me donne une liste de 16 astéroïdes potentiellement présents dans le champ de vue. Si je me réfère à l’étude faite en section 3.3.2, seuls 3 objets restent viables, comme le montre le tableau 4.1.
Nom RA Dec Class Mv RA J2000 Dec J2000
2008 TV55 16 h 31′06.2136′′ -11˚ 22′04.151′′ MB>Hilda 20.5 247.7759˚ -11.3679˚ 2017 XB36 16 h 30′45.6863′′ -10˚ 19′30.607′′ MB>Hilda 21.3 247.6904˚ -10.3252˚ 2010 FM75 16 h 40′46.7057′′ -09˚ 17′10.621′′ Trojan 23.1 250.1947˚ -09.2863˚
Table 4.1 – Astéroïdes détectés
La figure 4.5 reprend ces données, les cercles représentent les étoiles qui sont issues des catalogues Tycho-2 et Gaia ayant servi à la réduction astrométrique, et les triangles rouges sont les 16 astéroïdes. Malheureusement la magnitude requise pour les détecter est probablement trop éloignée des capacités de la caméra de navigation, de plus les dates de découverte ne sont pas prises en compte. Sur l’ensemble des données manipulées, la magnitude visuelle (Mv) est trop souvent inaccessible. Si l’on veut conserver des images exploitables pour effectuer une navigation optique, une magnitude de 15 à 20 pour des temps de pose ne dépassant pas quelques dizaines secondes (≤ 30 sec.) semble accessible.
4.3 Estimation de la position de la sonde
4.3.1 Calcul avec les données imagesLa section précédente nous a permis d’obtenir un certain nombre de données concer-nant l’image 4.1. Comme mentionné à la section précédente, le hasard fait qu’un des objets apparemment présent dans le champ (2017 XB36) n’était pas découvert au mo-ment de la prise de vue, mais cela ne gêne pas les mesures dans l’image. On remarque que la magnitude des astéroïdes présents est au dessus de la 20e mag., ce qui implique
des temps de pose probablement plus importants que ce qui a été envisagé pour les paramètres de la chaîne d’acquisition (cf. section :3.1). Pour commencer, regardons les mesures astrométrique de l’image qui sont résumées dans le tableau 4.2.
Paramètres RA Dec Centre de champ 16h 33 ′35,40′′ -13˚ 41′4,63′′ 248,398˚ -13,685˚ Résolution 17,5 arcsec Taille 4,98˚ 4,98˚
L’image ainsi réduite, l’identification des objets à l’aide des éphémérides de positions permet leur mesure directement dans l’image. La détermination du centre par la mé-thode du barycentre (selon le principe de l’illustration 2.7) n’est pas aussi précise que voulu, la compression du fichier source ajoutant un bruit non négligeable à l’image.
Nom RA Dec
2008 TV55 16 h 31′57,30′′ -12˚ 24,′59,3′′ 2010 FM75 16 h 41′45,86′′ -12˚ 08′15,0′′
2017 XB36 – –
Table 4.3 – Astrométrie Astéroïdes
Le troisième astéroïde, 2017 XB36 n’est pas visible dans l’image, je n’ai donc pas de mesure le concernant. La réduction de l’image donne un écart astrométrique inférieur à 2´de degré en ascension droite, mais approche les 3° en déclinaison par rapport aux éphémérides de la baseASTORBpour les deux objets.
