La création des courbes de lumière se déroule au CC-IN2P3 à Lyon. Les images compositées et les catalogues sont stockés dans le HPSS (cf section 3.2.7) avec toutes les autres données EROS2. La description des données est écrite dans une base de données dédiée à l’expérience.
Une procédure automatisée crée les fichiers de suivi à partir de toutes les images disponibles. Les positions des étoiles du catalogue de référence sont identifiées sur l’image courante grâce à l’alignement géométrique de l’image courante sur l’image de référence compositée cor- respondante. Ensuite le flux de chacune des étoiles de l’image courante est mesuré et stocké dans un fichier de suivi. L’opération est répétée pour chacun des clichés disponibles. On ob- tient ainsi des fichiers de suivi par quart de CCD qui contiennent les courbes de lumière des étoiles cataloguées.
Pour faciliter la manipulation des données, les fichiers de suivi contiennent typiquement une centaine de mesures. On a ainsi de 7 à 8 fichiers de suivi par couleur pour chaque quart de CCD. Chacun des fichiers ayant une taille d’environ 100 Mo, l’ensemble des courbes de lumière d’un quart de CCD représente un volume de données d’environ 1,8 Go. Les fichiers de suivi sont stockés dans le HPSS et décrits dans la base de données.
La construction des courbes de lumière à partir des clichés CCD repose essentiellement sur la mesure des flux des étoiles. La description de cette mesure est détaillée dans les sous-sections qui suivent.
4.4.1 La photométrie
La mesure du flux d’une étoile s’effectue par l’ajustement de la PSF. Cette dernière étant non linéaire selon les paramètres de position et de seeing (respectivement x0, y0, σx, σy de l’équa-
tion4.5), l’ajustement serait onéreux en temps de calcul. La quantité de données à réduire est considérable, plus de 10 To pour l’ensemble des programmes d’observation d’EROS2. En consi-
dérant qu’un cliché CCD a une taille de 8 Mo et que l’on a environ 100000 étoiles par cliché, on estime que le nombre de mesures de flux à effectuer est de l’ordre de la centaine de milliards. C’est pourquoi, lors de la conception du logiciel de photométrie PEIDA, le groupe EROS a dé-
cidé d’effectuer un ajustement de PSF uniquement pour la détermination du flux de référence. Pour les autres mesures, celles des flux sur les images courantes, l’ajustement non-linéaire a été ramené à un ajustement linéaire en imposant, pour chaque PSF, la position des étoiles (déter- minée lors de la détection des étoiles, cf section4.3.1) et les paramètres de seeing, déterminés préalablement pour l’ensemble d’une image.
Du fait de l’encombrement des champs, la mesure tient compte des étoiles voisines et du fond de ciel. Autour de l’étoile à ajuster, on définit deux pavés, un premier d’une taille d’en- viron 10pixels × 10pixels et un deuxième de taille double (∼ 20pixels × 20pixels). On réalise un ajustement linéaire de χ2 pour tous les pixels contenus dans le premier pavé et seulement
pour les étoiles contenues dans le deuxième pavé. Seul le flux de l’étoile à ajuster est retenu ; les contributions des étoiles voisines du grand pavé sous l’étoile à ajuster sont soustraites. Le flux brut Fb(i, j)de l’étoile E dans le pixel (i, j) est alors donné par
Fb(i, j) = F DC + AE× P SFE(i, j) +
Nvoisines
X
k=1
où AE est le flux brut de l’étoile E à mesurer et Akcelui de l’étoile voisine numéro k. L’expres-
sion est bien linéaire dans les paramètres AE et Ak et le fond de ciel est paramétrisé par une
constante. On appelle erreur brute, Errb, l’erreur associée à cet ajustement.
4.4.2 L’alignement photométrique
Pour une même étoile présente sur différents clichés, le flux brut n’aura pas la même valeur : les conditions atmosphériques, les conditions d’observation et l’état des instruments de mesure évoluent au cours du temps. Il est donc nécessaire d’étalonner les flux bruts pour les ramener à des conditions expérimentales identiques et les rendre comparables. Pour chaque flux Fbsur
les images courantes, on se ramène statistiquement au flux mesuré sur l’image de référence (Fr). Pour une série d’intervalles de flux de référence i = 1, ..., N, on calcule la variable Θi
Θi = h
Fb− Fr
Fr ii
(4.7) où la moyenne est effectuée sur toutes les étoiles de l’intervalle de flux i. Ensuite une droite est ajustée sur l’ensemble des points de coordonnées (Θi, Fb). Le flux renormalisé, baptisé couram-
ment flux calibré, Fc, est obtenu à partir des coefficients donnés par l’ajustement
Fc= α0+ α1× Fb. (4.8)
4.4.3 L’erreur photométrique
À chaque mesure de flux est associée une erreur photométrique. Cette erreur quantifie l’écart entre la forme réelle de l’étoile et le modèle de PSF gaussienne. L’erreur photométrique est liée à l’environnement de l’étoile sur l’image (fond de ciel et étoiles voisines) ainsi qu’à la qualité de l’image. En ce qui concerne la qualité d’une l’image, l’erreur est reliée aux conditions météorologique (seeing, absorption, ...) mais aussi aux conditions instrumentales. Les erreurs sont calculées par tranche de flux. Dans une tranche de flux, la distribution du rapport du flux calibré sur le flux de référence est gaussienne. L’erreur photométrique pour un certain flux est alors donnée par la dispersion de cette distribution. La description de la détermination des erreurs par le logiciel Peida est détaillée dans [Renault, 1996].
4.4.4 La précision photométrique
On estime la précision photométrique des courbes de lumière en faisant le rapport entre l’écart standard des flux le long de la courbe de lumière et le flux de référence de l’étoile. La figure4.8 indique la précision photométrique pour les étoiles d’un quart de CCD. Plus le flux de référence est élevé, meilleure est la précision photométrique. Pour les étoiles qui ont un flux supérieure à 1000 ADU, la précision photométrique est meilleure que 15%. Par ailleurs, pour les étoiles du clump des géantes rouges, qui vont finalement nous intéresser, la précision photométrique est meilleure que 2%.
log10(Fref-R) 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6 Dispersion-cdl / Fref-R 0 0.05 0.1 0.15 0.2 0.25
sigr/frefr:log10(frefr) {sigr/frefr<0.25 && frefr>500}
Precision photometrique (courbes de lumiere rouge)
etoiles du clump des geantes rouges
log10(Fref-B) 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6 Dispersion-cdl / Fref-B 0 0.05 0.1 0.15 0.2 0.25
sigb/frefb:log10(frefb) {sigb/frefb<0.25 && frefb>500}
Precision photometrique (courbes de lumiere bleue)
etoiles du clump des geantes rouges
FIG. 4.8 – Précision photométrique des courbes de lumière. Sur cette figure, on a représenté le rapport
entre la dispersion de la courbe de lumière et le flux de référence de l’étoile en fonction du flux de référence. Plus le flux de référence de l’étoile est élevé, meilleure est la précision photométrique. Pour les étoiles du clump des géantes rouges, la précision photométrique est meilleure que 2%.