Photométrie facile avec Iris – Un tutoriel

Ce tutoriel va vous permettre de vous familiariser avec la chaîne de manipulations à réaliser pour obtenir de bonnes images photométriques, puis vous donnera l’occasion de mesurer, dans la foulée, et avec une très grande précision, en quelques clics, les variations d’éclat de vos étoiles variables préférées.

Prérequis :

1 – Logiciel de traitement d’images :

Il sera supposé, ici, que le logiciel de traitement d’images astronomiques Iris est installé sur votre machine et que vous le maîtrisez à minima (prétraitement/traitements classiques d’images).

Si ce n’est pas le cas, vous pourrez le télécharger ici (free) : Iris

Il existe de très nombreux tutoriels, signés Christian Buil, que je vous engage à lire.

2 – Tableur :

Vous aurez également besoin d’un tableur ; Excel est la référence en la matière, certes … Je l’ai utilisé pendant des années jusqu’à ce que mon PC soit dépassé … Dès lors, le nouvel ordinateur étant péremptoirement placé sous la bannière de Win8.1 64bits, ma suite Microsoft Office est devenue « déchet » du jour au lendemain. Il était évident que je n’allais pas en racheter une.

La suite logicielle « Apache OpenOffice » (traitement de texte + tableur ./..) est totalement libre et fonctionne parfaitement sur de nombreuses machines, utilisées – notamment – dans d’innombrables administrations, dont l’Éducation Nationale. Si vous ne disposez d’aucun tableur, ou si vous voulez migrer vers un monde différent de celui de Microbof, je vous la recommande chaleureusement.

Veuillez noter que la feuille de calculs que je vous proposerais d’utiliser ci-après a été élaborée/modifiée sous OpenOffice 4.11 ; elle est au format « .xls », mais je ne garantis pas sa totale compatibilité avec Excel. Les captures d’écran données dans le tutoriel ont été faites sous OpenOffice. En cas de bug sous Excel, le plus simple restera encore de migrer.

On supposera que vous n’avez jamais ouvert un tableur. Les manipulations montrées ci-dessous seront basiques et demeureront à la portée de tout le monde.

Téléchargement de la suite logicielle : Apache OpenOffice

3 – Téléchargez les images de l’étoile Algol au format « .fit » :

Note importante : pour contourner un problème de stockage de fichiers sous WordPress.com, les deux fichiers suivants, qui sont des fichiers d’images « .fit » compressés sous 7-Zip Windows8.1, ont été renommés avec une extension « .pdf ». Avant de procéder à leur décompression, veuillez leur rendre leur nom originel en leur attribuant une extension « .zip ». Ainsi, « algol1.pdf » devient « algol1.zip » et « algol2.pdf » devient « algol2.zip ».

Première partie : Algol1 (images 1 à 6 = 72 Mo) – ! – Faire « Clic droit – Enregistrer la cible du lien sous … »

Seconde partie : Algol2 (images 7 à 11 = 59 Mo) – ! – Faire « Clic droit – Enregistrer la cible du lien sous … »

4 – téléchargez la feuille de calculs au format « .xls » :

Feuille de calculs : Photobs_base (34 Ko) – ! – Faire « Clic droit – Enregistrer la cible du lien sous … »

Images photométriques et saturation

De bonnes images photométriques ne sont pas forcément jolies à regarder. C’est une évidence.

Souvent, même, des images qui sauront combler le photométriste passeront pour autant d’images de la pire qualité aux yeux de l’esthète avéré : « et bien, c’est tout ce que tu as à me montrer ? tes meilleures images de galaxies ? »

Vous ferez alors remarquer à votre ami que, derrière ces mauvais pixels qu’il dénigre, se niche une supernova dont vous pouvez caractériser l’évolution du flux lumineux sur plusieurs semaines. Et cela dans plusieurs bandes spectrales …

De bonnes images photométriques ne sont pas nécessairement « piquées », et elles peuvent, dans une large mesure, s’accommoder d’un suivi imparfait – tout est dans le niveau de précision souhaité. Une image bougée, floue et sous-exposée pourra toujours être mesurée, même si la marge d’erreur augmentera avec l’imperfection de la prise de vue. Dans certains cas, même, des images réalisées avec un APN muni d’un petit téléobjectif sur un simple trépied seront tout à fait mesurables. En revanche, une image saturée est absolument inexploitable et sera définitivement perdue pour la photométrie.

