occultation.

Cet article a pour objectif de décrire la technique du drift-scan au moyen de petits schémas simples qui montrent ce qui se passe lors de la phase d'acquisition d'un drift-scan avec une caméra CCD. Afin de simplifier, on supposera que l'on possède une caméra CCD avec 10 lignes de pixels et que l'on réalise un drift-scan pour surveiller la luminosité d'une étoile grossièrement centrée sur la matrice CCD. On supposera qu'un astéroïde éclipse l'étoile pendant une brève période de temps et que l'on cherche à connaître de manière précise les instants de disparition et de réapparition de l'étoile.

Analyse pas à pas de la construction du drift-scan

Analysons pas à pas comment notre drift-scan se construit au fur et à mesure que les lignes de pixels sont envoyées par la caméra en direction du PC qui la contrôle.


Figure 1	Le premier schéma (Figure 1) montre notre étoile à peu près centrée sur la matrice CCD. On a défini la largeur de notre zone de drift-scan (en pointillés sur la figure) et les pixels en dehors de cette zone seront ignorés. A l'instant t=S, on expose notre première image. La durée de l'exposition est notée τ. Le drift-scan est pour l'instant vide, c'est à dire qu'il n'a reçu aucune ligne de la part de la caméra CCD. Le buffer qui reçoit chaque ligne constituant l'image de drift-scan est en bas de la matrice CCD.

Figure 1

Le premier schéma (Figure 1) montre notre étoile à peu près centrée sur la matrice CCD. On a défini la largeur de notre zone de drift-scan (en pointillés sur la figure) et les pixels en dehors de cette zone seront ignorés. A l'instant t=S, on expose notre première image. La durée de l'exposition est notée τ. Le drift-scan est pour l'instant vide, c'est à dire qu'il n'a reçu aucune ligne de la part de la caméra CCD. Le buffer qui reçoit chaque ligne constituant l'image de drift-scan est en bas de la matrice CCD.


Figure 2	A l'instant S+τ (Figure 2), toutes les lignes de la caméra CCD sont décalées d'une position vers le bas la matrice. L'image de l'étoile qui se trouvait sur la ligne 5 du CCD est transposée sur la ligne 6. La ligne 5 est alors une nouvelle fois exposée et elle reçoit à nouveau la lumière de l'étoile. Notre image de drift-scan, quant à elle, a reçu sa première ligne qui est arrivée dans le buffer en bas du CCD (numérotée en bleu sur la gauche). Cette première ligne du drift-scan correspond à la 10ème ligne de la caméra exposée à l'instant S. On note donc cette première ligne du drift-scan : 10 [S] On remarque que notre drift-scan ne voit pas encore l'étoile puisque la ligne du CCD possédant de l'information sur l'étoile n'a pas encore atteint le bas de la matrice CCD.

Figure 2

A l'instant S+τ (Figure 2), toutes les lignes de la caméra CCD sont décalées d'une position vers le bas la matrice. L'image de l'étoile qui se trouvait sur la ligne 5 du CCD est transposée sur la ligne 6. La ligne 5 est alors une nouvelle fois exposée et elle reçoit à nouveau la lumière de l'étoile.

Notre image de drift-scan, quant à elle, a reçu sa première ligne qui est arrivée dans le buffer en bas du CCD (numérotée en bleu sur la gauche). Cette première ligne du drift-scan correspond à la 10ème ligne de la caméra exposée à l'instant S. On note donc cette première ligne du drift-scan :

10 [S]

On remarque que notre drift-scan ne voit pas encore l'étoile puisque la ligne du CCD possédant de l'information sur l'étoile n'a pas encore atteint le bas de la matrice CCD.


Figure 3	A l'instant S+2τ (Figure 3), un nouveau décalage a lieu sur les lignes de la caméra et le drift-scan a reçu une seconde ligne notée : 9 [S] + 10 [S+τ] Il s'agit en effet d'une combinaison de l'exposition de la ligne 9 du CCD à l'instant S et de l'exposition de la ligne 10 à l'instant S+τ (cette ligne a donc subi deux expositions d'une durée τ). L'étoile n'apparaît toujours pas sur le drift-scan. Sur la matrice de la caméra CCD, l'image de l'étoile prise à l'instant S continue de « voyager » vers le bas.

Figure 3

A l'instant S+2τ (Figure 3), un nouveau décalage a lieu sur les lignes de la caméra et le drift-scan a reçu une seconde ligne notée :

9 [S] + 10 [S+τ]

Il s'agit en effet d'une combinaison de l'exposition de la ligne 9 du CCD à l'instant S et de l'exposition de la ligne 10 à l'instant S+τ (cette ligne a donc subi deux expositions d'une durée τ). L'étoile n'apparaît toujours pas sur le drift-scan. Sur la matrice de la caméra CCD, l'image de l'étoile prise à l'instant S continue de « voyager » vers le bas.


Figure 4	A l'instant S+6τ (Figure 4), l'image de l'étoile apparaît enfin sur le drift-scan à la ligne 6 ! Cette ligne est la combinaison de 6 expositions, la première de ces expositions étant celle de la ligne 5 du CCD à l'instant S (en rouge sur la figure) et la dernière étant celle de la ligne 10 du CCD à l'instant S+5τ. Cette ligne 6 du drift-scan représente donc l'image de notre étoile à l'instant S. Elle témoigne de ce qui s'est passé à l'instant S pour notre étoile et on fera donc un lien entre cette ligne du drift-scan et l'instant S (en vert à gauche du drift-scan sur la figure).

Figure 4

A l'instant S+6τ (Figure 4), l'image de l'étoile apparaît enfin sur le drift-scan à la ligne 6 ! Cette ligne est la combinaison de 6 expositions, la première de ces expositions étant celle de la ligne 5 du CCD à l'instant S (en rouge sur la figure) et la dernière étant celle de la ligne 10 du CCD à l'instant S+5τ.

Cette ligne 6 du drift-scan représente donc l'image de notre étoile à l'instant S. Elle témoigne de ce qui s'est passé à l'instant S pour notre étoile et on fera donc un lien entre cette ligne du drift-scan et l'instant S (en vert à gauche du drift-scan sur la figure).


