Photométrie avec AstroImageJ : une étoile variable

Nous avons passé une partie de la nuit à acquérir des images, que nous avons prétraitées avec notre logiciel préféré ou avec AstroImageJ (voir tutoriel précédent). Nous allons maintenant procéder à l’extraction des données photométriques contenues dans les images et tracer la courbe de lumière de notre cible.

L’étoile que nous avons surveillée est l’étoile variable DY Pegasi, une binaire à éclipse de type SXPHE, dont l’étoile prototypique est SX Phoenicis. DY Peg varie entre la magnitude 10.00 et 10.56 avec une période extrêmement courte : 0.0729 d (105 minutes).

DY Peg :

HD: 218549
BD: BD+16 4877
HIP: 114290
Indice de couleur: 0.33
Classe spectrale: A6.7

J2000 AR: 23h08m51.238s DE:+17°12’55.57″

Il est à noter que DY Peg apparaît juste en avant plan d’une galaxie très faible, répertoriée au NED. Cette galaxie sera bien entendu invisible sur nos images défocalisées.

Ci-dessous, carte de champ Cartes du Ciel, champ 60×60 arcmin environ, magnitude limite 15.5.

Les images ont été acquises en mode défocalisé, à l’aide d’un Canon 650D placé au foyer d’une lunette de 102mm ouverte à FD6 (échantillonnage : 1.38 arcsec par pixel). Le temps de pose unitaire était égal à 181 secondes à 200 Iso. La couche verte, à peu de chose près équivalente à V Johnson, a été extraite et un crop a été effectué sur la zone centrale des images, ceci afin de rendre raisonnable la taille de la série zippée. Cette série est disponible en téléchargement libre sur la page d’accueil de ce tutoriel.

Chargement d’une séquence d’images

Avant toute extraction de données, il faudra, bien évidemment, commencer par charger en mémoire la série d’images « DY Peg », que nous avons stockée dans le répertoire « Observations ». Ces images sont déjà calibrées.

Console AIJ, menu File>Import>Image sequence…

Cliquer sur la première image de la série – par exemple.

Le nombre d’images de la séquence est mis à jour automatiquement lorsque la fenêtre « Sequence options » s’ouvre ; lorsque des sous-répertoires ou autres fichiers sont présents dans le même répertoire que les images, il est nécessaire de modifier le nombre de fichiers images (ici 46), dans la première case de la fenêtre (Number of images). Un système de filtration est proposé (« File name contains » et « Enter pattern »). Entrer « dypeg », ou « dy » dans la case « File name contains ».

Important : la quantité de mémoire nécessaire au chargement des images est indiquée dans le bas de la fenêtre. Ici : 297.2 MB.

Si cette quantité nécessaire est inférieure à la quantité de mémoire allouée à AIJ, tout est pour le mieux ; les images pourront être chargée en un bloc dans la mémoire et le traitement se fera entièrement à partir des fichiers stockés en mémoire, ce qui accélèrera sensiblement le processus.

En revanche, lorsque l’espace mémoire occupé par une série dépasse potentiellement la quantité de mémoire allouée à AIJ, il faut cocher la case « Use virtual stack ». Dans ce cas, seule la première image de la série est réellement chargée en mémoire ; l’analyse des données se fera ensuite avec des appels/stockages disques. Ce sera plus long, mais le système ne plantera pas. Voir la note concernant la gestion de la mémoire, dans le tutoriel précédent.

La fenêtre d’affichage

Une fois la série entièrement (ou partiellement) chargée en mémoire, ce qui ne prend que quelques secondes, la première image de notre séquence apparaît dans la fenêtre d’affichage. Améliorons son aspect en cliquant sur l’icône la plus à droite, juste à côté des loupes (carré noir/blanc), qui ajuste contraste et luminosité automatiquement.

Nous avons placé le pointeur sur notre étoile cible, DY Peg. Ce pointeur peut apparaître sous l’aspect d’une croix rouge, ou de cercles photométriques. Pour activer le mode cercles, il convient d’aller cocher l’option dans le menu Preferences>Show photometer aperture at mouse cursor. Notez toutefois que, quelque soit l’aspect du pointeur (croix ou cercles), celui-ci dispose des mêmes fonctionnalités.

Lorsque l’on déplace le curseur dans l’image, les différents champs de valeurs (position X,Y, Peak etc) visibles au-dessus des icônes sont modifiés en temps réel ; « Value » correspond à la valeur du pixel sur lequel est posé le curseur ; « Peak » correspond à la valeur du pixel le plus élevé à l’intérieur du cercle interne (il s’agit très vraisemblablement du centroïde, dans le cas d’une étoile), et « Int cnts » correspond à la valeur nette du flux dans le cercle interne (= somme des pixels du cercle interne – fond de ciel relevé dans le cercle externe).