Ce que l’on cherche à mesurer, sur une image, c’est l’exacte quantité de lumière reçue par le capteur de notre caméra ou de notre APN, pixel par pixel, photosite par photosite en un espace de temps strictement borné : 30 secondes, 2 minutes, 5 minutes, par exemple. Imaginez simplement un pot-à-eau que l’on laisse une journée sous une source, tandis qu’il ne lui faut qu’un court instant pour être rempli … Il fait très chaud en été, parfois, dans certaines contrées, et c’est un crève-coeur que de se promener sous le soleil accablant, au point d’en oublier certains pot-à-eau. Or, de la même manière qu’une jarre ne peut contenir qu’une quantité limitée de gouttes d’eau, le surplus étant perdu à jamais écoulé dans le sol, un photosite ne peut enregistrer qu’une certaine quantité de photons. – nous n’entrerons pas dans les détails. Comment mesurer précisément une quantité de lumière reçue par un photosite, si une grande part de celle à laquelle il a été exposé a été perdue ?

Observons l’image d’une étoile sur cette image ouverte sous Iris ; nous utiliserons l’outil « coupe », disponible dans le menu « Visualisation ».

Il s’agit de l’étoile Alpha Comae Berenices, mag V4.32 : pose 5 sec au travers d’une lunette FS102 f6, avec un APN Canon 650D – image « RAW » de type « CFA », convertie en « .fit » RGB. La courbe de lumière, qui devrait être une gaussienne parfaite, apparaît tronquée en son sommet. Une partie de la lumière reçue a été perdue car la pose a été trop longue ; les photosites ont saturé. L’intensité lumineuse (convertie en électrons), est donnée en ADU sur le graphe (ADU pour Analog Digital Unit ou Pas Codeur en français, expression non utilisée) ; elle dépasse largement les 10000 et s’approche de la zone maximale tolérable, soit 12000, une zone d’intensité où les capteurs de nos caméras répondent difficilement aux flux reçus (de façon non linéaire), ce qui ne nous arrange pas du tout.

Ouvrons une autre image sous Iris. Les étoiles A et B sont saturées ; l’étoile C montre une gaussienne à peu près correcte (il y a toujours des asymétries dans la courbe – ceci n’est pas gênant), et l’étoile D montre un petit plateau qui pourrait faire penser qu’elle est saturée, mais il n’en est rien : il s’agit d’un hasard, le sommet pointant vers 6500 ADU, ce qui est très bon.

Traçons maintenant à la souris un petit carré autour de l’étoile B, puis donnons un coup de clic Dt sur l’image, menu « Statistiques ». La case « Max » nous retourne la valeur de crête en ADU ; nous avons la confirmation que notre étoile est bien saturée, puisque nous culminons bien au-delà de la zone de « confort ». Si nous faisons de même avec l’étoile D, nous constaterions que l’intensité maximale mesurée dans le carré ne dépasse pas 6270, ce qui est correct, encore une fois.

Scintillation

Au nombre des difficultés que nous aurons à contourner pour obtenir une bonne image photométrique, c’est à dire une image qui donnera la meilleure précision possible avec le matériel dont nous disposons, il y a la turbulence atmosphérique qui fait scintiller les étoiles.

Une étoile qui scintille n’est rien d’autre qu’une étoile qui montre de fausses variations de luminosité à l’échelle de la seconde, en raison de mouvements dans les masses d’air situées directement entre l’optique et l’étoile mesurée.

A cela, plusieurs remèdes possibles. Ne pas observer quand l’étoile est trop basse sur l’horizon, tout d’abord : la masse d’air et la turbulence diminuent de façon drastique quand l’étoile « monte ». On considère qu’au-dessus de 20°, une bonne photométrie est possible. S’affranchir au mieux de l’atmosphère si on le peut : observer en montagne, ne pas observer au-dessus d’une toiture ou d’un lac, attendre que nos instruments soient correctement en température etc. Enfin, augmenter largement les temps d’exposition pour moyenner les pics de scintillation, sans jamais atteindre le seuil de saturation, ce qui peut être délicat si l’étoile que nous surveillons est brillante.