Figure 5	A l'instant S+7τ (Figure 5), une nouvelle ligne est ajoutée au drift-scan et cette ligne contient l'information sur l'étoile obtenue sur la ligne 5 du CCD à l'instant S+τ. (en rouge sur la figure). La ligne 7 du drift-scan possède donc de l'information sur l'étoile à l'instant S+τ (en vert sur la figure). On voit donc que notre drift-scan apporte des informations sur notre étoile avec un décalage correspondant au nombre de lignes qui séparent notre étoile du bas de la matrice CCD. Dans notre cas, il s'agit de 5 lignes. Imaginons maintenant que notre étoile subit une courte occultation et voyons ce qui va se passer sur notre drift-scan. Pour simplifier l'explication, on supposera que l'occultation se produit exactement sur une durée τ à l'instant S+10τ.

Figure 5

A l'instant S+7τ (Figure 5), une nouvelle ligne est ajoutée au drift-scan et cette ligne contient l'information sur l'étoile obtenue sur la ligne 5 du CCD à l'instant S+τ. (en rouge sur la figure). La ligne 7 du drift-scan possède donc de l'information sur l'étoile à l'instant S+τ (en vert sur la figure).

On voit donc que notre drift-scan apporte des informations sur notre étoile avec un décalage correspondant au nombre de lignes qui séparent notre étoile du bas de la matrice CCD. Dans notre cas, il s'agit de 5 lignes.

Imaginons maintenant que notre étoile subit une courte occultation et voyons ce qui va se passer sur notre drift-scan. Pour simplifier l'explication, on supposera que l'occultation se produit exactement sur une durée τ à l'instant S+10τ.


Figure 6	A l'instant S+10τ (Figure 6), l'étoile est occultée et n'apparaît donc pas sur la ligne 5 de la matrice CCD. L'image de l'étoile continue à apparaître sur les lignes du drift-scan du fait du décalage provoqué par le « voyage » de l'image de l'étoile vers le bas du CCD.


Figure 7	A l'instant S+11τ (Figure 7), l'étoile réapparaît sur la ligne 5 de la matrice CCD. Le « trou » maintenant présent sur la ligne 6 de la matrice CCD n'a pas encore atteint le bas de la matrice CCD et n'apparaît donc pas encore dans le drift-scan.


Figure 8	A l'instant S+15τ (Figure 8), notre « trou » a atteint le bas de la matrice CCD et se prépare à entrer dans le drift-scan.


Figure 9	A l'instant S+16τ (Figure 9), le « trou » (l'occultation) est entrée dans le drift-scan. On constate bien que cette 16ième ligne du drift scan contient de l'information (en l'occurrence une information d'occultation) qui a été acquise à l'instant S+10τ.


Figure 10	Quelques acquisitions plus tard, par exemple à l'instant S+19τ (Figure 10), notre drift-scan montre que l'occultation est terminée et que l'étoile est réapparue à l'instant S+11τ.

Ce petit exercice montre que l'analyse du drift-scan va nous permettre de mettre en correspondance une ligne donnée du drift-scan avec l'instant de début de l'acquisition. Dans notre petit exemple, on met en correspondance la ligne 6 du drift-scan avec l'instant S. On peut dire qu'en quelque sorte on a « étalonné » notre drift-scan puisque l'instant S est supposé connu (c'est l'heure exacte de démarrage de l'acquisition du drift-scan correspondant à l'ouverture de l'obturateur de la caméra CCD).

Une fois cet étalonnage réalisé, la mesure des lignes du drift-scan où l'étoile disparaît puis réapparaît va nous permettre de calculer les instants exacts de début et de fin d'occultation. Dans notre exemple, l'étoile disparaît à l'instant S + 10τ car on compte 10 lignes où l'étoile est visible avant de disparaître. De même, l'étoile réapparaît à l'instant S + 11τ.

L'image ci-dessous montre une image typique d'un drift-scan obtenu lors de l'occultation très franche d'une étoile par un astéroïde :

Image de drift-scan

On voit qu'une autre étoile faible est visible en dessous de la trace principale de l'étoile occultée, mais celle-ci sera ignorée lors du traitement de l'image de drift-scan.

Analyse du profil photométrique

Voyons un peu plus en détail comment extraire les informations d'occultation de l'image de drift-scan. La première chose à faire est de dériver de l'image de drift-scan un profil photométrique qui a l'allure suivante :

Figure 11

L'axe horizontal représente les lignes du drift-scan, c'est-à-dire l'échelle de temps (en effet, comme on l'a vu dans la première partie de l'article, le drift-scan produit des lignes selon un intervalle fixe qui est le temps d'intégration de chaque ligne de l'image sur le CCD. Chaque ligne peut donc être associée à un instant unique). L'axe vertical représente l'intensité lumineuse mesurée sur chaque ligne au niveau de l'étoile que l'on étudie (d'où le nom de profil photométrique).

Dans la première partie du profil, l'étoile n'est pas présente et la valeur photométrique est très basse. A un certain moment (i.e. à une certaine ligne), l'étoile apparaît sur le drift-scan et le profil photométrique monte brusquement. La connaissance de cet instant et de la ligne correspondante est fondamentale car cela permet d'étalonner notre mesure.

A un instant donné, le signal photométrique chute. C'est l'occultation. Après un certain temps, le signal remonte et l'occultation est terminée.

La connaissance des heures de début et de fin du drift-scan ainsi que du nombre de lignes du drift-scan permettent de calculer le temps de ligne τ, c'est-à-dire le temps d'intégration séparant l'arrivée de deux ligne successives dans l'image de drift-scan. Ce temps de ligne est tout simplement la différence des deux instants de fin et de début du drift-scan (tf - ti) divisé par le nombre de lignes N du drift-scan.

Notre but est de déterminer le plus précisément possible l'instant d'apparition de l'étoile sur le drift-scan, les instants auxquels commence et se termine l'occultation, ainsi que l'instant auquel se termine le drift-scan. Cela revient donc à déterminer les instants correspondant aux points S, D, R et E sur le profil photométrique.