L’affichage des barres d’échelle (« 316 pixels ») et du pavé d’orientation (en haut à gauche de l’image) peut être déterminé à l’aide des options du menu View.

Juste sous l’image, une barre de défilement permet d’afficher successivement les différentes images de la séquence (déplacer le curseur). A gauche de la barre de défilement, un petit triangle noir permet de faire jouer les images en mode animation. Un clic droit sur ce triangle permet de régler la vitesse de défilement des images. Pour fixer le contraste et la luminosité des images de toute la série, cocher l’option menu Scale>Autobrightness & contrast.

Le mode animation permet de se faire une assez bonne idée de la qualité des images que nous allons réduire ; nous voyons ici très bien passer des nuages d’altitude pendant la prise de vue, et nous pouvons apprécier la valeur du suivi : pour cette fois, erreur périodique habituelle, et petite approximation dans la mise en station, associées à une faible composante de réfraction tandis que l’étoile cible descendait vers l’horizon, et un fond de ciel en nette hausse (fin de la séquence avec DY Peg vers 16° d’altitude). Nous verrons plus loin l’influence de ces défauts sur la qualité de notre photométrie, et tenterons de les corriger, si possible.

Ci-dessous, addition de notre séquence d’images sous Iris (taille = 50% de l’original). La dérive atteint environ 110 arcsec en 140 minutes de temps, ce qui n’est pas parfait, mais demeure dans les limites de l’acceptable. La monture, mise en station deux jours auparavant a eu le temps de s’enfoncer un peu dans sol meuble et humide de l’hiver. Par ailleurs, nous avions volontairement omis de brancher l’autoguidage, pour évaluer dans quelle mesure AIJ pourrait s’en sortir avec de telles images.

Bien évidemment, en situation réelle, une mise en station parfaite est indispensable, et il est important de conserver la cible sur le même pixel tout au long d’une séance d’acquisition si l’on veut avoir une chance d’approcher la millimagnitude en précision (cas d’un transit d’exoplanète, par exemple), d’où l’intérêt d’une prise en charge de l’erreur périodique ou d’un autoguidage.

Détaillons maintenant les icônes disponibles dans la fenêtre d’affichage.

Icône 1 : Permet la suppression d’une image de mauvaise qualité de la séquence chargée en mémoire ; l’image éliminée n’est pas effacée physiquement du disque.
Icône 2 : Affichage de l’image en négatif.
Icône 3 : Contrôle de l’affichage des annotations. Pour créer/autoriser des annotations, cocher différentes options du menu Annotate, en particulier : Annotate>Right clic in image opens annotation dialog. Un clic droit ouvre une boite de dialogue permettant d’installer des annotations directement sur l’image. Les annotations sont non destructrices et ne modifient donc pas les fichiers originels. Il est possible de sauvegarder l’image en cours et ses annotations sous un format graphique : menu File>Save image display as.
Icône 4 : Contrôle de l’affichage des cercles externes du pointeur (fond de ciel). Le calcul du flux net n’est pas modifié si les cercles externes ne sont pas affichés.
Icône 5 : Contrôle de l’affichage de l’identification des cercles photométriques positionnés sur l’image (cible 1, cible 2, comp 1, comp2, comp3 etc).
Icône 6 : Contrôle de l’affichage de la valeur magnitude d’une étoile, lorsque l’option View>Show apparent magnitude in aperture … est activée, et qu’une valeur de comparaison en magnitude a été entrée. Ceci sera détaillé plus loin.
Icône 7 : Active le mode « centroïde ». Ce mode très puissant permet notamment de tenir compte des décalages qui peuvent exister d’une image à l’autre. Il n’est cependant pas tout à fait exempt de défauts et doit parfois être décoché.
Icône 8 : Un clic sur cette icône active l’affichage de la fenêtre « Aperture photometry setting » : paramétrage de la photométrie d’ouverture.
Icône 9 : Contrôle de l’affichage des cercles photométriques actifs.
Icône 10 : Nettoyage. Un clic sur cette icône efface les cercles de photométrie présents sur l’image (il est possible de les faire réapparaître avec l’icône 9), et supprime définitivement toute annotation.
Icône 11 : Nettoyage. Un clic sur cette icône efface toutes valeurs présentes dans la table de mesures en cours d’utilisation.
Icône 12 : Active la fenêtre de paramétrage de photométrie en mode multi-ouverture (« multi-aperture »).
Icône 13 : Active la fenêtre de paramétrage de l’empilement des images (« Stack aligner »).
Icône 14 : Active la fenêtre de paramétrage de la réduction astrométrique des images (« Astrometry settings »).
Icône 15 : Permet l’affichage de l’éditeur d’entête de fichiers .fits (« Fits header editor »)
Icônes 16 : Zoom.
Icône 17 : Ajustement automatique du contraste/luminosité de l’image courante.

