5.2
Campagne 2009
Lors de la campagne 2009, ASTEP Sud a fonctionné du 4 avril au 30 octobre, soit durant quasiment tout l’hiver. Le nombre total d’heures d’observations est de 2990. En début de campagne, seul le pointage du pôle Sud a été refait, le reste de l’instrument n’a pas été modifié. Des améliorations, détaillées dans ce qui suit, ont toutefois été réalisées durant la campagne.
5.2.1 Variations des PSF
On retrouve les variations long terme des PSF au début de la campagne 2009. L’ana- lyse globale du comportement des différents éléments dans l’enceinte thermalisée fait intervenir différentes températures, des régulateurs thermiques, des sondes placées à des endroits spécifiques, une inertie thermique pour chaque élément (y compris de l’en- ceinte vis-à-vis de l’extérieur), et la réponse mécanique de la lunette aux variations de température ; ainsi sa modélisation est délicate. On essaie donc de résoudre ce problème empiriquement, par l’observation des courbes de l’analyse préliminaire quotidienne.
La figure 5.11 montre plusieurs courbes obtenues sur 2 jours particuliers. Même si le comportement global peut être très différent d’une journée à l’autre, on remarque souvent une corrélation entre la taille des PSF, la température de la caméra et la température extérieure. La température de l’enceinte oscille quant à elle autour de sa température de consigne de -20◦
C (on retrouve d’ailleurs ces oscillations sur la tempé- rature de la caméra et sur la PSF). La PSF et la température de la caméra sont alors comparées sur l’ensemble des observations effectuées entre avril et juillet 2009 (figure 5.12). La corrélation apparaît clairement, en particulier pour les données acquises après le 21 mai.
Plusieurs hypothèses sont donc envisagées :
— Les résistances entourant le shutter peuvent chauffer et déformer un peu le bas de la lunette et modifier les PSF, tout en augmentant la température de la caméra. Un test est effectué en coupant l’alimentation des résistances. Cela n’a pas d’effet sur les PSF.
— La température de l’enceinte n’est pas homogène, et la température relevée est valable uniquement autour de la sonde. La température dans l’enceinte varie alors en fonction de la température extérieure, ce qui affecte la lunette et la caméra. On vérifie donc les ventilateurs censés homogénéiser la température. Il apparaît que ceux-ci ne fonctionnent que lors des phases de chauffage de l’enceinte, et non en continu. Ce défaut de conception est corrigé en branchant directement les ventilateurs sur le secteur. Cela résoud à la fois le problème des PSF et de la température de la caméra (figure 5.13). La température de l’enceinte relevée par la sonde devient également plus stable. Une refocalisation est alors effectuée, et les variations long terme des PSF disparaissent : la taille des PSF reste stable autour de 2 px jusqu’à la fin de la campagne (mi-octobre).
Figure5.11 – Comparaison de la taille des PSF selon les directions x (bleu) et y (vert) sur le CCD, avec les températures de l’électronique de la caméra, de l’enceinte et extérieure (rouge), pour les journées du 2 juin 2009 (gauche) et du 1er
juillet 2009 (droite). La taille des PSF est soit corrélée, soit anti-corrélée avec les températures de la caméra et extérieure. Les petites oscillations sont corrélées avec la température de l’enceinte.
5.2. Campagne 2009
Figure 5.12 – Corrélation entre la taille des PSF et la température de la caméra pour l’en- semble des données acquises entre le début de la campagne et le 1erjuillet 2009, avant (bleu) et après (rouge) le 21 mai. Après le 21 mai, la PSF est dégradée et la corrélation apparaît clairement.
Figure 5.13 – Taille des PSF et températures de la caméra et de l’enceinte pour le mois de juillet 2009. Les ventilateurs ont été branchés directement sur le secteur le 15, permettant une ventilation continue. La refocalisation a été effectuée le 21. Les fluctuations long terme des PSF disparaîssent alors, et les températures deviennent stables.
5.2. Campagne 2009
5.2.2 Qualité du ciel
La fraction de temps photométrique pour l’hiver 2009 est déterminée de la même manière que pour 2008, à partir du modèle prenant en compte le FWHM et le fond de ciel (approche globale). La fonction N∗,th = g(m) est obtenue à partir de l’ajustement d’un polynôme sur une image de la campagne 2009 prise dans des conditions excellentes (figure 5.14). On trouve les coefficients suivants : a3 = 0.008, a2 = −0.455, a1 = 8.230, a0 =−46.216, et on prend une pente de 0.2 pour m > 14.
De même que pour 2008, ce modèle est testé pour différentes plages de FWHM et de fond de ciel, en comparant N∗,th au nombre d’étoiles détecté sur des images prises dans des conditions excellentes (figure 5.15). On prend ici les images dont le nombre d’étoiles est excédé 3 % du temps, au lieu de 1 % comme en 2008 (on a parfois un nombre d’étoiles plus grand que le nombre typique observé lors des journées excellentes, soit∼600 étoiles au lieu de ∼500 pour la partie centrale de 1000 × 1000 px ; il s’agit a priori de journées avec des conditions exceptionnelles). La comparaison donne une erreur standard de 7.8 % et une erreur maximale de 19.1 %, ce qui permet de valider le modèle.