Pour arriver à ce résultat, le profil photométrique de l'occultation doit être interprété afin d'obtenir :

– La ligne précise correspondant au point S d'apparition de l'étoile sur le drift-scan (c'est l'étalonnage) sachant que l'on connaît l'instant de cet événement (c'est tout simplement l'instant auquel on a réalisé la première image du drift-scan) ;

– La ligne précise correspondant au point D de disparition de l'étoile. On en déduira immédiatement l'instant de cette occultation puisque l'on connaît la ligne du point S et son instant associé, ainsi que le temps de ligne ;

– La ligne précise correspondant au point R de réapparition de l'étoile. On en déduira immédiatement l'instant de cette réapparition puisque l'on connaît la ligne du point S et son instant associé, ainsi que le temps de ligne ;

– La ligne de fin de drif-scan correspondant au point E.

Le calcul précis des lignes correspondant aux points S, D et R fournit bien sûr des valeurs non entières. Ces lignes sont calculées par régression linéaire en utilisant chaque fois 3 points du profil photométrique.

Calcul des instants clés du profil photométrique

Notons xS, xD, xR et xE les abscisses des lignes correspondant aux points S, D, R et E sur le profil photométrique. De plus, notons N le nombre de lignes du drift-scan, ti le temps de démarrage du drift-scan et tf le temps de fin. On a vu que le temps de ligne τ vaut :

τ = (tf - ti)/N

Les instants correspondant aux 4 points S, D, R et E peuvent maintenant être calculés simplement de la manière suivante :

– tS = ti
– tD = ti + (xD - xS)*τ
– tR = ti + (xR - xS)*τ
– tE = tf - xS*τ

En effet, comme on l'a vu dans la première partie de cet article, le temps associé au point S est l'heure de début de drift-scan ti. L'instant tD est obtenu simplement en ajoutant à ti le nombre de lignes entre les points D et S multiplié par le temps de ligne. De la même façon, l'instant tR est obtenu simplement en ajoutant à ti le nombre de lignes entre les points R et S multiplié par le temps de ligne. Enfin, le point E se survient bien à l'instant tf de fin du drift-scan moins le temps de parcours de l'étoile jusqu'au registre CCD (et ce temps vaut xS*τ).

Une autre façon de démontrer la formule donnant le temps tE est de remarquer que :

tE = ti + (xE - xS)*τ

donc tE = ti + xE*τ -xS*τ

or ti +xE*T n'est rien d'autre que tf. Donc :

tE = tf - xS*τ

Conditions pour la réussite d'un drift-scan

Plusieurs conditions doivent être respectées pour qu'une image de drift-scan puisse être correctement interprétée :

– Les lignes du drift-scan doivent être acquises de manière régulière, sans quoi les temps obtenus ne sont plus valides (en effet, les calculs ci-dessus montrent que l'on utilise le temps de ligne pour calculer les durées séparant deux points, et il faut donc bien que chaque ligne soit obtenue de manière très régulière).

– Il faut que la mise en station du télescope soit très bonne. En effet, si cette mise en station est imparfaite et que l'étoile se déplace dans le sens de la hauteur du CCD pendant l'acquisition du drift-scan, cela revient à dire que le décalage (le temps de voyage) de l'étoile par rapport au bas de la matrice CCD varie, rendant les temps calculés inexacts. Il est à noter que les déplacements éventuels de l'étoile dans le sens de la largeur de la matrice CCD sont sans importance puisqu'ils sont corrigés par le traitement qui ramène tout le flux lumineux de l'étoile sur une seule ligne.

– Les instants de début et de fin de drift-scan (ti et tf) doivent être connus de manière très précise.

Le premier point nécessite que l'on dispose d'une caméra CCD dont l'acquisition n'est pas affectée par l'activité de l'ordinateur auquel elle est connectée. C'est le cas par exemple avec une caméra de type Ethernaude qui possède sa propre puissance de calcul pour recevoir les images et qui garantie une acquisition régulière des lignes du drift-scan. Une caméra sur un port parallèle ou un port USB est beaucoup plus sensible à ce type de problème, et il est conseillé de veiller à ce que l'ordinateur pilotant le drift-scan soit entièrement dédié à la tâche d'acquisition (minimum de process, par d'interactions de l'utilisateur). Il faut procéder à des tests de manière à bien vérifier que les lignes sont acquises de manière régulière dans des conditions qui peuvent être répétées.

Le deuxième point peut être adressé en réalisant une image du champ juste avant le drift-scan et une autre image juste après. Si l'on observe que l'étoile s'est déplacée dans le sens de la hauteur du CCD d'un certain nombre de lignes, on peut "recaler" les temps correspondant aux point S, D, R et E en supposant que le déplacement dû à la mauvaise mise en station se fait de manière linéaire au cours du temps (ce qui est probablement assez juste en première approximation). Ainsi, si on a observé un éloignement de 10 lignes pendant les 100 secondes d'un drift-scan, on sait l'on doit enlever t*0.1 lignes sur une mesure de ligne située à l'instant ti+t.

Enfin, le dernier point peut être adressé en utilisant un système GPS couplé à la commande d'obturateur de la caméra CCD, comme c'est le cas par exemple avec le montage EventAude.

Conclusion

Correctement utilisée, la technique du drift-scan constitue un outil puissant pour déterminer les instants d'occultations d'étoiles par des astéroïdes avec une precision de l'ordre de quelques centièmes de seconde. Cette technique demande toutefois une très bonne maîtrise des conditions expérimentales et beaucoup d'entraînement pour être prêt le jour J !

D'autres articles décrivant la manipulation expérimentale et des comptes-rendus d'observations seront publiés dans les semaines et les mois à venir.

Observation de protubérances solaires et traitement des images - 19 mai 2005

Philippe Deverchère — 2005-05-28T09:25:21Z

Introduction

Cet article décrit pas à pas toutes les étapes nécessaires au traitement d'une série de 100 images du Soleil prises sur une lunette solaire de type Coronado PST avec une Webcam Philips ToUcam Pro non modifiée placée au foyer de la lunette. Les observations se sont déroulées à l'observatoire de Visker et ont été réalisées par Philippe Deverchère et Jean Caquel.

Conditions de l'observation

Les 50 images ont été acquises le jeudi 19 mai 2005 à 17h08 TU. Après une belle journée, il y avait un léger voile de nuages en altitude. Une jolie protubérance avait été observée à l'oculaire du PST durant tout l'après-midi.