Concrètement, un temps de pose supérieur ou égal à 60 secondes peut permettre de contourner avec suffisamment d’efficacité la turbulence et convenir dans la plupart des cas. Un temps de pose compris entre 100 et 200 secondes pourra être meilleur encore, dans certains autres cas plus délicats. Mais tout dépend, en réalité, de ce que l’on souhaite mesurer et de la précision voulue. Des poses de 180 secondes seront nécessaires pour atteindre la millimagnitude, si notre but avoué est de mesurer le transit d’une exoplanète sur une nuit entière, tandis qu’il ne faudra pas sans doute pas dépasser la seconde si l’on souhaite mesurer des anomalies dans la courbe de lumière de Io à la sortie d’une éclipse, phénomène qui sera achevé en 20 minutes tout au plus. Question de résolution temporelle ; il y a des choix à faire et des compromis à obtenir.

Pour mesurer les variations de luminosité d’Algol pendant une éclipse (images fournies), nous avons opté pour un temps de pose égal à 20 secondes. Or, Algol a une magnitude comprise entre 2.3 et 3.4 … autrement dit : en un dixième de seconde, même en réglant la sensibilité de notre APN sur 100 iso et en diaphragmant notre lunette à 50 mm, l’image d’Algol est irrémédiablement saturée. Suivre Algol toute une nuit en enregistrant une image au cinquantième de seconde toutes les minutes, par exemple, ne nous aurait sans doute permis que d’enregistrer les variations de la turbulence autour de notre observatoire, de l’ordre de la demi magnitude peut-être, et en aucune façon de s’approcher du centième de magnitude ici requis … Pour contourner la difficulté, nous avons choisi de défocaliser notre instrument, ce qui a permis d’étaler la lumière de l’étoile sur une bien plus grande portion du capteur de notre APN, puisque notre image a maintenant un diamètre égal à 65 pixels !

Quelques essais « sur le terrain » nous permettent de montrer que des poses de l’ordre de 20 secondes ne seront pas saturées avec des images étalées sur 4225 pixels (65×65 pixels), tandis que l’étoile sera à son maximum à la magnitude 2.3.

Un petit raisonnement simple aurait pu nous permettre de le prévoir sans avoir à sortir de chez nous un soir d’hiver ; mais ceci n’est pas indispensable, si nous préférons en rester à la bonne vieille méthode des essais préalables.

Puisque notre étoile sature à 12000 ADU en 1/10ième de seconde à la focalisation parfaite (diamètre de l’étoile = 3 pixels, soit 3×3=9 pixels au total), en supposant que le capteur soit au moins relativement linéaire au-dessus de 11000 ADU, Algol saturera en : (4225/9) x 0.1 = 47 secondes. En ne posant que 20 secondes, soit 2.35 fois moins, nous devrions voir culminer l’intensité de l’étoile vers 5100 ADU quand elle sera à son maximum et au zénith.

Examinons maintenant une image (canal vert) des étoiles Pi Peg (mag V4.28, à gauche) et Pi1 Peg (mag V5.58 à droite). La défocalisation a permis d’obtenir des images de 60 pixels de diamètre. Nous voyons très bien que ces étoiles sont saturées.

Si nous jouons un peu avec les seuils de visualisation, la cause apparaît ici comme définitivement perdue, même si nous voyons bien que l’étoile de droite n’est pas totalement saturée ; des plages plus sombres apparaissent dans son image, ce qui n’est pas le cas pour l’étoile de gauche. En dessous, quelques soient les réglages du seuil de visualisation, l’étoile Pi Peg apparaît totalement saturée.

En revanche, l’étoile montrée dans l’image défocalisée, ci-dessous, est assez correctement exposée à 200 iso ; il y a même une certaine marge de manoeuvre encore, car le niveau de l’intensité culmine à 7410 ADU. Le temps de pose était, dans ce cas, égal à 60 secondes ; on estime donc qu’une pose de 90 à 100 secondes amènerait vers une intensité de crête aux environ de 10000 ADU, ce qui serait parfait. En médaillon, en bas à droite, aspect de la même étoile vue avec un seuil de visualisation en mode « auto » qui pourrait laisser craindre que l’étoile soit saturée.

Quelques difficultés à contourner, encore

Nous allons réaliser une photométrie dite « d’ouverture ». Le principe en est simple : l’éclat de notre étoile variable (V) sera directement comparé, après mesure, à celui d’une ou plusieurs étoiles de référence (A, B, C …) dont les éclats sont très précisément connus, et dont on est certain qu’ils sont constants. Pour ce faire, Iris va mesurer l’intensité de l’étoile (V) et obtenir une valeur à laquelle sera enlevée l’intensité du fond du ciel mesurée conjointement ; puis il fera de même pour la ou les étoiles de référence. Que l’on ait une étoile de référence ou plusieurs (les intensités sont alors « moyennées »), la suite est encore plus simple : il suffit de « dire » au logiciel que l’étoile de référence utilisée a une magnitude égale à 8.60 … Dans la mesure où Iris vous fait savoir que votre étoile variable est plus faible de « 3.28 magnitudes » que l’étoile A, vous en déduisez que votre variable a une magnitude égale à 8.60 + 3.28 = 11.88. Enfantin !