D’une manière générale, les icônes 3 à 7 devraient être activées en permanence.

Empilement d’une série d’image (stacking)

Avant de procéder à l’extraction de données photométriques dans une série d’images, il convient de faire en sorte que les images soient « empilées », afin que le logiciel puisse retrouver d’une image à l’autre les étoiles que nous allons lui demander de surveiller et mesurer, savoir : notre étoile cible et un certain nombre d’étoiles de comparaison, réputées invariables.

AIJ permet deux types d’empilement :

Empilement X,Y : les centroïdes des étoiles désignées comme cible et étoiles de comparaison sont reconnus et localisés en XY dans chaque image d’une série. Une certaine marge de manoeuvre existe, et AIJ est capable de « suivre » les centroïdes des étoiles à surveiller, même si un bougé raisonnable a lieu entre chaque image. Il est à noter qu’AIJ gère les déplacements en XY purs, mais n’est pas a priori capable de prendre en considération une rotation de champ, ni une distorsion, surtout si celles-ci sont importantes.
Empilement astrométrique : les étoiles à surveiller sont reconnues après qu’une réduction astrométrique ait été faite. Un suivi par centroïde est également disponible en option, qui améliore encore la photométrie.

Nous allons commencer par tester la première des méthodes proposées, qui ne nécessite pas de liaison Internet et peut être lancée sur le terrain.

Il y aura trois étapes indispensables par lesquelles il faudra en passer avant de lancer l’analyse photométrique :

Choisir des étoiles de comparaison.
Déterminer le rayon optimal des cercles photométriques.
Indiquer au soft quelle est la cible et quelles sont les étoiles de comparaison.

Une fois lancé, le processus d’empilement se fait de façon tout à fait transparente pour l’utilisateur, en même tant que sont extraites les données photométriques.

Choix des étoiles de comparaison

Nous avons déjà expliqué comment choisir une ou plusieurs étoiles de comparaison (« comp ») dans un précédent tutoriel, aussi nous nous bornerons à rappeler ici qu’une étoile de comparaison ne doit pas être variable, qu’elle doit avoir un éclat au moins égal à celui de l’étoile cible (un éclat supérieur est préférable généralement), et que son type spectral doit être aussi proche que possible de celui de l’étoile cible, ceci afin de contourner la non linéarité du capteur selon les longueurs d’onde et l’extinction différentielle (les étoiles bleues semblent diminuer d’éclat plus rapidement que les rouges lorsque leur altitude baisse).

Pour savoir si une « comp » est variable, il existe plusieurs possibilités :

Lancer une requête sur le « Variable star plotter » de l’AAVSO.
Lancer une requête sur « l’International variable star index » (VSX).

Voici ce que retourne le VSP si l’on entre les coordonnées de DY Peg (champ 90′, magnitude limite 14). La carte de champ nous permet de repérer les étoiles variables à éviter, tandis que la table photométrique nous donne la liste des étoiles recommandées, avec leur indice de couleur.

Voici ce que retourne le VSX lorsqu’on lui demande de nous indiquer les variables connues à 45′ autour de la position de DY Peg.

Pour en savoir plus sur le type spectral, ou plus simplement à la couleur de nos possibles étoiles de comparaison, nous pouvons le plus souvent nous fier à la table photométrique retournée par le VSP, laquelle table peut toutefois, dans certains cas se révéler insuffisante par manque d’étoiles repères dans la zone de ciel où nous opérons.

Nous pouvons aussi utiliser le logiciel atlas Cartes du Ciel, si celui-ci est installé sur notre machine ; CdC nous donne la magnitude, le type spectral et l’indice de couleur des étoiles que nous souhaitons utiliser éventuellement, et nous permet, en outre, d’interroger la base de données SIMBAD par position.

Une dernière ressource, et non des moindres, est l’Aladin Sky atlas du CDS de Strasbourg, dont nous recommandons vivement l’installation en version « Desktop ». Une fois les coordonnées de la cible entrées, il est possible d’afficher à la fois les données SIMBAD (cliquer sur « Simbad » au-dessus de l’image) et un extrait du catalogue UCAC4, lequel contient les données photométriques de référence APASS.

Aladin menu : Fichier>Charger un catalogue>Les relevés dans VizieR>UCAC4

Nous rappelons que l’indice de couleur est égal à B-V, et que les étoiles de comparaison doivent avoir, autant que possible, un indice de couleur le plus proche possible de celui de l’étoile cible, ceci afin de garantir une plus grande précision dans la mesure.