Matériel et logiciel

Le Coronado PST est une petite lunette solaire de 40mm d'ouverture et de 400mm de longueur focale (F/10). Elle était montée sur une monture Vixen GP-DX pilotée par un SkySensor 2000PC, lui-même connecté à un PC sous Windows 2000. Le logiciel C2A pour Windows

http://www.astrosurf.com/c2a/

était utilisé pour contrôler les mouvements du télescope.
La fonction d'acquisition « à la volée » d'Iris

http://www.astrosurf.org/buil/iris/iris.htm

a été utilisée pour acquérir les 100 images à l'aide d'une Webcam Philips ToUcam Pro non modifiée placée au foyer de la lunette. Il est à noter que la bague allonge de la lunette PST doit être enlevée pour permettre de focaliser sur la Webcam (cette manoeuvre peut parfois être un peu délicate car la bague est légèrement « collée » au châssis de la lunette).

L'image ci-dessous montre la lunette installée sur la monture GP/DX :

Observation en H-alpha

Les observations réalisées avec la lunette Coronado PST sont faites à une longueur d'onde bien particulière : la raie H-alpha. Il s'agit d'une raie d'émission du spectre solaire, centrée à 656,2 nm dans la partie rouge du spectre visible. Cette raie correspond à la première transition électronique de l'atome d'hydrogène dans la série de Balmer. C'est autour de cette longueur d'onde que sont généralement acquises les images du Soleil montrant les taches solaires, les protubérances, les facules et les filaments.

Tous ces phénomènes surviennent dans la chromosphère qui est la couche située juste au-dessus de la photosphère. Cette couche irrégulière possède une épaisseur moyenne de quelques milliers de kilomètres. La température dans la chromosphère varie de 6000°C à plus de 20000°C dans les parties les plus chaudes. Ce sont ces températures élevées qui provoquent des émissions importantes dans la raie H-alpha. Le chauffage de la chromosphère est dû à des transferts complexes d'énergie où les champs magnétiques jouent un rôle important et ces phénomènes sont encore mal compris.

Il est à noter que la chromosphère est aussi visible à une autre longueur d'onde, celle de la raie du Calcium ionisé Ca II (ionisé une fois) qui se situe dans la partie violette du spectre solaire à 393,4 nm (raie K du Calcium ionisé).

Traitement des images

Le traitement des images décrit dans cet article a été réalisé avec la version 4.33 du logiciel Iris. Ce logiciel est téléchargeable sur

http://www.astrosurf.com/buil.

Le but du traitement est d'additionner les 100 images du Soleil afin de révéler le plus de détails possible des protubérances. Il va falloir au préalable aligner les images pour rendre leur cumul possible. Après le processus d'addition, un masque flou sera appliqué à l'image résultante afin d'améliorer le contraste.

Les images brutes ayant servi au traitement (sun_1.fit à sun_100.fit) peuvent être téléchargées ici afin de reproduire les étapes du traitement décrit dans cet article.

Réglages du logiciel Iris

Avant de commencer le traitement des images, il convient de paramétrer correctement le logiciel Iris. Il faut pour cela utiliser la commande « Réglages... » du menu « Fichier ». Dans la boîte de dialogue affichée, il faut sélectionner le type de fichier « FIT » et positionner correctement le chemin du répertoire de travail (qui doit être le répertoire où se trouvent les 100 images du Soleil que l'on souhaite traiter). Iris mémorise ces paramètres d'une session à l'autre.

Normalisation du niveau médian du fond de ciel

La première étape consiste à « normaliser » le fond de ciel de la série des 100 images. En effet, la fonction d'alignement des images (en vue de leur addition) fonctionne mieux quand le niveau du fond de ciel est le même (et de préférence proche de zéro) pour toutes les images de la série.

Pour normaliser le niveau médian du fond de ciel de chaque image de la série, il faut procéder comme suit :

– Charger la première image de la série sun_1.fit. On peut utiliser le menu pour réaliser cette opération ou bien taper la commande suivante (après avoir fait apparaître la fenêtre de la ligne de commande accessible à l'aide d'un bouton de la barre d'outils) :

load sun_1

– On peut alors ajuster les seuils de visualisation pour voir le disque solaire et la protubérance de la première image. Le seuil bas peut être mis à 0 et le seuil haut à 500.

– Il faut maintenant définir la zone de l'image qui sera utilisée par Iris pour calculer l'offset à appliquer au fond de ciel. Cette zone doit bien sûr être située en dehors du disque solaire. Avec le bouton gauche de la souris, traçons un rectangle dans la partie inférieure droite de l'image.

– On est prêt alors à lancer la commande qui va analyser une à une chaque image de la série dans la zone définie à la souris et appliquer l'offset adapté pour amener le fond de ciel à une valeur proche de zéro. La commande à utiliser est la suivante :

noffset3 sun_ offset_ 0 100

Cette commande indique que l'on souhaite réaliser la normalisation sur la série d'images dont le nom commence par « sun_ », que les images résultantes auront le préfixe « offset_ », que l'on souhaite amener le fond de ciel à une valeur proche de 0 et enfin qu'il y a 100 images à traiter dans la série (ouf...). Iris va donc traiter toutes les images de sun_1.fit à sun_100.fit.

Les images offset_1.fit à offset_100.fit sont crées dans le même répertoire que celui qui contient les images brutes.

Registration des images

La seconde étape consiste à décaler les images de manière à les aligner et à rendre leur addition possible. En effet, du fait des turbulences atmosphériques et d'un suivi sidéral possiblement imparfait pendant la prise des images, il est nécessaire de décaler légèrement les images pour les rendre superposables. Le processus de registration peut s'opérer de la façon suivante :

– On charge la première image de la série des images offset que l'on a produite pendant la première étape. On lance pour cela la commande :

load offset_1

On peut alors ajuster les seuils de visualisation pour faire apparaître les protubérances (par exemple 0 pour le seuil bas et 500 pour le seuil haut).