Dans la pratique, Iris trace trois cercles autour de chaque étoile à mesurer, étoile variable et étoile(s) de référence. Le plus petit cercle (cercle interne) vient cerner au plus près l’étoile à mesurer. L’intensité de tous les pixels situés à l’intérieur est relevée et additionnée. L’intensité du fond du ciel est mesurée en relevant la valeur des pixels situés entre les deux cercles externes ; cette intensité de fond de ciel est ôtée à l’intensité relevée dans le cercle interne, ce qui permet d’obtenir une valeur très fiable de l’intensité de l’étoile mesurée.

Bien évidemment, cette opération ne doit être faite que sur des images strictement « calibrées », c’est à dire prétraitées de façon conventionnelle, avec utilisation d’images d’offset/darks/flats (voir la documentation du logiciel).

Nous souhaitons mesurer l’intensité de l’étoile située à droite de la fenêtre de sortie, qui montre des transits d’exoplanète à intervalles réguliers ; précision souhaitée … quelques millimagnitudes. Menu « Analyse>Photométrie d’ouverture ». Nous retrouvons nos trois cercles tracés autour de l’étoile à surveiller (Photométrie mode 3, ainsi qu’indiqué dans la fenêtre de sortie) ; problème … une étoile « parasite » est venue « se glisser » entre nos cercles externes, ce qui faussera un peu la mesure du fond du ciel, et partant de là, celle de notre mesure de la « variable ».

Nous pouvons élargir nos cercles externes de façon à exclure l’étoile parasite. Ce qui nous donne une précision accrue sur notre fond de ciel et sur la mesure de (V) : trois millimagnitudes de différence.

Nous souhaitons mesurer deux étoiles faibles sur cette image : celle qui est désignée par la flèche et celle qui est cerclée, qui est bien plus faible encore. Cette image a été obtenue avec une FS102 F6, 120 secondes de pose à 800 iso. Le fond du ciel apparaît très bruité. Notre variable était basse sur l’horizon à sa culmination (15°) … Une coupe passant par les deux étoiles montre un pic à 1750 ADU pour un fond de ciel important qu’on situera vers 900 ADU ; signal faible donc. Le second pic, que l’on distingue à peine au-dessus du bruit, correspond à l’étoile cerclée. La mesure sera décidément bien mauvaise. Une solution : augmenter le temps de pose, ou additionner ensemble plusieurs poses unitaires, ce qui va lisser le bruit de fond.

Comment allons nous mesurer l’éclat de cette variable (V0647 Tau), localisée dans l’amas des Pléiades M45, et qui montre des variations assez faibles (8.25 à 8.30) … 40 minutes de pose dans un TMak-Cassegrain de 150 mm à f4.5. Utiliser un filtre rouge pour atténuer l’éclat bleu des étoiles et de la nébuleuse environnante, ou mieux un filtre orange, peut-être, pour ne pas « ramasser » la lumière en Halpha de la nébuleuse qui embrasse la région ? Mais on ne sera plus très orthodoxe.

Comment s’affranchir des étoiles et lueurs parasites localisées tout autour de notre variable dans ce champ très « poudré » du coeur du bulbe de la Voie Lactée et y trouver de bonnes étoiles repères ? Il s’agit d’une microlentille gravitationnelle (OGLE-2014-BLG494) apparue au cours de l’été 2014 et visible ici à une magnitude proche de 14.5. Lunette FS102 f6, 5×60 sec de pose ; image retaillée à 200%. Il faudra ruser, à tout le moins.

Registration des images

Et maintenant, un peu d’action !

La registration des images stellaires est un préalable avant toute opération de photométrie automatique. Nous n’aurons aucune difficulté à aligner des images classiques ; mais aligner correctement des images défocalisées peut être assez ardu. Pour y parvenir, nous aurons recours à la fonction de « registration planétaire par intercorrélation ». Menu « Traitement>Registration des images planétaires (I) ».