De tout ceci, il ressort que l’étoile labellée « 101 » sur la carte de champ AAVSO convient dans ses grandes lignes (magnitude V=10.137, B-V=0.397), en tant qu’étoile de comparaison principale, même si elle est peut-être un peu faible. Diverses recherches et considérations nous amènent à retenir également l’étoile UCAC4-536-149770 (HD218587, magnitude 9.82, B-V=0.54, SIMBAD V=9.91 ~), pointée sur l’image Aladin ci-dessus, et sur la carte de champ montrée ci-dessous.

Nous aurions pu ajouter bien d’autres étoiles de comparaison à notre liste encore puisque, par défaut, AIJ autorise jusqu’à 1000 comps ! Et ce nombre est encore ajustable, possiblement à la hausse.

Avec une telle quantité de points de référence, il est bien évident qu’on ne s’amusera pas à contrôler leur statut, et on tablera sur le fait que les variations, à la hausse ou à la baisse s’annuleront. On réalisera alors une photométrie d’ensemble.

Détermination du rayon des cercles photométriques

Plaçons le pointeur souris sur DY Peg et faisons un Alt-clic gauche. AIJ ouvre une nouvelle fenêtre intitulée « Seeing profile ». Cette fenêtre affiche des informations essentielles pour la suite de notre analyse. Le graph nous montre que la lumière de l’étoile est étalée dans un rayon égal à 11 pixels autour du centroïde, et qu’entre 20 et 30 pixels à partir du centroïde, on ne trouve plus que le fond de ciel. Nous retiendrons donc ces valeurs pour nos cercles photométriques.

Comme il serait peut-être un peu hasardeux de faire entièrement confiance au soft sur la foi de ce seul sondage, il est tout à fait indiqué de vérifier que ces cercles conviennent aussi pour les deux étoiles que nous avons choisies pour comps, ce qui est bien le cas, et cela sur une image du début de la série, puis sur une image de la fin de la série, ceci pour le cas où le focus aurait changé en cours d’acquisition. En cas de doute, on passera éventuellement à un cercle interne ayant un rayon égal à 12 pixels.

La fenêtre de « Seeing profile » peut également nous servir à dépister d’éventuelles étoiles saturées, que bien évidemment nous ne saurions retenir en tant qu’étoile de comparaison. Observons attentivement le graph ci-dessous, obtenu sur une étoile hors champ ; un très net plateau est visible au centre du cercle, signe possible de saturation (ne pas confondre avec une étoile très défocalisée). Cette étoile ayant une magnitude égale à 5.7, il est plus que probable qu’elle soit effectivement saturée.

Photométrie multi-ouverture X,Y (Multi-Aperture photometry)

Nous allons maintenant cliquer sur l’icône 8 de la fenêtre d’affichage ; une fenêtre intitulée « Aperture photometry settings » s’ouvre, qui nous permet de paramétrer la photométrie qui sera bientôt lancée.

Pour faire au plus simple, nous nous contenterons de renseigner les différents rayons des cercles tels que nous les avons retenus précédemment, soit 11, 20 et 30 pixels, respectivement pour le rayon du cercle interne, et pour les rayons des deux cercles externes.

« Use variable aperture » peut être cochée si l’on estime que le diamètre de la cible (FWHM) a pu varier au cours de l’acquisition des images (avec le froid de la nuit, la mise au point a pu bouger et le diamètre des étoiles défocalisées évoluer en proportion ; la scintillation, ou quelque passage de nuages d’altitude peuvent également avoir étalé temporairement les images). Le plus simple sera alors de mettre le « FWHM factor » à 0.00, de sorte que le programme détermine de lui-même pour chaque image de la série quel est le rayon à retenir pour la cible.

Nous cocherons encore « Centroïd aperture » et « Use Howell centroïd method », ce qui permettra au soft de compenser au mieux le bougé entre chaque image par une détection systématique des centroïdes sur chaque image, mais laisserons les autres options non cochées.

Nous demanderons enfin à AIJ de nous interroger au sujet des magnitudes réelles des comps en cochant l’option « Prompt to enter ref star absolute mag » si l’on souhaite, au final, travailler sur des courbes étalonnées en magnitudes. Pour une sortie en flux relatif, ne pas cocher cette case (si la forme de la courbe importe plus que l’éclat réel de la cible).

Davantage d’options sont disponibles en cliquant « More settings » (dont la liste des données à inclure dans la table de mesures) ; mais le plus simple est de laisser tout ceci de côté.

Cliquons sur OK. La fenêtre disparaît.

Cliquons maintenant sur l’icône 12, qui active la fenêtre de paramétrage de la photométrie multi-ouverture « Multi-aperture measurements ». De fait, il s’agit en quelque sorte d’un « résumé » de la fenêtre précédente, puisqu’on y retrouve à peu près l’essentiel de ce que nous avons renseigné l’instant d’avant. Nous aurions presque pu nous passer de la fenêtre « Aperture photometry settings », à quelques options près.