– Il faut maintenant indiquer à Iris le centre de la zone qui servira à « recaler » les images entre elles. Il est conseillé de prendre une zone où se situent les détails de l'image que l'on souhaite mettre en valeur. Dans notre cas, il faut dessiner avec le bouton gauche de la souris un rectangle autour des deux protubérances visibles dans l'image non traitée. La taille du rectangle n'a pas d'importance, seul son centre est pris en compte.

– Une fois le rectangle autour de la protubérance principale dessiné, il faut lancer la registration sur toutes les images de la série des offsets à l'aide de la commande suivante :

pregister offset_ reg_ 128 100

Cette commande indique que l'on souhaite « registrer » une série d'images dont le nom commence par « offset_ », que les images résultantes auront le préfixe « reg_ » et qu'il y a 100 images dans la série. La valeur 128 est la taille de la sous image utilisée pour faire le calcul d'auto corrélation. Cette sous image est centrée sur le centre de la zone rectangulaire que l'on a définie à la souris. Iris impose que cette valeur soit une puissance de 2. Dans notre cas, 128 est une valeur correcte car elle fournit une sous image qui couvre toute la zone intéressante de la protubérance.

Il est à noter que la commande « pregister » est préférée à la commande « pregister2 » (une autre commande disponible dans Iris) car il y a très peu de changement entre 2 images successives de la série des 100 images. Si la protubérance évoluait très rapidement sur la durée de l'observation, on pourrait alors utiliser la commande « pregsiter2 ».

Une fois la commande de registration lancée, les 100 images reg_1.fit à reg_100.fit sont créées dans le même répertoire que les images brutes.

Addition des images

Puisque les images ont été correctement recentrées, on peut maintenant les additionner à l'aide de la commande suivante :

add2 reg_ 100

Cette commande indique à Iris qu'il faut ajouter les 100 images qui ont pour préfixe « reg_ ». L'image résultante s'affiche alors dans Iris et on peut ajuster les seuils de visualisation à 0 (seuil bas) et 8000 (seuil haut). Il est possible d'afficher le négatif de l'image en utilisant le bouton d'inversion dans l'outil d'ajustement des seuils d'Iris (c'est le bouton le plus à droite de la fenêtre d'outils). On voit alors très nettement apparaître la protubérance en forme d'arche qui n'apparaissait pas jusqu'à présent sur les images individuelles.

Il faut maintenant sauvegarder l'image résultante avant de commencer à la traiter. On peut par exemple utiliser la commande :

save image_add

qui permet de créer le fichier image_add.fit dans le répertoire de travail.

Amélioration du contraste

Il est possible maintenant d'améliorer le contraste de l'image à l'aide d'un masque flou. Il s'agit d'un filtre passe-haut qui accentue les hautes fréquences de l'image et augmente le contraste de l'image.

On peut appliquer le masque flou à l'aide de la commande « Masque flou... » du menu « Traitement » ou bien lancer la commande suivante sur la ligne de commande :

unsharp 2 1.5 1

Il faut faire attention de ne pas appliquer un traitement trop agressif qui « dénaturerait » l'image en faisant apparaître des détails qui n'existent pas en réalité sur l'image. Avec les valeurs suggérées ci-dessus, on voit bien apparaître les deux petites arches dans la protubérance principale. On voit aussi apparaître d'autres petites protubérances sur le disque solaire.

Il faut maintenant sauvegarder l'image traitée. On peut par exemple utiliser la commande :

save image_unsharp

qui permet de créer le fichier image_unsharp.fit dans le répertoire de travail.

Eclipse artificielle

Une manière d'accroître un peu plus la « visibilité » des protubérances est de réaliser une « éclipse artificielle », c'est-à-dire de supprimer de l'image le disque solaire et de ne laisser apparent que la périphérie correspondant à la chromosphère. Iris possède une commande permettant de réaliser très facilement cette opération.

– Commençons par sélectionner une zone rectangulaire avec le bouton gauche de la souris qui couvre au maximum le disque solaire. Cette zone rectangulaire va permettre à Iris de réaliser le calcul du centre du cercle solaire ainsi que son rayon. L'image ci-dessous montre comment procéder :

– Il faut maintenant sélectionner un niveau qui sera utilisé par Iris pour déterminer le contour du disque solaire. Si ce niveau est élevé, la limite sera légèrement à l'intérieur du disque solaire. Si il est faible, elle aura tendance à être un peu à l'extérieur. En déplaçant la souris sur la limite du disque solaire (Iris affiche la valeur du pixel survolé par la souris dans la zone de dialogue en bas à droite de la fenêtre principale), on se rend compte que la valeur 6000 semble bien adaptée (on peut réaliser plusieurs essais pour le vérifier). On peut alors lancer la commande qui va permettre de déterminer les caractéristiques du disque solaire :

circle 6000

En retour, on obtient les coordonnées du centre du disque (qui se trouve à l'extérieur de l'image) ainsi que son rayon. On pourra par exemple obtenir :

X=318.91 Y=577.90 R=329.44

Il est à noter que le diamètre calculé est aussi affiché sur l'image.

– Les caractéristiques du disque étant connues, on peut lancer la commande qui va supprimer la partie interne disque solaire :

disk1 318.91 577.90 329.44

où les 3 valeurs passées en paramètres correspondent aux coordonnées du centre du cercle (X puis Y) et à son rayon (R).

L'image obtenue est la suivante :

On peut maintenant sauver l'image montrant l'éclipse artificielle :

save image_eclipse

Création d'un profil polaire

Iris donne la possibilité intéressante de transformer l'image circulaire du disque solaire en une image en coordonnées polaires où le limbe solaire est présenté linéairement.

La commande à appliquer à l'image image_eclipse.fit est la suivante :

rec2pol 318.91 577.90 400 0.15

Les 2 premiers paramètres sont les coordonnées du centre du disque solaire précédemment calculés (X et Y). Le paramètre 400 représente « l'épaisseur » en pixels de la vue polaire. Il faut utiliser une valeur un peu supérieure au rayon du disque solaire. Comme ce rayon vaut environ 329 pixels, on peut utiliser la valeur 400 pour voir la protubérance dépasser du disque. Enfin, le paramètre 0.15 représente l'échelle en degrés par pixel du profil polaire (c'est-à-dire le nombre de degrés de la circonférence solaire que représentera chaque pixel de l'image résultante). Afin de ne pas déformer la protubérance, on peut utiliser une valeur de 1,5 degrés par pixel. Tout le profil solaire tiendra donc sur 540 pixels (360 * 1,5).

