Magnitude Lumineuse

La photométrie est la mesure du flux lumineux (ou intensité) d’une source céleste. Cette technique consiste à calculer la luminosité instrumentale d’une source sur une image, et la convertir en un système standard de magnitude (échelle logarithmique de luminosité). Il existe deux sortes de magnitudes: apparente et absolue. La magnitude apparente est la luminosité perçue par l’œil nu d’un observateur en l'absence de l'atmosphère, tandis que la magnitude absolue est la magnitude d'un objet corrigée à une distance de référence. La magnitude de cette section se réfère à la magnitude apparente V (en visible).

Avant de calculer la magnitude, la luminosité d'un objet est mesurée tout d’abord en flux accumulé par les pixels, ce flux est exprimé en unités d'instrument ADU (Analog to Digital Unit). Dans le cas de notre camera Watec qui génère des images 8-bits, la conversion analogique-numérique donne une valeur du pixel comprise entre 0 et 255 ADU, 0 correspondant à un pixel "totalement noir" et 255 pour un pixel "brillant saturé".

Figure III.17 : Principe de la photométrie d'ouverture. Le fond lunaire est calculé dans la couronne autour de la cible (entre les deux cercles verts), puis soustrait à tous les pixels de l'ouverture (cercle rouge).

Pour calculer la magnitude d’un flash, nous utilisons la technique de la photométrie d'ouverture à l'aide de notre programme développé (basée sur la routine PHOT) sous le logiciel IRAF (Image Reduction and Analysis Facility). La routine PHOT est un outil standard pour la photométrie d'ouverture dans le logiciel IRAF. Après détermination exacte du centre de flash, un cercle défini par ce centre est mis autour des pixels excités. Ensuite, une couronne de cercles interne et externe est spécifiée pour mesurer le fond lunaire (voir figure III.17). La largeur de la couronne est variable selon le cas, et tient compte de l'environnement du flash. La valeur moyenne des pixels dans cette région est considérée comme la luminosité moyenne du fond lunaire. Le flux lumineux d’un flash est calculée après avoir soustraire ce fond de la somme des valeurs des pixels qui se trouvent à l’intérieure de l’ouverture:

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𝐹_{𝑓𝑙𝑎𝑠ℎ} = 𝐹_{𝑓𝑙𝑎𝑠ℎ+𝑓𝑜𝑛𝑑}− 𝐹_{𝑓𝑜𝑛𝑑}

La magnitude instrumentale du flash est calculée ensuite à partir de ce flux en utilisant la conversion logarithmique suivant:

𝑀𝑎𝑔_𝐼 = −2.5×log (𝐹_{𝑓𝑙𝑎𝑠ℎ})

La magnitude instrumentale doit se transformer en magnitude standard par calibration avec des étoiles de références. Pour faire les meilleures calibrations de magnitudes, nous préparons pour toute nuit d'observation une liste des meilleures étoiles de références (de magnitude visuelle, type et couleur spectrale adéquates) qui passeront près du disque lunaire ou qui apparaissent de temps en temps dans le champ de vision pendant la nuit d'observation. En pratique, il n’y pas un nombre suffisant d'étoiles apparaissant dans le champ de vision lors de la surveillance. Nous enregistrons donc quelques images de certaines étoiles de référence à l'extérieur du champ et à proximité de la lune toutes les 30 minutes pendant chaque nuit observation, cela prend 1 min en moyenne pour centrer le champ d'étoiles, enregistrer quelques images, et puis recentrer la lune. Ceci est très important parce que l'étalonnage récurrent avec ces étoiles contribue efficacement à corriger l'effet généré par l'atmosphère (masse d'air, extinction,...). Dans la figure III.18, nous présentons un exemple de champ d'étoiles utilisé pour calibrer les mesures photométriques du flash F2 observé le 14 Avril 2013, une courte séquence d’images a été enregistrée au début de la session d'observation, 10 min avant la détection de flash.

Figure III.18 : Exemple d’images vidéo de quelques étoiles utilisées pour calibrer les mesures photométriques du Flash détectés le 14 Avril 2013, (images avant prétraitement). (a) les étoiles HIP 22672 et HIP 22684 de magnitudes visuelles de 8,7 et 9,4, ce champ a été ciblé à 10 arcmin à l’Est du disque lunaire, 5 min avant le début de l'observation et 10 min avant la détection du flash. (b) étoile de magnitude visuelle 10 apparut dans le champ de vision au cours de la même nuit.

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Les magnitudes instrumentales de ces étoiles de référence sont mesurées à partir des images enregistrées en utilisant la photométrie d’ouverture. Leurs magnitudes dans le système standard V sont disponibles dans le catalogue des étoiles Hipparcos. Une caractéristique de réponse de la caméra est obtenue en traçant les magnitudes V, données par le catalogue, en fonction des magnitudes instrumentales des meilleures étoiles enregistrées quelques moments avant et après le flash. Cette loi de calibration est utilisée ensuite pour transformer la magnitude instrumentale du flash en termes de magnitude dans la bande V. En pratique et surtout s’il n y a qu’une seule étoile de classe spectrale adéquate (G, K ou M), on peut utiliser la relation de Pogson. En injectant le flux de l’étoile de référence mesuré en unité instrumentale ADU et sa magnitude V extraite du catalogue, ainsi le flux instrumental du flash dans cette relation, on peut estimer directement la magnitude V du flash observé. Les erreurs engendrées par ces deux calibrations varient entre 0,15 à 0,3mag selon la qualité des étoiles de références utilisées et la qualité des données enregistrées.

Des magnitudes visuelles de 9,4±0,2 et 7,7±0,2 ont été obtenues pour les pics des luminosités des flashs F1 et F2 respectivement. En comparaison avec les durées mesurées, les valeurs des magnitudes et les durées correspondantes des deux flashs sont en accord avec le fait que les flashs les plus brillants doivent être de durées plus longues. Les deux flashs montrent une cohérence avec de la tendance (voir Fig. III.23) établi à partir d’un catalogue de 54 flashs d'impacts compilés par Bouley et al. (2012).

Les magnitudes présentées ici correspondent au pic d’intensité de chaque flash, nous appliquons la photométrie d’ouverture sur chaque image où le flash est visible. La relation de magnitude de Pogson est utilisée pour calculer l'énergie reçue à la Terre au cours de chaque temps d'exposition, ce qui nous permet de reconstituer l'énergie lumineuse visible totale sur la lune, l'étoile Vega est utilisé comme étoile de calibration. Les courbes de lumières sont représentées dans la Figure III.19. Un bref coup d'œil sur ces courbes permet de constater que les événements observés présentent une soudaine augmentation du signal suivie d'une baisse relativement lente. Ces changements de luminosité correspondent parfaitement aux profils typiques des flashs lunaires.

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Figure III.19 : Courbes de lumières des flashs observés le 6 Février et le 13 Février 2013, représentées en terme d’énergie reçue sur terre en fonction du temps. La phase de refroidissement est toujours plus longue que celle d’expansion et elle contribue à plus de 60% du rayonnement lumineux total (Ait Moulay Larbi et al. 2013).