Dans cette nouvelle fenêtre, le nombre d’images à traiter est déjà renseigné. Assurons-nous juste qu’aucune des quatre premières options n’est cochée, puis cliquons sur « Place apertures » (placement des cercles).

Nous pouvons maintenant placer nos cercles photométriques. Par définition, le premier cercle est placé sur la cible (mais ceci pourrait être modifié ultérieurement si besoin ; le deuxième cercle est placé sur l’étoile de comparaison UCAC4-536-149770/HD218587 (par exemple, mais l’ordre importe peu). Si nous avons demandé à AIJ une sortie en magnitude, la programme nous demande alors d’entrer la magnitude de l’objet (nous retiendrons la magnitude V=9.91 telle que trouvée en interrogeant SIMBAD) ; puis nous placerons un dernier cercle pour l’étoile « 101 », dont nous donnerons la magnitude V=10.137.

Pour placer un cercle, il suffit de cliquer à proximité d’une étoile ; AIJ détermine automatiquement la position du centroïde à une fraction de pixel près.

En cas d’erreur sur le placement d’un cercle :

un clic G/glissé dans le cercle interne permet de déplacer une ouverture
un clic g dans le cercle interne permet de supprimer une ouverture
un SHIFT-clic G permet de changer la destination d’une ouverture cible/comparaison

Lorsque les cercles sont placés, il ne nous reste plus qu’à enfoncer la touche ENTREE.

AIJ commence par afficher cinq fenêtres supplémentaires, dont l’une comporte de très nombreuses colonnes, et autant de lignes qu’il y a d’images à traiter dans la séquence (la table de mesures, « Measurements table »), et une jolie fenêtre qui, si tout va bien, affiche notre courbe de lumière. Car, en moins d’une seconde les images ont été correctement alignées, et la photométrie extraite.

Paramétrage de la courbe de lumière

La fenêtre des graphiques (« plot of Measurements ») doit montrer trois courbes de lumière, dont celle de DY Peg en haut du tableau, tracée en bleu. Si tel n’est pas le cas et que votre graph est demeuré vierge, ou ne comporte qu’une courbe, pas de panique ! Les données sont bien là, quelque part en mémoire, ainsi que peut en attester la table de mesures. Il va simplement falloir modifier quelques paramètres, changer l’échelle du graph, ou bien décaler les séries de mesures.

Nous allons commencer par examiner la fenêtre principale de paramétrage des courbes, dite « Multiplot-main ».

La première chose à faire, pour davantage de clarté dans une autre fenêtre de grande utilité (la fenêtre dite « Multi-plot Y-Data », dont nous étudierons très bientôt les subtilités), est de signifier à AIJ que nous n’avons retenu que trois étoiles dans notre séquence d’images : une cible et deux comps, soit trois séries de données en « Y » dans notre diagramme (X étant la donnée « temps » que nous conservons ici par défaut en jours juliens « JD »). Ramenez donc la valeur de « Y-datasets » à 3.

Les zones marquées « Title » et « Subtitle » permettent d’insérer un titre et un sous-titre, labels qui peuvent être déplacés dans le graph au moyen des curseurs positionnés juste en dessous des champs à remplir (activer grâce à « Custom »).

La légende est ce gros « pavé » d’écritures multicolores que l’on trouve juste sous le sous-titre (une ligne par étoile, cible ou comp) ; l’utilisateur ne peut agir, ici, que sur son positionnement à l’intérieur du graph.

A l’inverse, l’utilisateur peut modifier le label des axes X et Y, mais il ne peut modifier leur positionnement (« X et Y axis labels »).

Les deux champs marqués « Trim data samples » permettent de resserrer l’affichage sur une partie seulement de la courbe de lumière, en écartant des points à gauche ou à droite. Nous n’y toucherons pas pour cette fois, puisque nous souhaitons afficher la courbe en son entier, mais cela peut être utile si une partie de la courbe est jugée inutile, ou de trop mauvaise qualité pour être prise en considération.

La taille de la fenêtre graphique peut être modifiée grâce aux champs « Plot size », réglée à 800×800 par défaut.

Les zones « V.Marker » 1 et 2, ainsi que « Fit and normalize regions … » permettent notamment d’afficher des marqueurs verticaux dans notre graph ; « Meridian flip » permet de montrer dans notre courbe de lumière à quel moment nous avons basculé notre monture au méridien et donne un point de repère à AIJ pour la prise en considération de ce « détail » dans le calcul des valeurs. Nous nous intéresserons à tout ceci ultérieurement.