Vous avez téléchargé les deux fichiers « Algol » proposés en haut de cette page et vous les avez décompressés ; vous devez être en possession de 11 images au format « .fit » qu’il vous faudra placer dans votre répertoire de travail Iris. Il s’agit d’images obtenues le 21 décembre 2014 entre 19 heures et 22 heures TU, qui encadrent le minima de cette célèbre étoile variable de type « binaire à éclipses ». Comme nous l’avons signalé précédemment, ces images (canal vert uniquement) ont été obtenues avec une lunette de 102 mm diaphragmée à 50 mm, sur laquelle était monté un APN canon 650D bloqué à 100 iso, temps de pose unitaire : 20 secondes. La série initiale comporte près d’une centaine d’images, qu’il était impossible de proposer ici, bien évidemment. Vous disposerez cependant d’une image sur dix, ce qui sera suffisant dans le cadre de ce tutoriel.

Si vous additionnez ces images, vous constaterez qu’elle ne sont pas tout à fait alignées ; la monture a un peu bougé pendant les trois heures nécessaires à la réalisation de cette « manip ». Il va donc vous falloir les aligner, sous peine de voir vos mesures d’intensités faussées.

Tracez un petit carré à la souris autour de votre étoile variable (voir carte ci-dessous), et appelez la fonction de registration planétaire par intercorrélation : menu « Traitement>Registration des images planétaires (I) ».

Donnez le nom générique de vos images, ici « algol » et renseignez la taille de la sous-image de travail (128 est une bonne dimension pour commencer ; il faut un multiple de 2 … 256/128/64 etc), le nom générique de vos images registrées (algolr par exemple), et le nombre d’images à traiter : 11. N’oubliez pas de cocher la case « Spline » pour davantage de précision.

Lorsque cette opération est réalisée, vous pouvez additionner la série « algolr » pour vérifier tout que s’est correctement déroulé. Si vous constatez encore un petit décalage après addition (en jouant sur les seuils de visualisation), n’hésitez pas à réitérer le processus en traçant un carré plus petit autour de votre variable, et en ayant recours, cette fois, à une taille de sous image égale à 64.

Quand la registration est jugée parfaite, il est possible de passer à la mesure photométrique en mode automatique de toutes les images de la série.

Image annotée du champ autour d’Algol (117×77′). Il s’agit ici de l’image résultant de l’addition des 11 images unitaires après registration. On y trouvera notre variable (Algol), et quatre étoiles de référence.

Étoiles de référence

De l’action, bientôt de l’action !

Mais avant l’action, encore quelques détails à prendre en considération.

Choix des étoiles de référence.

Nous l’avons dit en préambule, l’étoile dont nous allons tenter de mesurer les variations doit être comparée à une ou plusieurs étoiles de référence supposées fiables. Bien souvent, la présence d’une seule étoile de référence dans le champ pourra être suffisant si cette étoile est bien choisie. Iris permet de travailler avec quatre étoiles de référence au maximum, ce qui est tout à fait confortable. Nous n’allons pas nous en priver ! Trouver LA bonne étoile de référence dans un champ restreint ou peu étoilé est parfois difficile … en trouver quatre peut être encore plus délicat ; mais si nous pouvons trouver quatre bonnes étoiles de référence dans notre champ, alors la plus grande précision dans la mesure peut être espérée. Nous contournerons d’autant plus aisément l’effet de scintillation.

Une bonne étoile de référence doit avoir un éclat à peu près égal à celui de l’étoile surveillée. Si elle est plus brillante que la variable, ce qui est tout à fait concevable, il faudra prendre garde à ce qu’elle ne soit pas elle-même saturée. Choisir des étoiles de référence trop faibles pourra nuire à la bonne qualité des mesures.

Autre critère de choix : la non variabilité de l’étoile de référence. Relevez le nom de plusieurs étoiles qui pourraient convenir et vérifiez qu’elles ne figurent dans aucun catalogue d’étoiles variables. Le logiciel de cartographie Cartes du Ciel pourra vous y aider : Clic droit sur une étoile, « Détails » – en bas de la fenêtre affichée : « Plus d’informations : Recherche par nom : Simbad ». Sur ce site, commencez par vérifier si votre étoile de référence supputée est ou non répertoriée en tant que variable (ceci est précisé dans les « Basic data », en haut de la page), puis relevez sa magnitude au catalogue Hipparcos (cliquez sur le matricule HIP de l’étoile dans les « External archives », dans le bas de la page, puis vérifiez la donnée « Scatter of Hpmag » … (dispersion des mesures), une valeur égale à 0.004 est très bonne).

