M´ ethode d’extraction des courbes d’observation

2.4.1 Observations de l’OHP et du Pic du Midi

Les ph´enom`enes mutuels observ´es `a l’OHP et au Pic du Midi ont tous ´et´e enregistr´es sous la forme d’images FITS. Chaque image a ´et´e calibr´ee afin de minimiser le fond de ciel. Pour cela nous les avons trait´ees `a l’aide d’images flat, dark et offset. Ce traitement consiste `a soustraire `a nos images le signal d’offset et le signal de dark et enfin de diviser par le signal de flat. Le signal d’offset correspond au bruit de lecture du capteur CCD (ou CMOS) de la cam´era utilis´ee. Pour cr´eer un bon signal d’offset, il suffit de prendre plusieurs images, dans le noir, au temps de pose minimal et de les combiner pour obtenir une image d’offset maˆıtre. Le signal de dark correspond `a un signal g´en´er´e par le capteur CCD qui d´epend du temps d’exposition, de la temp´erature et de la sensibilit´e de la cam´era.

La meilleure m´ethode pour les cr´eer est de prendre des photos dans le noir (d’o`u le nom) avec l’obturateur ferm´e. Les darks doivent ˆetre cr´e´es avec les mˆemes temps d’exposition, temp´erature et sensibilit´e que les images brutes. Enfin le signal flat est utilis´e pour corriger le vignettage et les d´efauts d’illumination dus aux poussi`eres ou aux taches dans le train optique. Les flats sont cr´e´es avec un fond de ciel uniforme sans nuage (g´en´eralement au lever ou au coucher de Soleil). Le temps de pose est choisi pour que le flux de l’image atteigne environ le tiers de la valeur de la saturation de la cam´era.

Image Calibr´ee = Image Brute−Master Offset−Master Dark Master Flat Figure 2.5 –Sch´ema du processus de calibration des images brutes.

Le flux lumineux de chaque satellite pr´esent sur les diff´erentes images a ´et´e extrait `a l’aide de plusieurs logiciels tels que Source Extractor [Bertin et Arnouts,1996], la librairie DAOPHOT [Stetson, 1987] en Interactive Data Language (IDL), et Tangra<sup>1</sup>, un logiciel cr´e´e par un astronome amateur. Cela a notamment permis d’´etablir une comparaison, pour les ph´enom`enes enregistr´es `a l’OHP et au Pic du Midi, entre les solutions utilis´ees par

1. http://www.hristopavlov.net/Tangra3/

2.4 M´ethode d’extraction des courbes d’observation 33

les astronomes professionnels et celles utilis´ees par les astronomes amateurs. Les valeurs de flux d’un satellite pour un mˆeme satellite diff`erent en fonction des logiciels mais le rapport entre le flux du satellite occult´e (ou ´eclips´e) et le flux du satellite de r´ef´erence sont similaires.

2.4.2 Observations des amateurs

Les amateurs se sont servis de diff´erents formats pour enregistrer ces ph´enom`enes. Cer-tains ont utilis´e une cam´era produisant des images FITS, d’autres ont utilis´e une cam´era enregistrant un film. Dans ce dernier cas, les observateurs se sont servis d’un incrustateur de temps GPS pour b´en´eficier d’une datation pr´ecise. Cette derni`ere technique a ´et´e ma-joritairement utilis´ee par la communaut´e des amateurs. En utilisant les logiciels Tangra ou LiMovie², ils ont pu nous envoyer leurs donn´ees, soit directement sur le site de l’IMC-CE/SAI³, soit par mail. Dans tous les cas, les observateurs devaient remplir une fiche d’observation (Annexe B) permettant de connaitre la date et l’heure de l’´ev`enement, le site d’observation et le mat´eriel utilis´e (t´elescope, cam´era, filtre ´eventuel), les conditions m´et´eorologiques, les contacts des observateurs, et le format des donn´ees. Pour la date, le format peut ˆetre en jour julien, jour d´ecimal, heure d´ecimale, seconde d´ecimale, ou encore le formathh:mm:ss.s. Pour l’intensit´e lumineuse des satellites, les observateurs pouvaient fournir des donn´ees en flux (ADU) ou en magnitude. Une fois toutes les m´eta-donn´ees ren-seign´ees, les observateurs peuvent indiquer les r´esultats de leur extraction photom´etrique.

Pour chaque ligne nous trouvons une date pr´ecise, le flux du ph´enom`ene observ´e et, si possible, le flux d’un satellite de r´ef´erence, c’est-`a-dire le flux d’un satellite non occult´e ou ´eclips´e. Nous avons limit´e le nombre de lignes de donn´ees `a 10 000 car, avec certains enregistrements vid´eo, et en fonction des param`etres de vitesse choisis par l’observateur, certains ph´enom`enes comportaient plus de 50 000 lignes d’observation lors de la derni`ere campagne de 2009. Ces ph´enom`enes ´etaient extrˆemement longs `a traiter et les courbes de lumi`ere s’av´eraient tr`es bruit´ees, ce qui rendait la r´eduction photom´etrique difficile.

Malgr´e tout, lorsque les observateurs nous envoyaient par mail leurs r´eductions pho-tom´etriques, certains fichiers comportaient plus de 10 000 lignes, ou encore les formats de date ne correspondaient pas aux diverses possibilit´es offertes. Nous avons donc v´erifi´e chaque fichier de donn´ees envoy´e par mail, corrig´e si besoin le fichier, et t´el´echarg´e les donn´ees photom´etriques via le site de l’IMCCE/SAI dans la base de donn´ees. Enfin, nous avons aussi re¸cu des donn´ees de ph´enom`enes mutuels datant de 2009. Certains observateurs avaient “oubli´e” de nous les envoyer lors de la pr´ec´edente campagne.

2. http://astro-limovie.info/limovie/limovie_en.html 3. http://www.sai.msu.ru/neb/nss/phemuobsai.htm

34 Chap 2 - Campagne d’observation des ph´enom`enes mutuels