3.2 Le syst`eme d’analyse en temps r´eel
3.2.2 La comparaison des catalogues
La seconde partie du traitement consiste `a comparer les catalogues d’objets afin d’en extraire
les objets variables. Pour qu’une comparaison soit possible, les images doivent pointer la mˆeme
zone du ciel et avoir ´et´e prises avec le mˆeme filtre. De plus, leur temps d’exposition doit ˆetre
du mˆeme ordre de grandeur. Nous avons choisi de comparer uniquement les images d’un mˆeme
run, car la plupart des afterglows passent au-del`a de notre magnitude limite d’un run `a l’autre.
Dans un premier temps, les images d’un mˆeme champ sont compar´ees nuit par nuit, par
doublet ou triplet suivant la strat´egie d’observation utilis´ee. Cette premi`ere s´erie nous permet
d’une part d’extraire les objets fortement variables, et d’autre part de cr´eer un catalogue de
classification des objets dans les comparaisons, qui nous servira de r´ef´erence pour les
comparai-sons avec les images prises les nuits suivantes. Dans un second temps, les meilleures images de
chaque nuit sont s´electionn´ees et compar´ees entre-elles par doublet uniquement. C’est dans ces
comparaisons ”inter nuit” qu’on a le plus de chance de d´etecter un afterglow optique (voir figure
5.3).
Comparaisons triples
Les comparaisons triples servent principalement `a d´etecter les objets fortement variables,
ainsi que les ast´ero¨ıdes et les TNO, et `a cr´eer un catalogue de comparaison qui sera utilis´e dans
les comparaisons ”inter nuit”. Les trois images d’une comparaison triple sont toujours acquises
durant la mˆeme nuit.
Des trois catalogues d’objets d’une comparaison triple, le meilleur
4
est s´electionn´e et
uti-lis´e comme r´ef´erence pour les deux autres, qui sont alors calibr´es astrom´etriquement et
pho-tom´etriquement par rapport `a lui. Pour chaque objet de chaque catalogue, nous cherchons le
correspondant dans les deux autres, c’est `a dire l’objet le plus proche de ses coordonn´ees. Les
diff´erences entre les positions du triplet d’objet ainsi trouv´e, qui correspondent aux distances
entre les 3 objets de chaque catalogue (1-2, 1-3, 2-3), sont compar´ees `a une tol´erance en position
calcul´ee pour chaque CCD, et dont la valeur est habituellement de 1 pixel, ou 0,18
′′
. Suivant les
valeurs minimales et maximales des distances, les objets sont ensuite s´epar´es en trois cat´egories:
– Si la distance minimale est inf´erieure `a la tol´erance en position et la distance maximale
est inf´erieure `a deux fois la tol´erance de position, l’objet est class´e comme commun.
– Si la distance minimale est inf´erieure `a la tol´erance en position et la distance maximale
est sup´erieure `a deux fois la tol´erance de position, l’objet est class´e comme suspect.
– Sinon, l’objet est class´e comme seul (la distance minimale est sup´erieure `a la tol´erance en
position).
On peut dire pour simplifier que les objets communs sont pr´esents dans les trois catalogues, les
objets suspects le sont dans seulement deux, et les objets seuls dans un seul catalogue sur les
trois. Une repr´esentation graphique de cette classification est pr´esent´ee dans la figure 3.11.
A partir des ´etoiles communes, les catalogues 1 et 2 sont calibr´es en µ
max, magnitude et
FWHM par rapport au catalogue 3. Une recherche d’objets variables parmi les ´etoiles, galaxies et
objets faibles communs est ensuite effectu´ee. Les objets sont s´epar´es en 9 intervalles de magnitude
contenant chacun un mˆeme nombre d’objet. Pour chacun des ces intervalles, on calcule d’une
part les trois valeurs m´edianes de la diff´erence de magnitude entre chaque catalogue, et d’autre
part la valeur m´ediane de la somme des valeurs absolues de toutes les diff´erence de magnitude
4. On consid`ere comme meilleur catalogue celui qui a le plus grand nombre moyen d’objets astrophysiques par
CCD.