Vous pouvez aussi vérifier sa présence ou non au VSX (International Variable Star Index) et relever de plus amples détails encore sur la page du Variable Star Plotter de l’AAVSO VSP (Photometry table).

La magnitude de référence pour les utilisateurs d’APN est : Vmag, pour « Visuel selon le système Johnson », à peu de chose près équivalent au canal vert des images APN.

Un dernier détail qui peut avoir son importance : relevez la classe spectrale de votre étoile variable et essayez de trouver des étoiles de référence dont le type spectral n’en soit pas trop éloigné. Il est difficile de mesurer une étoile bleue avec une étoile de référence rouge … Votre capteur réagira de façon très différente dans les deux « couleurs ».

Il faut parfois faire des choix cornéliens ; et parfois se contenter de ce que l’on trouve dans le champ de notre variable. La tâche est d’autant plus ardue que l’étoile surveillée est brillante.

Pour mesurer les variations d’Algol, nous n’avons pas eu beaucoup de choix et nous avons donc porté notre intérêt sur les étoiles suivantes :

Omega Per Hip2 Vmag Vmag = 4,7813 (sHp – Scatter of Hpmag : 0.005)
HD19066 Hip2 Vmag Vmag = 6,2223 (sHp – Scatter of Hpmag : 0.005)
HIP14505 Hip2 Vmag Vmag = 8,464
HD19459 Tycho-2 Vmag = 8,54

Omega Persei et HD19066 supporteront l’essentiel de la comparaison d’avec Algol ; les deux étoiles suivantes sont bien trop faibles par rapport à notre variable qui est exceptionnellement brillante et ne sont là que pour la figuration. Nous les conserverons tout de même, car notre feuille de calcul ne fonctionnerait pas sans ses quatre étoiles de référence (messages d’erreur). Algol est tout de même un cas un peu spécial …

Relever les magnitudes avec 3 ou 4 chiffres après la virgule peut avoir de l’importance ; tout dépend de la précision souhaitée au final. Notre feuille de calcul travaillera de toute façon avec de très nombreuses décimales en interne. Autant la « nourrir » correctement à l’entrée ; il sera toujours temps de ne conserver qu’un ou deux chiffres après la virgule plus tard.

Déterminer le bon rayon des cercles pour la photométrie d’ouverture

Dernier détail à mettre au point avant de lancer notre photométrie automatique : le réglage des cercles de mesure de l’étoile et du fond de ciel.

Demandons à Iris de faire la synthèse des 11 images registrées de la série « algolr » (Menu Traitement>Addition d’une séquence) et sur cette image, relevons le diamètre maximal de l’étoile variable avec l’outil coupe, en ayant le soin de traverser l’étoile dans sa plus grande largeur (si toutefois notre étoile n’était pas tout à fait ronde en raison d’un défaut de suivi, par exemple), et en passant par son centre. Ou bien, traçons un carré autour de notre étoile variable puis faisons « clic droit>Profil ».

Nous pouvons facilement déterminer qu’à sa base, l’image d’Algol a un rayon égal à 33 pixels. Nous retiendrons donc 35 pixels comme rayon pour notre cercle interne. Un peu arbitrairement ensuite, nous retiendrons 40 pixels, et un confortable 70 pixels pour les deux cercles externes utilisés pour la détermination du fond du ciel.

Note : si notre étoile de référence était plus brillante que notre variable, il faudrait effectuer cette détermination sur l’étoile de référence plutôt que sur la variable.

Note 2 : il ne vous aura peut-être pas échappé que sur la coupe retournée par Iris, les valeurs dépassent ici les 12000 ADU … Mais il ne faut pas s’en inquiéter, car il s’agit d’une image de synthèse pour laquelle Iris a ramené les valeurs originelles à un maximum de 32768.

Nous pouvons éventuellement avoir recours à une photométrie d’ouverture de base pour vérifier que tout est conforme. Menu « analyse>Photométrie d’ouverture ».

La photométrie automatique

De l’action ! De l’action !

Passons maintenant à la photométrie automatique, qui va nous permettre de mesurer nos onze images en quelques secondes.

Pour commencer, il convient de signaler à Iris où se trouve notre variable dans l’image, et quelles sont les étoiles de référence à mesurer. Menu « analyse>Sélection d’objets ». Il va nous falloir cliquer sur le centre de chacune de ces étoiles en respectant l’ordre suivant :

1 – Algol
2 – Omega Per
3 – HD19066
4- HIP14505
5- HD19459

A dire vrai, la seule obligation est de pointer la variable en premier ; l’ordre dans lequel se présentent ensuite les étoiles de référence importe assez peu. Par convention, nous préférerons cependant les aligner en fonction de leur magnitude. Si, pour une raison ou pour une autre vous choisissiez de les présenter dans un autre ordre, il conviendrait de modifier l’ordre pré-établi dans la feuille de calcul pour ces étoiles, faute de quoi les mesures seraient faussées.