Pour le moment, contentons nous de vérifier que « X et Y-axis scaling » soient bien activés en mode « Auto ». C’est important.

Paramétrons maintenant la fenêtre « Multi-plot Y-Data », qui ne compte que trois lignes parce que nous avons abaissé la valeur de « Y-datasets » dans la fenêtre précédente.

Si notre diagramme n’affiche aucune courbe, ou bien la seule courbe de luminosité de notre variable – c’est déjà ça, serions-nous tentés de dire –, c’est que les cases à cocher « Plot », dans la partie gauche de la fenêtre n’ont pas été cochées. Dès que nous nous serons exécutés, notre diagramme comprendra bien trois séries de points.

Reportons maintenant notre attention vers la partie droite de la fenêtre, et activons le mode « Page relation » pour chacune des trois séries de données, puis jouons avec les paramètres « Scale » et « Then shift » ; le premier paramètre modifie arbitrairement l’échelle d’affichage d’une série de données, ce qui est plutôt utile pour mettre en évidence de faibles variations de luminosité (cas d’un transit d’exoplanète, par exemple), tandis que le second décale arbitrairement les mesures en ordonnée.

Juste à côté du paramétrage « Scale/Then Shift », et pendant que nous y sommes, on trouve le module d’affichage des légendes. Un clic sur l’une des croix rouges permet de supprimer une légende, un clic sur la flèche verte correspondante la fait réapparaître. Activer la flèche bleue permet d’ajouter un commentaire en fin de légende (zone texte à droite) : nom de l’étoile de comparaison, point de détail etc etc.

Nous avançons et sommes presque au bout de nos peines … Il ne nous reste plus qu’un point essentiel à voir, faute de quoi notre série photométrique sera discutable.

Prise en compte du facteur « masse d’air » (Airmass)

[Note : si votre logiciel de contrôle de caméra/acquisition d’images est correctement programmé, vous n’aurez probablement pas à vous soucier de cette étape, puisque les entêtes des images comprennent a priori les renseignements nécessaires au soft pour produire directement une courbe corrigée du facteur Airmass en sortie de photométrie. Nous prenons pour hypothèse ici que ce n’est pas le cas : images issues d’un APN, par exemple.]

Tenir compte dans nos calculs de la hauteur de l’astre observé, de sa course sur la voûte céleste et donc de la masse d’air que sa lumière a traversé à chaque instant avant de venir titiller notre capteur, c’est très largement accroître la précision et la fiabilité de nos mesures. Exécutons-nous sans tarder.

Pour déterminer le facteur « masse d’air », AIJ a besoin des coordonnées astrométriques J2000 de l’objet observé, et des coordonnées du lieu d’observation. Nous aurions pu renseigner ceci dès le prétraitement des images en remplissant les champs ad hoc dans le panneau « DP coordinate converter« , dont nous avons déjà détaillé le fonctionnement dans le tutoriel précédent, ce qui aurait provoqué la mise à jour des entêtes (headers) de nos fichiers .fits. Il se trouve que, pour cette fois, nous avons oublié de le faire – ou bien nous avions prétraité nos images en dehors d’AIJ. Nous allons le faire maintenant.

Dans la fenêtre « Muliti-plot Main », activons le menu Table>Add new astronomical data columns to table.

Deux nouvelles fenêtre s’ouvrent – encore. La première est appelée « MP coordinate converter », qui est identique à celle « DP coordinate converter » que nous avons vue au moment du prétraitement (seul le nom change … un peu), et la seconde est labellée « Add astronomical data to table ».

Dans cette seconde table, par laquelle nous commencerons, nous allons cocher les options « Airmass », « Altitude », « HDJ_UTC » et « BDJ_TDB » (respectivement Héliocentrique et Barycentrique JD) ; d’autres options sont disponibles, qui ne nous intéressent pas spécialement.

Ensuite, nous allons désigner notre cible dans le champ approprié de la fenêtre « MP coordinate converter », puis enfoncer la touche ENTREE. Si nous avons correctement activé l’option SIMBAD (voir tutoriel précédent), les coordonnées de l’objet s’affichent automatiquement dans les champs AR/Dec (avec liseret vert) quand nous tapons dy peg ; dans le cas contraire, il faudra les entrer manuellement.

On renseigne enfin les coordonnées et l’altitude du lieu d’observation, puis on retourne dans la fenêtre « Add astronomical data to table », et on clique (maintenant seulement ; ne pas le faire avant) sur le bouton « Update table ».

Un message d’alerte nous signale éventuellement que nous nous apprêtons à écraser des données préexistantes, ce qui n’est pas vrai, puisque notre table « Measurements » ne montre rien dans les colonnes concernées. Faisons fi, donc.

