tions représentées sont celles des clichés rouges et bleus du champ cg607 CCD 4. La partie colorée des histogrammes représente les clichés qui répondent aux critères de sélection des images pour la fabrication des images compositées.
4.2.3 Découpage en quart des CCD et compositage
Comme nous l’avons signalé plus tôt, nous découpons les images des CCD en quatre quarts nommés k, l, m et n pour faciliter la manipulation des données. Les images ne sont pas décou- pées strictement ; on ajoute une marge d’environ 150 pixels pour remédier au problème de décalage géométrique entre les images. L’image de référence doit être contituée du maximum d’images possible sur toute sa surface. Les étoiles situées en bordure des images et présentes sur plusieurs quarts à la fois seront comptabilisées plus tard (voir chapitre6). Une fois le dé- coupage fait, on peut réaliser le compositage. Les images sont d’abord rééchantillonnées avec des pixels de surface deux fois plus petite, dont les contenus sont déterminés par une inter- polation bilinéaire des valeurs des quatre pixels initiaux voisins. Ceci permet d’améliorer la précision sur les positions des étoiles. Vient ensuite l’addition des quinze images ; pour cela
les même étoiles sur chacune des images doivent se superposer exactement. Il faut trouver la transformation géométrique qui lie une image donnée à la première sélectionnée (i.e la réfé- rence astrométrique). La transformation se compose d’une translation (∆x, ∆y), d’une rotation
(Θ) et d’une homothétie (h) et les relations entre les coordonnées de l’image i et de la référence astrométrique ref s’expriment ainsi :
Xi = ∆x+ h × (xrefcosΘ + yrefsinΘ)
Yi = ∆y+ h × (−xrefsinΘ + yrefcosΘ). (4.4)
On commence par déterminer la translation en utilisant les 500 étoiles non saturées les plus brillantes. On histogramme, dans le plan (∆x, ∆y), toutes les distances possibles (limitées à 250
pixels) entre les paires d’étoiles des deux images à aligner. L’histogramme est ajusté par une gaussienne à deux dimensions dont le maximum indique une valeur approchée de la trans- lation. La transformation globale (équations 4.4) peut alors être ajustée par la méthode des moindres carrés en initialisant avec la valeur de la translation trouvée.
Les quinze images ainsi recalées sur la référence astrométrique sont additionnées pour for- mer l’image de référence.
4.2.4 Bilan de la création des images de référence
À l’issue du compositage, 4224 images compositées ont été construites (66 champs × 2 mosaiques de CCD × 8 CCD × 4 quarts). Certains champs sont moins bien échan- tillonnés que d’autres ou certains CCD présentent moins d’images disponibles que d’autres, comme le CCD2 rouge qui était inutilisable jusqu’en 1999. Parfois, il n’a donc pas été possible de sélectionner au moins 15 images de bonne qualité. Par ailleurs, il est arrivé aussi que le compositage échoue pour une image donnée. Finalement, sur 4224 images de référence 175 se composent de moins de 15 images ; pour ces 175 images, l’histogramme du nombre d’images par image compositée est représenté figure4.4.
htemp Entries 175 Mean 12.58 RMS 1.913
nb images par compositee
7 8 9 10 11 12 13 14 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 htemp Entries 175 Mean 12.58 RMS 1.913
FIG. 4.4 – Nombre d’images constituant les images compositées. Ne sont représentées ici que les images
4.3 La création des catalogues de référence
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.