Les catalogues de référence contiennent la liste de toutes les étoiles d’un quart de CCD ainsi que les informations les concernant, telles que leur position, leur flux, etc. Ils sont construits à partir des images compositées selon trois étapes principales, le détection des étoiles sur le cliché de référence, l’estimation des flux de référence et la fusion, dite association rouge-bleu, des deux listes d’étoiles des catalogues rouge et bleu.
4.3.1 La détection des étoiles
La détection des étoiles sur l’image compositée est assurée par le détecteur CORRFIND élaboré spécialement pour la photométrie en champ encombré par le groupe EROS. Une étude très complète de ce détecteur ainsi qu’une comparaison de ses performances avec d’autres détecteurs d’étoiles est décrite dans [Palanque-Delabrouille, 1997]. Nous n’aborderons ici que quelques points.
Le principe de détection de CORRFIND repose sur la corrélation entre les pixels des clichés avec la PSF des étoiles. Soit une étoile centrée en (x0, y0), avec un seeing moyen (σx, σy, ρ) dé-
terminé pour l’ensemble de l’image, en considérant les étoiles les plus brillantes et plus isolées. Le profil de cette étoile est modélisé par la PSF gaussienne (cf section3.2) :
P SF (x, y) = f 2πσxσyp(1 − ρ 2)× exp · − 1 2(1 − ρ2) µ (x − x0)2 σx 2 + (y − y0)2 σy 2 − 2ρ (x − x0)(y − y0) σxσy ¶¸ (4.5)
En calculant la corrélation entre chaque pixel (i,j) et une PSF centrée en (i,j), CORRFIND four- nit une image de corrélation qui présente des maxima locaux à l’emplacement des étoiles. La position précise des étoiles est ensuite affinée par l’ajustement d’une parabole sur le maximum local considéré. Cependant, tous les maxima ne correspondent pas à une étoile, les plus faibles sont des fluctuations du fond de ciel. Pour retenir une étoile en tant que telle, on demande à ce que le maximum local soit au-dessus d’un certain seuil réglable.
Pour la création des catalogues de référence du centre galactique, afin de travailler avec le plus grand nombre d’étoiles possible, nous avons fixé un seuil de détection bas. Ce choix se traduit par la présence de beaucoup de fausses détections qui ont été éliminées par la suite.
4.3.2 La mesure des flux de référence
Le flux de chacune des étoiles détectée sur les images de référence est mesuré et gardé en mémoire dans les catalogues de référence. Pour une étoile donnée, son flux de référence est en fait la moyenne de ses différents flux mesurés sur chacune des images qui ont servi à construire l’image compositée. La mesure des flux s’effectue par l’ajustement de PSF. Les détails des différents types de mesure (mesure de flux sur une image de référence ou sur une image courante) sont explicités plus loin, section4.4.1.
4.3.3 L’association rouge-bleu
Après les deux étapes précédentes, les catalogues de chaque couleur contiennent les infor- mations de position et le flux de référence de chaque étoile. Il s’agit maintenant d’identifier
le catalogue “rouge” avec le catalogue “bleu” ; en d’autres termes, il s’agit de trouver pour chacune des étoiles d’une couleur l’étoile qui lui est associée dans l’autre couleur. Ceci est ef- fectué en calculant la transformation géométrique entre les deux catalogues. Toutefois, toutes les étoiles ne sont pas associées, notamment les fausses détections évoquées section 4.3.1. À l’issue de l’association rouge-bleu, les catalogues de référence sont complets et prêts pour la construction des courbes de lumière.
4.3.4 Bilan de la création des catalogues de référence
Parmi les 2112 (66 champs × 32 quarts/champ) catalogues de référence prévus (ou 4224 si on considère qu’il y a un catalogue par couleur), il y deux quarts de CCD pour lesquels les programmes de construction de catalogues ont échoué, et ce malgré plusieurs tentatives. Il s’agit des catalogues correspondant au CCD 0 quart k et au CCD 5 quart n, du champ cg073. Ces deux quarts ont été exclus de l’analyse.
Une autre difficulté a été la présence d’aigrettes lumineuses sur les images de référence. Les aigrettes lumineuses sont formées par des étoiles d’avant plan très brillantes qui provoquent une saturation des pixels et des rayons lumineux intenses comme l’illustrent les figures4.5et
4.6. Elles induisent de nombreuses fausses détections et peuvent également simuler une ampli- fication du flux d’une véritable étoile. Un programme développé par [Afonso, 2001] permet de masquer automatiquement ces étoiles très brillantes lors de la détection des étoiles. La figure
4.5représente une étoile brillante avant et après l’application du masque. Cependant, il existe des étoiles tellement brillantes telles qu’elles affectent une trop grande zone de l’image et le programme de masquage automatique échoue (le masquage est mal fait ou n’a pas lieu, cf fi- gure4.6). Dans ce cas, la création du catalogue devient impossible, l’image considérée contient trop de pixels saturés. À plusieurs reprises nous avons donc dû masquer interactivement les zones saturées sur les images de référence qui faisaient échouer la création de catalogues.
FIG. 4.5 – Étoile d’avant plan très brillante qui provoque des aigrettes lumineuses. Les clichés repré-
sentent une partie de l’image de référence avant et après l’intervention du programme de masquage automatique.
Finalement, 4420 catalogues de référence ont été créés : un par quart de CCD et par couleur. Ils contiennent en moyenne environ 36000 étoiles chacun. La distribution du nombre d’étoiles par catalogue est représentée figure4.7.
FIG. 4.6 – Étoile d’avant plan trop brillante, le masquage automatique échoue. Les pixels saturés
s’étendent très loin verticalement de part et d’autre du centre de l’étoile. Ce type d’étoile a du être masqué interactivement.
htemp Entries 4220 Mean 3.592e+04 RMS 3487
nombre d’etoiles par quart de CCD
150000 20000 25000 30000 35000 40000 45000 20 40 60 80 100 120 140 160 htemp Entries 4220 Mean 3.592e+04 RMS 3487 nbstars
Nombre d’etoiles par quart de CCD
FIG. 4.7 – Nombre d’étoiles par catalogue de référence. Ici, on considère un catalogue de référence par