Une fois la commande appliquée, on obtient une longue bande verticale qu'il faut « fenêtrer » pour récupérer la partie intéressante (attention de bien faire défiler l'image verticalement pour faire apparaître cette zone). La commande de fenêtrage est la suivante (on ne cherche pas ici à obtenir les 360° du périmètre solaire mais seulement la zone où se trouvent les protubérances principales) :

window 396 158 292 798

On peut ensuite réaliser une rotation pour obtenir une vue horizontale de l'image. Pour cela, il suffit d'inverser les axes X et Y à l'aide de la commande :

mirrorxy

Voici l'image obtenue :

Un nouveau masque flou appliqué à cette image permet de mieux visualiser une petite protubérance sur la gauche de l'image :

Conclusion

La lunette solaire Coronado PST permet de prendre facilement de très bonnes images de la chromosphère solaire pour une prix très compétitif (les filtres H-alpha sont traditionnellement chers). De plus, le logiciel Iris possède toutes les fonctionnalités permettant de traiter facilement les images prises avec une simple Webcam.

On peut donc facilement surveiller l'activité solaire et, avec un peu de méthode, visualiser l'évolution des protubérances sur des périodes de quelques heures à quelques jours. On peut aussi s'intéresser aux détails de la surface du disque en réglant correctement la bande passante de la lunette Coronado et en appliquant des traitements adaptés.

Observation de la Lune sur le T305 de Visker à l'aide d'une Webcam - 19 mars 2005

Philippe Deverchère — 2005-03-29T23:47:47Z

Cet article décrit pas à pas toutes les étapes nécessaires au traitement d'une série de 25 images de la Lune prises sur le T305 à Visker le 19 mars 2005 avec une Webcam Philips ToUcam Pro non modifiée placée au foyer du télescope. Les observateurs étaient Jean Caquel et Philippe Deverchère.

Les vues ont été prises en séquence sur une période de quelques secondes à 20h22 TU le 19 mars 2005. La fonction d'acquisition « à la volée » d'Iris a été utilisée pour acquérir les 25 images (à noter qu'il serait préférable d'acquérir les images individuellement et de ne retenir que les meilleures). La Lune avait une phase de 69% ce soir là. La zone choisie pour la première image de cet article est celle de Mare Imbrium avec la cratère Plato et les chaînes de montagnes Montes Alpes et Montes Apenninus.

Les images brutes ayant servi au traitement (« lune_1.fit » à « lun_25.fit ») peuvent être téléchargées ici afin de reproduire les étapes décrites dans cet article (et même obtenir de meilleurs résultats !).

Dans cet article, on compare aussi l'image obtenue sur le T305 avec une autre image obtenue sur un Maksutov de 115mm avec la même Webcam.

Enfin, d'autres images de la Lune réalisée la même nuit ont été traitées et sont montrées ici.

1. Traitement des images

Réglage du logiciel Iris

Avant de lancer le traitement des images, il faut paramétrer correctement le logiciel Iris (qui est téléchargeable sur http://www.astrosurf.com/buil). Il faut utiliser pour cela la commande « Réglages... » du menu « Fichier ». Dans la boîte de dialogue affichée, il faut sélectionner le type de fichier « FIT » et positionner correctement le chemin du répertoire de travail (qui doit être le répertoire où se trouvent les 25 images de la Lune que l'on souhaite traiter). Iris mémorise ces paramètres d'une session à l'autre.

Il est à noter que de nombreuses commandes du logiciel Iris nécessitent que les images soient numérotées dans l'ordre croissant en commençant par « 1 ». Il ne faut pas utiliser de notation où l'index est complété par un ou plusieurs « 0 ». Par exemple, le premier fichier de notre séquence doit être nommé « lune_1.fit » et pas « lune_01.fit ». C'est d'ailleurs tout à fait dommage car cela empêche de voir les images triées par ordre alphabétiques dans l'explorateur Windows... (voici une remarque à transmettre au concepteur du logiciel Iris, Christian Buil).

Recentrage des images

La première chose à faire est de décaler les 25 images de manière à ce qu'elles puissent être ensuite additionnées. Iris réalise le décalage de chaque image en prenant comme référence un détail contrasté présent sur toutes les images. Idéalement il faut utiliser une étoile pas trop brillante... Dans notre cas, nous utiliserons un détail sur la surface de la Lune. Le processus de recentrage peut être fait d'une manière très simple dans Iris.

On charge tout d'abord la première des 25 images de la série (lune_1.fit).

Sur cette première image, on dessine alors à la souris un rectangle autour d'un petit cratère ou d'un pic isolé. Ce rectangle doit être assez grand afin de permettre le déplacement de l'image la plus décalée de la série. Dans notre cas, les images sont peu décalées et le rectangle peut être relativement petit. A l'usage, il semble que le meilleur repère à utiliser sur ces images de la Lune est le petit pic brillant en haut et à gauche de l'image (pic surmonté d'une ombre rasante).

On lance ensuite la commande suivante depuis l'éditeur de commande Iris :

register lune_ temp_ 25

Cette commande a pour effet de créer 25 images (de temp_1.fit à temp_25.fit) à partir des 25 images de départ (lune_1.fit à lune_25.fit). Ces images se trouvent dans le même répertoire que le répertoire de départ.

On peut vérifier le résultat en chargeant quelques unes des images temporaires produites. On peut aussi utiliser la commande « Animation... » du menu « Visualisation » pour faire défiler à l'écran toutes les images temporaires et vérifier qu'elles sont bien alignées.

Somme des 25 images

Il s'agit maintenant de sommer les 25 images qui ont été recalées. Il suffit de lancer la commande :

add2 temp_ 25

L'image résultante est alors affichée. On peut régler le seuil haut à 7000 et le seuil bas à 500 environ de manière à avoir une bonne visualisation du résultat. On sauve l'image obtenue en tapant la commande :

save 01_somme_des_25_images_recentrées

Il est conseillé d'utiliser des noms de fichier parlants et de numéroter les fichiers selon l'ordre des étapes de traitement.