La table de mesures, qui comportait des champs vierges (NaN) est maintenant mise à jour. Nous pouvons fermer les deux fenêtres que nous avons ouvertes à l’instant (bouton « Close » dans la fenêtre « Add astronomical data … » )

Note : si votre table de mesure ne semble pas correctement mise à jour, vérifiez que les données n’ont pas ajoutées dans de nouvelles colonnes rejetées complètement à l’extrême droite de la table. Dans ce cas, il y aura lieu, une prochaine fois, de modifier dans la fenêtre « Add astronomical data to table » le nom des colonnes mises en évidence par un trait rouge (« Enter table column name to add » ; copie d’écran un peu plus haut) ; utiliser plutôt les noms des colonnes déjà présentes et demeurées vierges (NaN), à l’intérieur desquelles nous forcerons AIJ à inscrire les nouvelles données. Mais ceci n’est pas très important, et il est possible aussi bien de laisser les choses telles quelles. L’essentiel étant que les données soient là.

Pour en terminer avec cette section, il nous reste à mettre à jour la courbe de DY Peg.

Demandons d’abord à AIJ d’augmenter le nombre de lignes de notre fenêtre « Multi-plot Y-Data ». Pour cela, retourner dans la fenêtre « Multiplot-main » et faire passer la variable « Y-datasets » de 3 à 7.

La première ligne de la table concerne notre cible ; pour prendre le facteur « Airmass » en considération, cliquer sur le menu déroulant de la colonne « Fit mode », et choisir le symbole ci-dessous, qui permet d’appliquer « Airmass » aux données de notre série, ligne par ligne.

Note : D’autres modes sont disponibles, que nous verrons ultérieurement. Pour faire simple, l’utilisateur peut définir un, deux ou trois sous-ensembles à l’intérieur de ses données et demander au soft d’appliquer ou non une correction à une portion définie des données. Les icônes sont intuitives.

Sélectionner « Airmass » dans le menu déroulant « Trend dataset » active une première case dans la colonne « Trend Select », ce qui amène à un début de correction des données selon le facteur « Airmass », souvent peu visible dans les courbes de lumière. Un clic dans la case à cocher située immédiatement à la droite du « carré vert », suivi d’une nouvelle sélection du facteur « Airmass » dans le menu déroulant amène à une correction quadratique du facteur « Airmass », cette fois bien visible dans notre courbe

Faire ainsi pour la cible et les deux étoiles de comparaison. Le facteur « Airmass » est maintenant pris en compte et la courbe de lumière est mise à jour en temps réel.

La courbe de luminosité de notre cible, en bleu foncé, semble s’être aplatie, bien que l’échelle soit demeurée identique.

Pour prendre toute la mesure de l’effet de cette correction sur nos données, nous faisons figurer, grâce à la quatrième ligne de notre tableau « Multi-plot Y-data », une nouvelle courbe apparaissant en bleu pâle sur le diagramme. Cette courbe correspond en fait aux données brutes avant correction d’Airmass et se trouve donc être équivalente à celle que nous avions en bleu foncé sur le premier graph montré en haut de cette page.

Dans la partie gauche de la courbe, les valeurs pour DY Peg ont été abaissées, tandis qu’elles ont été rehaussées dans la partie droite – ce qui était attendu, puisque les valeurs de flux pour notre variable étaient artificiellement modifiées en raison d’une absorption atmosphérique toujours plus importante, l’étoile baissant de minute en minute sur l’horizon.

Enfin, nous pouvons voir que les données ont été normalisées autour d’une moyenne (ligne bleue foncée). Même chose pour nos comps.

Nous en profitons pour faire figurer (cinquième ligne de la table « Y-Plot », rond rouges) une représentation du facteur Aimass, qui augmente tandis que la cible s’abaisse sur l’horizon, et l’altitude de la cible, qui décline de minute en minute (sixième ligne de la table, croix rouges).

La dernière ligne de la table « Y-plot » nous permet d’afficher (carrés noirs) la variation du flux brut (cible – fond de ciel).

Notes : les courbes de nos deux comps apparaissent symétriques parce que c’est l’écart par rapport à leur moyenne qui est affiché. Cet effet disparaît dès que nous introduisons davantage de comps dans une analyse photométrique.

A propos de la fenêtre d’affichage des courbes de lumières

Le graph est cliquable ! Tout comme il est possible de se déplacer/zoomer dans une image de la fenêtre principale, il est possible de faire glisser un ensemble de courbes, de se déplacer/zoomer à l’intérieur des diagrammes (contrôle souris).

Il est possible de supprimer un ou plusieurs point délictueux dans une courbe. Appuyer sur SHIFT et déplacer le curseur sur le graph ; le point actif apparaît surligné en « gras ». Un point surligné peut être alors être supprimé par un clic gauche. Attention : supprimer un point du graph supprime également la ligne de donnée concernée dans la table de mesures. A utiliser à bon escient, donc.