Ouvrons maintenant la boite de dialogue de réglage de la photométrie automatique. Menu « Analyse>Photométrie automatique ». Il nous faut donner le nom générique de notre série d’images (« algolr ») et le nombre d’images dans la série (11), le nom du fichier dans lequel seront enregistrées les mesures (par exemple : « phot_algol »), décocher la case « Sortie en magnitude » car nous souhaitons des mesures en ADU et cocher « Pas d’appariement », car nous avons déjà registré nos images.

Le centre de la fenêtre donne la position de notre variable (#1) et celles des étoiles de référence (#2 à #5). Cochons maintenant « Photométrie d’ouverture » et donnons la taille de nos cercles de mesure tel que déterminé ci-dessus : 35/40/70. Cliquons sur « ok ». En quelques secondes, le résultat est affiché sur l’écran. Notre photométrie est achevée. Il ne nous reste plus qu’à interpréter les résultats.

La feuille de calcul

Pour transformer nos mesures brutes données en ADU en magnitude, et produire une belle courbe de luminosité, nous allons nous servir d’un tableur ; la suite Apache OpenOffice fera parfaitement notre affaire.

Nous allons maintenant utiliser une feuille de calcul mise à la disposition de la communauté par Etienne Morelle, variabiliste bien connu (lien pour le téléchargement en haut de cette page). Cette feuille est fort bien conçue et plus complète que la feuille Excel que nous utilisions précédemment, qui ne prenait en compte qu’une seule étoile de comparaison. Nous pouvons maintenant travailler avec quatre étoiles de référence réunies en une « superétoile » dont la magnitude résulte de l’amalgame des magnitudes individuelles pondérées des étoiles de référence. La précision en est d’autant accrue. Nous en avons juste un peu modifié la présentation générale.

Depuis le menu de la page d’entrée d’OpenOffice, ouvrons le fichier Photosb_base.xls. L’aspect peut paraître un peu rébarbatif au premier coup d’oeil lorsqu’on n’a jamais ouvert un tableur, mais il est assez rapide de s’y retrouver, rassurez-vous.

Les cases (cellules) coloriées en bleu sont celles où vous pouvez/devez intervenir. Pour commencer, cliquez sur la cellule « Votre nom » et inscrivez-y votre patronyme. Une bonne habitude au début, est de ne rien chercher à écrire dans la cellule elle-même, mais de rédiger plutôt dans la zone dédiée pointée par la flèche (« Ligne de saisie »).

Renseignez toutes les cases depuis « Votre nom » jusqu’à « Votre observatoire », puis « Logiciel », « Rayons » des cercles et remarques.

Dans l’ordre des choses, il vous faudrait également inscrire le nom de votre variable (Algol) et renseigner les cases relatives aux étoiles de référence (dans le même ordre que vous les avez sélectionnées pour votre photométrie automatique, c’est très important) : catalogues de référence (si l’on veut bien faire) et magnitudes. Mais ici, le travail est déjà fait.

Pour importer nos mesures depuis Iris, il faut ouvrir le fichier « phot_algol.lst » qui se trouve dans le répertoire de travail d’Iris. Cliquons au préalable sur la cellule verte (clic gauche) qui se trouve ligne 20, à gauche, sous la cellule « Dates des observations ».

Ouvrons ensuite notre fichier de mesures. Menu « Fichier>Ouvrir ».

Fenêtre, « Options de filtre ASCII » : acceptons le choix qui nous est proposé par défaut.

Nous retrouvons maintenant notre fichier de données issues de la photométrie Iris ouvert sous OpenOffice Writer.

Un copier-coller va nous permettre de basculer ces données dans le tableur. Revenons à l’écran du tableur et donnons maintenant un petit coup de clic droit dans la cellule verte déjà sélectionnée, pour faire apparaître un menu dans lequel nous allons choisir « Collage spécial>texte non formaté ». Dans la fenêtre « Import de texte » qui s’affiche, cochons les cases « Espace » et « Fusionner les séparateurs » puis acceptons.

Si tout se passe correctement, vous devriez obtenir l’écran ci-dessous.