16:35 -10:00 -09:00 16:25 16:30 16:20 -11:00 -14:00 -15:00 16:15 -12:00 -13:00 new-image 1 8.448 x 6.546 N E Powered by Aladin
4.3. Estimation de la position de la sonde 4.3.2 Interprétation des mesures
L’utilisation de l’image 4.1 impose certaines restrictions. En effet, nous n’avons pas les paramètres liés à la Navcam de Rosetta permettant de connaître la focale exacte (seulement l’arrondi théorique cf. A.1), ou encore de corriger les éventuelles rotations des axes de référence liées au positionnement du capteur de la caméra (détails en section
2.3.1). Nous devons donc utiliser les coordonnées approximatives du centre optique, que l’on retrouve dans le fichier de description image, et les coordonnées des étoiles contenues dans le champ de vue. Ainsi en appairant un nombre important d’objets célestes (étoiles) issus d’un catalogue, le modèle de calcul va optimiser la projection sur le plan image. L’avantage réside dans la pratique, car en incluant les transformations (projections et rotations) nous allons par ce fait corriger un certain nombre de paramètres. La longueur focale, par exemple, va être ré-estimée, ainsi que certaines déformations optiques de l’image, ce qui doit améliorer le résultat de la mesure.
Influence du catalogue d’étoiles
Les catalogues d’étoiles servent principalement de référence pour la restitution d’at-titude des sondes. Embarquer un catalogue tel que GAIA représente encore un verrou technologique au regard de sa taille. Toutefois, il n’est pas nécessaire d’avoir à disposi-tion l’ensemble des données. En outre les étoiles peuvent êtres utilisées comme points de mesure pour la réduction astrométrique afin d’évaluer les déformations de champ. Dans ce cas, la mesure de position des astéroïdes sera d’autant meilleure. Compte-tenu du tableau4.4ci-dessous, les données du GDR-26 peuvent êtres considérées comme une référence pour les calculs de rattachement aux étoiles (réduction astrométrique). Fina-lement, par application de l’estimation de coordonnées images à partir d’une quantité importante d’étoiles sur une courte période entre les acquisitions, certaines corrections théoriques sur ces objets ne sont plus strictement nécessaires (aberration de la lumière, vitesse propre, . . . ) pour l’époque de l’image.
Tycho2 GAIA
Nombre d’objets 2 539 913 >1 600 000 000
Densité (deg2) 150 750 000
Magnitude (Classe G2V) 6 à 12 3 à 12 Incertitude de position (mas) < 60 < 16.10-3 Incertitude de mouvement propre (mas.an-1) < 2,5 < 10.10-3 Erreurs sytématiques (mas) < 1 << 1
Table 4.4 – Comparaison des principaux champs des catalogues discutés
Influence du catalogue d’astéroïdes
Nous avons détaillé en section 2.1.3du chapitre 3 les catalogues d’astéroïdes. Nous constatons ici l’importance d’avoir un certain niveau d’exactitude dans les éphémérides de ces objets. Pour l’identification dans l’image, j’ai été contraint d’utiliser la position à priori d’astéroïdes présents. Certes la compression a engendré une chute du rapport signal sur bruit de l’image, mais la détection à une magnitude élevée reste difficile. Si la position estimée de l’objet est inexacte, il est possible d’identifier le mauvais objet, et d’induire des erreurs. L’écart mesuré, par rapport aux éphémérides après reconstruction de la position pour le premier astéroïde (2008 TV55), est de l’ordre de 4.103 km dans la direction objet-Soleil. Pour le second objet (2010 FM75), nous sommes sur un écart de 1.106 km ! Ces mesures (cf. table 4.5) rendent l’estimation de la position impossible à quantifier, seule la notion d’orientation reste viable en se basant sur l’observation. La méthode repose sur l’estimation de l’angle apparant entre les astéroïdes et le centre du repère caméra. La fréquence des mises à jour de la base ASTORB lui confère un avantage dans cette tâche, mais une campagne préparatoire sera toujours préférable. Comme mentionné à la section précédente, l’astéroïde 2017 XB36 n’étant pas découvert
2018 TV55 2010 FM75
vast/☼[UA](image) 4,753367569 6,18898439 vast/☼[UA](éphém.) 4,753341169 6,18140046 Diff. (UA) 0,0000264003 0,00758393 Diff. (km) 3, 95.103 1, 13.106
Table 4.5 – Vecteurs Soleil / Objets
au moment de la prise de vue, la qualité de son éphéméride sera indéniablement moins bonne, ce qui aura un impact sur la robustesse du filtre, comme nous allons le voir par la suite.