3.2. LE SYST `EME D’ANALYSE EN TEMPS R ´EEL 51
Fig. 3.11 –Repr´esentation graphique de la classification spatiale des objets en fonction de leurs
distances dans les comparaisons triples.
combin´ees. Ces valeurs sont ensuite compar´ees avec les diff´erences de magnitude de chaque
objet individuellement. Un objet est classifi´e comme variable si toutes ses valeurs de diff´erence
de magnitude sont sup´erieures aux valeurs m´edianes de chaque catalogue, et si sa diff´erence
totale est trois fois sup´erieure `a la valeur m´ediane totale. Nous nous assurons ainsi que l’objet
est variable et globalement, et localement entre chaque catalogue. Un exemple graphique de
cette recherche d’objets variables pour un CCD est montr´e dans la figure 3.12. Des coupures
sont ensuite appliqu´ees sur ces objets afin d’´eliminer la majorit´e des d´efauts CCD, les objets
dont la valeur d’extraction est sup´erieure `a z´ero (voir section 3.2.1), et les objets tr`es faibles en
µ
max.
Les objets seuls sont utilis´es dans la d´etection d’ast´ero¨ıdes. Ces derniers sont d´etect´es
sim-plement en associant trois objets seuls, un pour chaque catalogue, avec un d´eplacement lin´eaire
identique entre les trois images. Pour finir, un catalogue de r´ef´erence pour cette comparaison est
cr´e´e, indiquant la classification de chaque objet (seul, suspect, commun, variable, ast´ero¨ıde). Ce
catalogue sera utilis´e lors de la comparaison double avec l’image du mˆeme champ prise quelques
jours plus tard, afin de rechercher les objets ayant disparu, ou bien ´etant apparus, dans le cas
o`u l’image seule du doublet serait prise avant celles du triplet.
Comparaisons doubles
Le traitement des comparaisons doubles est sensiblement similaire `a celui des comparaisons
triples. Les comparaisons doubles peuvent impliquer des images de la mˆeme nuit, si deux images
seulement du mˆeme champ ont ´et´e acquises, ou bien, ce qui est plus souvent le cas, deux images
de deux nuits diff´erentes, dont l’une d’elle est la meilleure du triplet d’une nuit.
Comme dans les comparaisons triples, les catalogues sont calibr´es astrom´etriquement, et
une tol´erance en position est calcul´ee `a partir de la distance moyenne des paires d’objets les plus
proches entre les deux catalogues. Les objets dont la distance est inf´erieure `a cette tol´erance
sont class´es comme objets communs, et ceux pour lesquels elle est sup´erieure sont class´es comme
52 CHAPITRE 3. DESCRIPTION DE NOTRE RECHERCHE D’AFTERGLOWS
16 17 18 19 20 21 22 23
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
1.4
1.6
∆
m
R magnitude
Fig. 3.12 – Cette figure sch´ematise la s´election des objets variables parmi les objets communs
d’un CCD d’une comparaison triple. Chaque point repr´esente un objet commun dans un plan
diff´erence de magnitude en fonction de la magnitude. La valeur en ordonn´ees Σ|∆ m| est la
somme des valeurs absolues des diff´erences de magnitude entre chacun des trois catalogues. Les
traits symbolisent nos tol´erances en magnitude pour chaque intervalle de magnitude. Le seul
objet commun s´electionn´e comme variable apr`es l’ensemble des coupures est repr´esent´e par le
cercle; il s’agit d’une ´etoile variable.
objets seuls. Le premier catalogue est ensuite recal´e enµ
max, magnitude et FWHM, en utilisant
les ´etoiles communes. Les objets dont la diff´erence de magnitude est sup´erieure `a 0,2 et sup´erieure
`a quatre fois la diff´erence de magnitude m´ediane de tous les objets de l’intervalle correspondant,
sont extraits et classifi´es comme variables.
Contrairement aux trois images des comparaisons triples, celles des comparaisons doubles
sont beaucoup plus susceptibles d’ˆetre acquises dans des conditions d’observation diff´erentes,
n’´etant pas prises durant la mˆeme nuit. Ceci affecte grandement la qualit´e des images, et ainsi
donc les valeurs des param`etres d’extraction des objets, notamment la magnitude et la FWHM.
Pour les objets ´etendus, Sextractor calibre la forme de l’objet sur une surface plus grande lorsque
l’image est de moins bonne qualit´e. La magnitude de l’objet ´etant calcul´ee pour cette surface,
elle est d’autant plus ´elev´ee que la surface est ´etendue, et donc que la FWHM est grande.
Cela entraˆıne un biais non seulement dans la calibration photom´etrique des catalogues, puisque
plus l’objet est ´etendu, plus l’erreur sur sa magnitude est grande, mais aussi dans la d´etection
3.2. LE SYST `EME D’ANALYSE EN TEMPS R ´EEL 53
−0.5 −0.4 −0.3 −0.2 −0.1 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5
−1.5
−1
−0.5
0
0.5
1
1.5
∆m
∆
FWHM
−0.5 −0.4 −0.3 −0.2 −0.1 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5
0
10
20