Note : Observez en particulier la colonne de « Dates des observations ». Si vos données en JJ ne sont pas correctement affichées (justifiées à droite avec quatre chiffres après la virgule), il peut y avoir un souci de formatage des nombres dans les options, quelque part entre Windows et OpenOffice. Le plus simple est de remplacer en systématique tous les points par des virgules dans le fichier « phot_algol.lst » avant de l’importer dans le tableur. Ce n’est pas très compliqué à faire en manuel pour onze images, mais il vaut mieux utiliser le menu « Edition>Rechercher & remplacer » (remplacer les « . » par des « , »), lorsque votre fichier est ouvert sous OpenOffice Writer, surtout s’il y a 400 lignes de mesures pour une nuit d’observations …

Il faut maintenant demander au tableur de jouer son rôle et d’effectuer les calculs que nous attendons de lui, notamment convertir nos intensités brutes données en ADU en magnitudes sonnantes et trébuchantes.

Pour cela, sélectionnons la ligne 20, de la colonne « a » (sous « Calcul des constantes », pointée en jaune vif) à la colonne « d » (sous « Étoiles de référence »). En fait : ligne 20, colonnes G à Q, clic gauche maintenu, comme pour sélectionner une portion de texte. La dernière cellule que nous avons sélectionnée est entourée par un rectangle épais ; en bas à droite de ce rectangle, il y a un petit carré noir. Cliquons sur ce petit carré et tirons la souris vers le bas jusqu’à la dernière de nos mesures importées (ligne 30), puis relâchons le clic de souris. Les calculs sont achevés et nous avons terminé.

Bravo !

Quelques remarques, pour en terminer

Notre période d’observation a été fort judicieusement calculée et automatiquement convertie en dates civiles avec heures en TU, ligne 8 (Début/fin de l’observation).

Nos mesures de magnitudes d’Algol se trouvent dans la colonne « M », sous Algol/Mag. Nous voyons parfaitement que l’étoile a varié de 0.4 magnitudes à la baisse puis à la hausse pendant les trois heures d’observations qui étaient centrées autour du minima de l’étoile.

Juste à droite de cette colonne (colonne « N »), on retrouve notre étoile de référence A (Omega Persei) ; il n’y a aucune variation apparente de son éclat, ce qui est normal puisque nous avons supposé cette étoile absolument constante. Les variations éventuelles de l’étoile dues, par exemple, à sa variation de hauteur sur l’horizon, à des passages de brumes ./… ont été « gommées » artificiellement. L’étoile de comparaison B, colonne « O » montre des variations qui permettent de prendre la mesure des variations subies par A au cours de l’observation.

Au sujet de la détermination de la « superétoile » de référence, nous pouvons noter dans les cellules « Pondération », que l’étoile de référence A a été pondérée à hauteur de 1, tandis que B a compté pour 0.07 dans le calcul. Les deux étoiles C et D, qui étaient vraiment trop faibles pour être fiable dans notre exemple, n’ont pas été utilisées. Mais nous le répétons, il s’agit d’un cas particulier ; il n’y avait pas assez d’étoiles de référence dans notre champ autour d’Algol pour trouver quatre étoiles de comparaison correctes. Algol est vraiment une étoile très brillante.

L’écart type relevé sous la super étoile est très bon : 0.003. Il est encore meilleur lorsque nous intégrons la centaine d’images que nous avons capturées dans la soirée.

Vous pouvez ajouter jusqu’à 1000 observations dans cette feuille de calcul, éventuellement sur plusieurs nuits d’affilée, pour peu que la variable soit toujours comparée aux même étoiles de référence, et il n’est pas très difficile de demander à notre feuille de calcul de prendre en considération bien davantage de données encore.

Nous pouvons modifier le nombre de décimales affichées par une ou plusieurs cellules : magnitudes des étoiles de référence, ou de la superétoile, par exemple. Pour cela, il faut cliquer dans la cellule à modifier : « clic droit>Formater les cellules » puis sélectionner le nouveau format souhaité. Seul l’affichage est modifié et il est possible de retourner en arrière à tout moment. Les valeurs réelles des données avec x décimales sont conservées en interne.

Pour des observations à transmettre à l’AFOEV, ne conserver que 2 décimales ; pour taquiner une exoplanète, afficher 4 ou 5 décimales.

Pour modifier l’affichage de toute une colonne (magnitude d’Algol ./…), mettre la colonne en surbrillance puis « clic droit>Formater les cellules », comme précédemment.