Figure5.14 – Diagramme cumulatif du nombre d’étoiles en fonction de magnitude instrumen- tale sur une image prise lorsque le temps est excellent (noir), et ajustement par un polynôme d’ordre 3 (vert), pour l’hiver 2009.
On compare alors le nombre d’étoiles détecté au nombre d’étoiles théorique. De même que pour 2008, on délimite les différentes zones en prenant en compte une erreur de mesure. Une erreur basse de 0.25 px permet un bon ajustement de l’un des bords de l’histogramme. L’autre bord est plus délicat à ajuster ; on choisit une erreur haute de 0.38 px qui permet d’obtenir la même largeur à mi-hauteur (figure 5.16). On obtient alors les statistiques pour l’hiver 2009 au Dôme C : entre 59.4 et 72.7 % de temps excellent, entre 22.8 et 36.1 % de temps voilé, et 4.5 % de mauvais temps (figure 5.17).
Figure 5.15 – Validation du modèle pour les observations de 2009. La relation théorique N∗,th = f (Fsky, ω) (ligne pointillée) est comparée au nombre d’étoiles détectées sur les meilleures images, d’abord en faisant varier le fond de ciel Fsky de 20 à 500 ADU (à par- tir de l’offset de 2490 ADU), pour un FWHM ω fixé à 1.5 px (haut gauche) puis à 2.5 px (haut droite) ; ensuite en faisant varier le FWHM de 1.5 à 3.5 px, pour Fsky fixé à 20 ADU (bas gauche) puis à 500 ADU (bas droite). Ce test valide le modèle.
5.2. Campagne 2009
Figure 5.16 – Rapport du nombre d’étoiles mesuré sur le nombre d’étoiles théorique pour l’hiver 2009, en rouge. Les histogrammes théoriques prenant en compte une erreur de mesure basse (de 0.25 px) et haute (de 0.38 px) sont représentés respectivement en bleu et vert. Les points noir et jaune permettent de calculer la largeur à mi-hauteur pour définir l’erreur haute.
Figure 5.17 – Haut : rapport du nombre d’étoiles mesuré sur le nombre d’étoiles théorique (ligne noire) pour l’hiver 2009. Les histogrammes théoriques prenant en compte les erreurs de mesure permettent d’identifier 3 zones, correspondant au temps excellent (rouge), incertain (orange) et voilé (jaune). Bas : même histogramme représenté de manière cumulative. La zone blanche est la fraction de temps durant laquelle les acquisitions ont été stoppées à cause du mauvais temps (white-out).
5.2. Campagne 2009
5.2.3 Histogramme des observations de la campagne 2009
L’histogramme des observations de la campagne 2009 est représenté figure 5.18. ASTEP Sud a fonctionné quasiment en continu du 4 avril jusqu’à la fin de l’hiver. 2990 heures de données ont été acquises. En ne comptant que les périodes où la hauteur du Soleil est inférieure à -9◦
, on obtient 2442 heures d’observations, le maximum possible sur tout l’hiver étant de 3031 heures. La quantité de données correspondant à un temps excellent ou intermédiaire s’élève à 1754 heures. Un instrument simple comme ASTEP Sud peut donc fonctionner en continu durant l’hiver au Dôme C.
Observing time fraction (%)
mar apr may june july aug
ASTEP South @ Concordia, Dome C, 2009
sep uncertain veiled white-out Sun altitude <-9° Sun altitude <-13° excellent
Figure 5.18 – Fraction de temps d’observation par jour avec ASTEP Sud pour l’hiver 2009. Les zones bleu clair et bleu foncé indiquent la fraction du temps pour laquelle le Soleil est plus bas que -9 et -13◦sous l’horizon, respectivement. Les périodes de temps excellent, incertain et voilé déterminées par ASTEP Sud sont en rouge, orange et jaune, respectivement. Les zones blanches correspondent aux périodes durant lesquelles les observations sont stoppées à cause du mauvais temps (white-out). Les données acquises entre le 4 et le 27 avril ne sont pas encore récupérées.
Traitement photométrique des données
ASTEP Sud
6.1
Introduction
Ce chapitre présente le traitement photométrique des données ASTEP Sud. Le but est d’extraire les courbes de lumière pour toutes les étoiles du champ. On peut ainsi avoir une première idée de la qualité de la photométrie au Dôme C, même si ASTEP Sud reste un instrument de 10 cm seulement. Les courbes de lumière devraient également permettre d’identifier des étoiles variables et à terme d’obtenir une liste de candidats transits. Les routines de traitement sont développées par l’équipe ASTEP, et écrites sous IDL.