Cette présentation concerne la mesure des distances entre la Terre et les étoiles. Elle présente notamment la technique du l'écho radar et celle de la parallaxe.
Le récepteur GNSS , GPS , GALILEO par www.OpenNSS.orgHELILEO
Comment un récepteur GNSS fonctionne ? Rejoignez la communauté OpenGNSS sur www.OpenGNSS.org pour participer au développement d'un récepteur GNSS open source
Cours Physique de la mesure Télédétection optique, Partie 1OHagolle
Cours de physique de la mesure de télédétection optique donné en master 2 SIA de l'Université Paul Sabatier. Version 2016.
Partie 1 : radiométrie, grandeurs physiques, éclairement, luminance, réflectance
Cours intitulé :
"GNSS, un peu de théorie pour de meilleures pratiques" dispensé en partenariat avec la CNSGT (chambre syndicale nationale des géomètres topographes)
Cette présentation concerne la mesure des distances entre la Terre et les étoiles. Elle présente notamment la technique du l'écho radar et celle de la parallaxe.
Le récepteur GNSS , GPS , GALILEO par www.OpenNSS.orgHELILEO
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Cours Physique de la mesure Télédétection optique, Partie 1OHagolle
Cours de physique de la mesure de télédétection optique donné en master 2 SIA de l'Université Paul Sabatier. Version 2016.
Partie 1 : radiométrie, grandeurs physiques, éclairement, luminance, réflectance
Cours intitulé :
"GNSS, un peu de théorie pour de meilleures pratiques" dispensé en partenariat avec la CNSGT (chambre syndicale nationale des géomètres topographes)
Étude des phénomènes solaires locaux à partir de l’étude de la propagation des ondes acoustiques qui parcourent l’intérieur du Soleil.
Etude théorique de la méthode Temps–Distance et mise en place d’un modèle reliant le temps de parcours aux propriétés internes (locales)
Détermination des temps de parcours à partir d’un traitement d’images du Soleil
Pour le projet, les élèves ont réalisé des photographies d’amas d’étoile, les a traitées et analysées pour déterminer l’âge des amas par photométrie. Ils ont innové en utilisant la matrice de Bayer de l’appareil photo au lieu des filtres traditionnels. L’expérience a été concluante sur l’amas M37dont l’âge a été déterminé par cette méthode.
Cours_ Physique de la mesure Télédétection optique , Partie 2OHagolle
Cours de physique de la mesure de télédétection optique donné en master 2 SIA de l'Université Paul Sabatier. Version 2016.
Partie 2 : effets atmosphériques, signatures spectrales, effets directionnels
Étude des phénomènes solaires locaux à partir de l’étude de la propagation des ondes acoustiques qui parcourent l’intérieur du Soleil.
Etude théorique de la méthode Temps–Distance et mise en place d’un modèle reliant le temps de parcours aux propriétés internes (locales)
Détermination des temps de parcours à partir d’un traitement d’images du Soleil
Pour le projet, les élèves ont réalisé des photographies d’amas d’étoile, les a traitées et analysées pour déterminer l’âge des amas par photométrie. Ils ont innové en utilisant la matrice de Bayer de l’appareil photo au lieu des filtres traditionnels. L’expérience a été concluante sur l’amas M37dont l’âge a été déterminé par cette méthode.
Cours_ Physique de la mesure Télédétection optique , Partie 2OHagolle
Cours de physique de la mesure de télédétection optique donné en master 2 SIA de l'Université Paul Sabatier. Version 2016.
Partie 2 : effets atmosphériques, signatures spectrales, effets directionnels
2. Agenda
Introduction (formule de Pogson)
Flux
Standard UBV (Johnson) – RI (Cousin)
Mesure de flux
Mesure directe
Modélisation
Catalogues de références
Logiciels
Photométrie «absolue»
Projets de Photométrie
Astéroïdes – de la courbe à la modélisation 3D
Etoiles Variables – exemple des SX Phoenix
Super Novae – type de SN
Autres Projets
Quelques Logiciels…
3. Introduction
Sujet abordé = photométrie «stellaire»
Nous n’aborderons pas la photométrie rapide ni la
photométrie d’objet étendu (comète, nébuleuses…)
Formule de Pogson:
Magnitude = Référence - 2.5 * Log (Flux Objet)
ou
Mag1 – Mag2 = -2.5 * Log (Flux1 / Flux2)
4. Flux
Le flux mesuré dépend de:
Le flux «absolu» de l’objet
La distance de l’objet
L’atmosphère (donc de l’endroit visé, de la hauteur sur l’horizon
masse d’air); cela peut varier d’une observation à l’autre!
L’optique de son instrument (incluant les filtres)
Le rapport quantique de son capteur
Toute mesure sera entachée de «bruit» que l’on essayera
de réduire au maximum!
5. Standards UBV - RI
Harold Johnson & W.W. Morgan ont proposé un
système de filtres en 1953; ce système est devenu
le standard UBV (U=Ultra-violet, B=Blue,
V=Visual)
Le système a été étendu par Johnson & Cousins
avec les flux RI (R=Red, I=InfraRed)
8. Quand filtrer ?
Utiliser un filtre permet d’améliorer le contraste de
l’objet (et le rapport Signal/Bruit).
Ne pas mettre de filtre si le rapport S/B n’est pas
suffisant (<50-100).
Utiliser un filtre R pour les astéroïdes, voir V (les
capteurs CCD étant sensibles dans le Rouge)
9. Mesure directe
Mesure du flux sur l’image par «comptage» du
signal dans une «fenêtre»
Forme carrée
Forme circulaire
Forme elliptique
Sub-pixelisation
Fond du ciel (moyenne ou médiane) à retirer
10. Modélisation – quelques définitions
PSF: Point Spread Function.