Traitement par ondelettes de l'image résultante

Le traitement par ondelettes donne les meilleures résultats sur des images de la Lune prises avec une Webcam. Le résultat est plus satisfaisant qu'avec un masque flou.

Plutôt que d'utiliser directement la ligne de commande d'Iris, il est plus simple dans ce cas là d'utiliser la boîte de dialogue accessible au travers de la commande « Ondelettes... » du menu « Traitement ». Dans cette boîte de dialogue, on améliore le contraste de l'image en travaillant sur les détails fins. On peut positionner par exemple le curseur très fin à 3, le curseur fin à 2 et le curseur moyen à 1.5. Il est bien sûr possible d'utiliser d'autres valeurs selon le résultat que l'on cherche à obtenir.

La netteté de l'image est alors fortement améliorée. On peut régler les seuils de visualisation à 9000 et 0 pour avoir une vue très contrastée.

L'image résultante est alors sauvée en utilisant la commande :

Save 02_image_finale

L'image finale obtenue est la suivante :

On y distingue bien le cratère Plato sur la droite, les chaînes de montagnes Alpes et Apenninus, le cratère Archimedes (Archimède) et le cratère bien net de Timocharis un peu plus haut dans l'image.

La figure suivante permet de repérer les principales formations et cratères sur l'image. On y voit aussi le site d'alunissage d'Apollo 15.

2. Comparaison du T305 avec un Maksutov de 115mm

La même nuit, et en utilisant la même Webcam, une série de 11 images a été réalisée sur la même zone de la Lune avec un petit télescope Maksutov de 115mm de diamètre. Ces images ont été sélectionnées individuellement pour leur qualité au moment de la prise de vue. Un traitement identique à celui décrit ci-dessus a été appliqué à ces 11 images (recentrage, somme et traitement par ondelettes). Un masque flou a été appliqué en plus à la fin du traitement afin d'accroître le contraste. L'image résultante est la suivante :

On peut observer un certain nombre de choses en observant ces deux images :

o Le champ sur le Maksutov est plus petit que sur le T305 !

o La qualité de l'image est bien moindre avec le Maksutov, ce qui n'est pas tout à fait étonnant (20cm d'écart sur le diamètre, ça joue tout de même...). Le champ est plus grand sur l'image du T305 mais on voit malgré tout plus de détails.

o Les images sont plus décalées dans le cas du Maksutov (on le voit en regardant le bord gauche de l'image), ce qui s'explique par le fait que la prise de vue s'étalait sur une durée plus longue et que le suivi Lunaire n'était pas parfait.

3. Autres images prises avec le T305

D'autres images de la Lune on été prises la même nuit avec la Webcam au foyer du T305.

On voit sur cette image le cratère Copernicus (en bas à la limite du limbe) et le cratère Eratosthenes un peu plus haut à gauche. On reconnaît la chaîne de montagne des Apennins qui part vers le haut et la gauche de l'image ainsi que le site d'alunissage d'Apollo 15. Le traitement des 25 images ayant servi à la confection de cette vue a été réalisé selon la même méthode que celle expliquée plus haut.

Cette vue, similaire à la première, montre le cratère Plato (an bas à gauche), Vallis Alpes et les 2 cratères Aristoteles et Eudoxus situés au dessus de Montes Alpes et Montes Caucasus. Le même type de traitement que précédemment a été réalisé pour obtenir cette vue.

Cette vue montre l'autre côté du limbe vers le pôle Sud de notre satellite. On y voit Clavius (en haut à gauche avec les 3 cratères plus petits inclus dans le cratère principal) et en bas à gauche de ce cratère, Moretus avec son pic central caractéristique.

Une autre image de la même zone mais avec le cratère Tycho (en haut et au centre) lui aussi parfaitement reconnaissable avec son pic central bien mis en valeur par le jeu d'ombre.

4. Conclusion

Ces images, prises avec une simple caméra Webcam non modifiée à quelques dizaines d'Euros, montre tout le potentiel du télescope de 305mm de l'Observatoire de Visker. L'étape suivante est de réaliser des poses plus longues avec une caméra CCD ou un APN sur des objets de faible magnitude.

Observation de Toutatis lors de sa conjonction avec l'étoile SAO117887 le 14 décembre 1992

Jean Caquel, Philippe Deverchère — 2005-03-18T17:29:14Z

Introduction

Une série de 32 images CCD ont été prises avec la caméra CCD du Club Astro Tarbais dans la nuit du 13 au 14 décembre 1992 entre 1h35 et 1h49 TU à l'observatoire du Pic du Midi. La caméra (matrice Thomson 7852, 145 x 221 pixels) était montée au foyer du T60 en configuration Newton (2100 mm de focale, 600 mm de diamètre).

Le but de l'étude présentée ici est de déterminer la distance angulaire entre Toutatis et l'étoile SAO117887 lors de la conjonction. En effet, un calcul du Bureau des Longitudes et de Jean Lecacheux de l'Observatoire de Meudon prévoyait une séparation angulaire minimale entre les deux astres de 32" d'arc à 1h41,9 TU le 14 décembre 1992.

La valeur de 32" d'arc a été calculée en faisant l'intégration numérique pas à pas de la trajectoire de Toutatis, avec comme conditions initiales les éléments osculateurs pour le 13.0 janvier 1993 prédits dès novembre 1992 par D.K.Yeomans du Jet Propulsion Laboratory (Yeomans a analysé toutes les observations connues entre la pré-découverte de 1934 et septembre 1992). De plus, la valeur de 32" inclut la correction de parallaxe due aux coordonnées géographiques et à l'altitude du Pic du Midi.

Présentation du problème

Pour toutes les images, le temps de pose était de 10 secondes. La figure ci-dessous schématise l'étoile SAO ainsi que les deux positions extrêmes de Toutatis relevées durant les prises de vues :

position (1) : Toutatis observé à 1h35m29s

position (2) : Toutatis observé à 1h49m46s

position (3) : position de Toutatis à la conjonction

L'étoile SAO117887 (aussi dénommée PPM156319) a les coordonnées équatoriales suivantes :

Il s'agit d'une étoile variable de type M (rouge). Elle est connue sous la dénomination RR Sextant et sa magnitude varie grossièrement entre 9 et 10,5.