Un SHIFT-clic droit permet éventuellement de faire réapparaître un point que l’on vient de supprimer … Ouf !

Exercice

En raison d’un suivi imparfait, certaines images de notre série « DY Peg » présentent un bougé significatif dont nous n’avons pas tenu compte jusqu’à présent. Peut-on repérer ces images ? Quelle(s) solution(s) permettrait(aient) éventuellement d’aboutir à une photométrie de meilleure qualité ?

Réponse (mettre le texte en surbrillance) :

En faisant défiler les images une par une avec la barre de défilement, on voit très rapidement que certaines images sont allongées. Un Alt-clic gauche sur l’une des étoiles brillantes du champ nous permet de voir que cette étoile est à l’étroit dans un cercle interne de rayon 11, ou même 12. Une partie du flux est perdue. Il faudrait un cercle R=13 ou 14.
Utiliser la fonction de cercles de rayon variable (« Use variable aperture ») permettra sans doute de remédier à une partie du problème.
Utiliser davantage de comps permettra peut-être de lisser un peu plus notre courbe. Un très grand nombre de comps peut être déclaré sous AIJ ; nous pourrions ainsi ajouter l’étoile brillante que nous voyons dans la partie inférieure droite du champ : UCAC4-535-146280, Vmag=9.246, B-V=1.416. Même avec un indice de couleur éloigné de celui de notre cible, à magnitude V=9.25, ce peut être un bon parti que de l’intégrer à notre mesure, à défaut de mieux. Au total, 14 étoiles d’éclat substantiel sont disponibles dans l’image.
Certains points de mesure sont définitivement « hors jeu », en raison de passages nuageux au-dessus d’une étoile déjà basse sur l’horizon, vers la fin de notre séance d’acquisition. Eventuellement, en supprimer quelques-uns.

Sauvegarde des données

Le menu File>Save all (with options) de la fenêtre « Multi-plot Main » permet de sauvegarder tout ou partie(s) des données.

Le mieux est encore de tout sauvegarder. Cliquer sur « Save files now ».

La fenêtre qui s’ouvre ensuite, permet de sauvegarder, en sus, et en mode texte, des « morceaux choisis » de la table de mesures principale. Ceci est optionnel et peut être laissé vierge ; dans ce cas, cliquer directement sur OK.

Restauration des données

Pour charger en mémoire une analyse photométrique préalablement sauvegardée, fermer toutes les fenêtres AIJ actives, sauf la console.

Cliquer sur l’icône 5 pour ouvrir un « plotting » ; un certain nombre de fenêtres s’ouvrent alors, qui reprennent les paramètres utilisés à la dernière fermeture de ces fenêtres. Cliquer sur l’icône 6, puis charger le fichier nom_measurements.xls.

Conseil : pour s’y retrouver dans l’ensemble des fichiers générés dans notre répertoire Observations par AIJ, une bonne habitude est de sauvegarder les mesures avec le préfixe « AIJSAVE_cible_ », où cible est bien évidemment le nom de la cible en cours d’analyse : « AIJSAVE_DYPEG_ » permettra à l’utilisateur de retrouver tous les fichiers de sauvegarde concernant DY Peg classés au même endroit, parmi les fichiers de sauvegarde.

A noter : les séries d’images alignées ne sont sauvegardées par AIJ que lorsqu’elles sont chargées en mode « virtuel » et qu’on a demandé spécifiquement un alignement des fichiers avant l’analyse photométrique. Il faut pour cela en passer impérativement par l’icône 13 et la fenêtre « Stack aligner » de la fenêtre d’affichage. Dans ce cas là, et dans ce cas-là seulement, les images alignées en XY sont sauvegardées dans un sous-répertoire « Aligned », du répertoire « Observations ». Il devient alors possible de recharger la série complète déjà alignée en utilisant le menu habituel (File>Import>Image sequence de la console).

Les images alignées astrométriquement sont sauvegardées automatiquement avec les données de réduction astrométrique (voir tutoriel suivant).

That’s all, Folks !

Tutoriels

Photométrie avec AstroImageJ : un tutoriel

Photométrie avec AstroImageJ : premiers clics – prétraitement des images

Photométrie avec AstroImageJ : une étoile variable (cette page)

Photométrie avec AstroImageJ : réduction astrométrique des images

Photométrie avec AstroImageJ : un transit d’exoplanète

Photométrie avec AstroImageJ : un objet mobile – sortie en magnitude

Photométrie avec AstroImageJ : « Extract all stars »

Photométrie avec AstroImageJ : mode « pipeline »

Photométrie avec AstroImageJ : FAQ