C’est la forme que prend une étoile («ponctuelle») au
foyer de l’instrument
FWHM: Full Width Half Maximum
En première approximation, la PSF
est de forme gaussienne
FWHM
12. Photométrie Différentielle
On mesure le flux de l’Objet par rapport à une Référence
(photométrie «relative»)
Référence =
Une étoile
Une «super-étoile»: le flux de plusieurs étoiles est additionné
Conseil:
utiliser des étoiles de références de magnitude proche et de «couleur» proche
(pour les astéroïdes, prendre des étoiles de type G, solaire)
Attention: vérifier avec une mesure sur une étoile «test» que vos références
sont stables dans le temps!
Bien entendu, faire les pré-traitements!!!
13. Catalogues de Références
USNO 2: le mieux actuellement
Pour les astéroïdes imagés sans filtre, utiliser la
composante «R» (car CCD plus sensible dans le Rouge)
GSC: trop ancien & magnitudes incertaines
UCAC: en cours, très précis
Note: le Canopus utilise un catalogue d’étoiles
sélectionnées en fonction des indices de couleur
(étoiles proches du type G)
14. Logiciels
IRIS: gratuit & efficace (attention aux images en
16bits!): http://astrosurf.com/buil/iris/iris.htm
AudeLA: gratuit & puissant (script «CALAPhot»)!
http://audela.ccdaude.com/
TeleAuto: pas testé mais semble sympa
PRISM: cher; script puissant de L. Bernasconi
CANOPUS: cher; spécialisé pour les courbes de
rotation, recherche de période incluse
15. Photométrie «absolue»
Mesurer, à différentes masses d’air,
un champ de référence (avec filtre!)
pour avoir la constante des magnitudes
Champ dans M67, M92, & NGC7790
(cf «le guide pratique de l’astronomie CCD»
de P.Martinez & A.Klotz)
Landolt: champs de référence
http://www.cfht.hawaii.edu/ObsInfo/Standards/Landolt/
Relier les séries de mesures
(ex: plusieurs nuits) entre elles
grâce à ces mesures de références
16. Instrumentation
Télescope avec suivi sidéral (2-3 min de pose pour
astéroïdes) et une Caméra CCD
Taille pixel ½ du seeing (FWHM): environ 2’’
Rapport S/B 100 0.01 magnitude de précision
Filtre R ou V éventuellement
Champ >10’ (>5 étoiles de référence)
50 mesures / période
Horloge mise à jour (heure TU)!!!
Diamètre Mag.
Limite
200mm 13.5
400mm 15.0
1000mm 17.0
Poses de 2min, S/N=100
18. Courbes de Rotation – Astéroïdes
http://obswww.unige.ch/~behrend/page_cou.html
Attention au temps lumière (distance Terre-Astéroïde) pour les raccords!
19. CdR: A quoi ça sert?
Étude des corrélations entre les périodes de rotation & les types d’astéroïdes
Rechercher des «gros» (>100m) astéroïdes avec périodes courte (<2.25h): solides!
Rechercher des rotateurs lents pour affiner les théories
Étude long terme des coefficients de phase
Détermination de l’orientation, du sens de rotation, et de la forme!
La recherche de la forme peut être corrélée avec les occultations astéroïdales…
Certains astéroïdes son binaires!
Seulement 1% des astéroïdes ont été mesurés… introduisant des biais de mesures
Satisfaction de travailler avec des professionnels et de voir son nom dans une
publication officielle!!!
…et on peut même découvrir des étoiles variables avec les mesures faites!
20. CdR: sélection des cibles
Aller sur le «CALL» (Collaborative Asteroidal
Lightcurve Link):
http://www.minorplanetobserver.com/astlc/default.htm
Choisir un astéroïde proche de son opposition
Choisir un astéroïde mesuré peu souvent voir pas
du tout (cf catalogue de Harris sur le site du
CALL)
Simplement, choisir une cible parmi toutes celles
proposées sur le CALL tout les trimestre!
21. Étoiles Variables
Binaires à éclipses (ex: Algol)
Étoiles pulsantes (ex: Mira Ceti, RR Lyr,
Céphéides, Delta Scuti…)
Étoiles cataclysmiques (ex: novae)
General Catalog of Variable Star: >36000 étoiles!
22. Exemple de variable: DY Peg
Type SX Phoenix, tout comme:
BL Cam: m=13.1, période=56min
WW Cyg: m=11.7, période=194min
CY Aqr: m=10.8, période=88min
Magnitude autour de 10.3
Période 105min (<2h)
2ème étoile proche: possibilité de la faire avec la caméra
DSI de Meade ?
Faite avec une petite caméra (Pixel 211) à l’observatoire
26. Super-Novae
La forme de la courbe de lumière indique le type
de la Super-Nova
Demande une rapidité de réaction pour mesurer la
magnitude avant le maximum!
http://www.astrosurf.com/snaude/
29. Autres projets en photométrie…
Diagramme HR:
Faire le champ d’un amas d’étoile en B & V
Tracer B-V en fonction de V
Mesure sur les «ronds» d’étoiles
30. Références
A Practical to Lightcurve Photometry and Analysis (Brian D. Warner, BDW
Publishing)
Observing Variable Stars (Gerry A. Good, édition Springer)
Cours de Stetson: http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Stetson/frames.html
AAVSO: http://www.aavso.org/