Les heures de prise de vues vont nous permettre de déterminer grossièrement l'instant de la conjonction. De plus, la calibration de l'image à partir des deux positions extrêmes de Toutatis et d'un éphéméride va nous permettre de déterminer la distance angulaire entre Toutatis et l'étoile SAO à cet instant.

Analyse des clichés

L'analyse de la première et de la 32ème et dernière vues donne les côtes relatives suivantes, exprimées en pixels dans le repère de la première image :

position (1) : X = 68,548, Y = 89,081

position (2) : X = 37,274, Y = 140,161

étoile SAO117887 : X = 45,937, Y = 104,367

Ces côtes sont obtenues directement à l'écran à l'aide d'une fonction de détermination du centre d'un objet brillant proposée par le logiciel ASTROL, logiciel développé par François Colas du Bureau de Longitudes.

De la même façon, une analyse des images autour du point de conjonction donne les valeurs suivantes (les côtes sont exprimées dans le repère particulier à chaque image, mais il reste possible de comparer directement les distances relevées entre Toutatis et l'étoile SAO) :

La figure suivante montre la courbe que l'on obtient si l'on reporte les distances (colonne d) en fonction du temps (exprimé en secondes depuis l'instant 1:40:00) :

Un calcul simple permet de déterminer la courbe d'équation

qui passe par trois des six points de la figure. En effet, c'est une courbe de ce type qui décrit la distance en fonction du temps dans le cas où l'on fait l'hypothèse que Toutatis possède une vitesse constante sur une trajectoire rectiligne durant l'intervalle de temps qui nous intéresse. On vérifie que les trois autres points ne s'écartent pas de la courbe de manière significative.

On trouve alors les valeurs suivantes pour les paramètres de l'équation :

Détermination de l'instant de la conjonction

En dérivant l'équation obtenue dans le paragraphe précédent, on trouve que le sommet de la courbe a pour abscisse 85,0 secondes et pour ordonnée 11,17 pixels. On en déduit facilement l'instant de la conjonction :

passage au point (3) : 1h41m25s

La prévision du Bureau des Longitudes et de l'Observatoire de Meudon donne l'instant 1h41m54s.

La différence peut être au moins partiellement expliquée par le fait que la datation des clichés est approximative. En effet, le logiciel d'acquisition enregistre l'heure de sauvegarde du fichier et non l'heure du début ou de fin de pose (chaque pose durant 10 secondes). De plus, on peut raisonnablement supposer que l'horloge interne du système était synchronisée sur l'heure TU à quelques secondes près. Tout cela fait que le résultat obtenu peut être considéré comme satisfaisant.

Détermination de la distance angulaire

Un éphéméride de Toutatis fourni par Jean Lecacheux (cet éphéméride a été préparé par Patrick Rocher du Bureau des Longitudes à l'aide d'un programme d'intégration numérique) donne la position de Toutatis toutes les dix minutes dans la plage horaire qui nous intéresse (pour le site de l'Observatoire du Pic du Midi) :

La calibration du cliché en orientation et échelle peut être réalisée à l'aide de cet éphéméride pour peu que l'on ait une précision suffisante au niveau du relevé des temps pour chacun des clichés. Cette condition n'est pas entièrement réalisée puisque l'on prend en compte l'heure de sauvegarde du fichier par le logiciel d'acquisition d'images. On fera toutefois l'hypothèse que cette précision est suffisante pour le calcul que nous voulons réaliser.

Un cliché de Schmidt calibré avec le PPM de la portion de ciel qui nous intéresse permettrait bien sûr de ne plus faire reposer notre calibration sur le vecteur vitesse de Toutatis et donc d'augmenter la précision de notre détermination de distance angulaire. Il se peut qu'un tel cliché soit disponible dans les mois à venir, auquel cas un nouveau calcul sera entrepris.

A partir de l'éphéméride, on détermine par interpolation que la distance angulaire entre les points (1) et (2) est de 167,23" d'arc. Dans notre système de coordonnées relatives, la distance qui sépare le point (1) du point (2) est de 58,83 pixels.

Dans le paragraphe précédent, nous avons déterminé que la distance qui sépare l'étoile SAO du point (3) est de 11,17 pixels.

On en déduit par une simple règle de trois que la distance angulaire entre l'étoile SAO et le point (3) est de 31,8" d'arc environ. La prévision du Bureau des Longitudes et de l'Observatoire de Meudon donne une distance angulaire de 32" d'arc.

Conclusion

Avec le champ fourni par l'instrument, un pixel de l'image représente environ 2,84" d'arc. L'analyse des différentes imprécisions (obtenues en particulier en déterminant la distance en pixels entre deux étoiles fixes sur plusieurs images) montre que l'on peut s'attendre à une erreur d'environ +/- 0,2 pixels sur le relevé des positions, ce qui induit donc une incertitude d'environ +/- 0,5" d'arc sur la distance angulaire au moment de la conjonction.

En conclusion, on pouvait légitimement s'attendre à trouver une différence de plusieurs secondes d'arc entre la position calculée et la position observée de Toutatis. Le fait de trouver la même valeur (aux incertitudes près) constitue donc une résultat intéressant qui montre que les astronomes de l'Observatoire de Meudon et du Bureau des Longitudes ont maintenant une bonne connaissance de la trajectoire de Toutatis.

Sur la base des mêmes éléments orbitaux qui ont servi au calcul de l'éphéméride présenté dans cette étude, les astronomes ont prédit un passage de Toutatis au plus près de la Terre le 29 septembre 2004 à environ 13h37 TU. Cette prévision fait bien sûr l'hypothèse que l'astéroïde ne verra pas sa trajectoire modifiée en réaction à un dégazage imprévisible.

A cette date, Toutatis sera approximativement à 1,55 million de kilomètres de la Terre, ce qui infirme de façon certaine les prévisions pessimistes (collision entre la Terre et Toutatis) qui ont fait la une des journaux il y a quelques semaines !

Remerciements

Les auteurs tiennent à remercier Jean Lecacheux de l'Observatoire de Meudon et François Colas du Bureau des Longitudes pour l'aide qu'ils leur ont apportés dans la réalisation de ce travail.