Prise de données

(DLTs) pour être transférées ensuite au Centre de calcul de l’IN2P3 à Lyon (CCPN) et y être analysées.

4.2 Prise de données

4.2.1 Observation des Nuages de Magellan

Les deux Nuages de Magellan sont séparés angulairement d’environ 20 degrés et ne sont visibles, dans de bonnes conditions, que depuis l’hémisphère sud. Le site de La Silla (Latitude 29^◦ 15’ S ; Longitude 70^◦ 44’ W) rend possible leur observation pendant toute l’année, mais pour des raisons de qualité d’image et de limite technique (télescope ne pouvant pointer en dessous d’une hauteur de 25^◦ et limité à[−6h30m; +6h30m] en angle horaire), ils ne sont observés que durant près de 10 mois

consécutifs (d’août à mai pour le Grand et de mai à février pour le Petit).

Le début et la fin de chaque nuit d’observation dédiée aux microlentilles ont été limités par le crépuscule nautique (soith< −12 degrés).

Ascension droite déclinaison équatoriale longitude galactique latitude galactique

LMC 5h23035” -69^◦45’22” 280.47 deg -32.89 deg

SMC 0^h52⁰45”” -72^◦49’44” 302.80 deg -44.31 deg

TAB. 4.2 – Coordonnées équatoriales (2000) et galactiques des centres optiques du Grand et Petit Nuage de Magellan

80 CHAPITRE 4. EROS-2 ET L’OBSERVATION DES NUAGES DE MAGELLAN

FIG. 4.5 – A gauche : Diagramme HR (obtenu avec les étoiles du champ lm0313k) présentant une zone

supérieure de la séquence principale développée : signe d’une phase de formation d’étoiles récente. A droite : Distribution en magnitude des étoiles cataloguées par EROS dans le même champ (R_Eros, trait plein ;B_Eros, les traits pointillés) (voir la définition des magnitudes utilisées à la section 5.4).

Les Nuages ont connu dernièrement une phase de formation d’étoiles très importante : on peut s’en rendre compte à partir du diagramme HR présenté ci-dessus (obtenu avec le champ peu dense lm031-3k, dont la photométrie, aidée par un temps de pose élevé - 450 s - est de bonne qualité) où la partie supérieure (haut-gauche) de la séquence principale est développée, signe d’une forte concentration d’étoiles Géantes Bleues.

4.2.2 Echantillonnage spatial et temporel

Les champs d’observations d’EROS2 dans les deux Nuages du Magellan ont été définis [100, Palanque-Delabrouille, 1997] en suivant les lignes isophotes : soit au total 88 et 10 champs d’obser-vation pour le Grand et le Petit Nuage. Leur répartition et leur numérotation sont représentées sur la figure 4.6. Il a été choisi de suivre une large zone et de ne pas concentrer les observations dans les parties centrales des deux Nuages, pour étudier, dans le cas d’un signal conséquent, la répartition angulaire des évènements de microlentilles.

Les temps de pose ont été aussi attribués en fonction de ces isophotes, ils sont plus longs pour les zones externes. Des zones ont été nommées pour caractériser un groupement de champs possédant le même temps de pose et donc la même stratégie observationnelle. Les temps de pose sont reportés dans le tableau 4.3, il est à noter que ces derniers ont été modifiés à la fin 1999 pour accroître le nombre de champs observés et ainsi obtenir un échantillonnage temporel plus important (la fréquence d’observation des champs externes était jusqu’alors faible).

4.2. PRISE DE DONNÉES 81

Champs < fin 1999 > fin 1999

LMC : 1-4, 9-11, 17-20 et 56-60 180 s 180 s LMC : 21-22, 33-34 et 55 300 s 300 s LMC : 5, 12, 16, 23, 29-32, 35, 54, 61, 71-72 450 s 450 s LMC : 24-25, 36, 44-47, 67, 70 et 73 600 s 300 s LMC : 6, 15, 26-28, 37-40, 42-43, 48-49, 53, 62-63, 66, 68-69, 74 et 82-83 700 s 300 s LMC : 7-8, 13-14, 41, 50-52, 64-65, 75-81 et 84-88 900 s 300 s SMC : 1, 6 et 10 300 s 300 s SMC : 2, 5, 7 400 s / 300 s 300 s SMC : 3, 4 et 8 600 s 600 s SMC : 9 900 s 600 s

TAB. 4.3 – Temps de pose suivant les differents champs du Grand et Petit Nuage, avant et après le changement de stratégie à la fin 1999.

82 CHAPITRE 4. EROS-2 ET L’OBSERVATION DES NUAGES DE MAGELLAN 1 EROS 1 2 3 4 5 ₆ 7 8 9 10 11 E W S N

FIG. 4.6 – Distribution et numérotation des champs du Petit et du Grand Nuage de Magellan. Pour le SMC : seuls les champs 1 à 10 ont été suivis avec un bon échantillonnage.

Chapitre 5

Production Photométrique

La production photométrique regroupe l’ensemble des étapes nécessaires pour obtenir, à partir d’images numériques, des fichiers permettant l’analyse des courbes de lumière de chaque étoile, préal-able indispenspréal-able pour la recherche d’effets de microlentille. Dans ce chapitre, j’explique les carac-téristiques générales de cette phase longue et répétitive en m’attardant un peu plus sur les spécificités introduites dans le cadre de cette thèse.

5.1 Problématique et outils

Deux difficultés majeures apparaissent à ce niveau : la gestion des données, qui s’avère impres-sionnante au vu de la quantité de fichiers à manipuler, et la minimisation du temps de calcul, où un compromis entre la quantité et la qualité doit être trouvé pour arriver au terme de cette phase en un temps raisonnable.

Les transferts de fichiers ont été coordonnés par une série de programmes en relation avec une base de données Oracle (ErosDb). L’information ainsi stockée et constamment remise à jour, après vérification, conforte l’utilisateur et diminue les risques de confusion. Cette stratégie fut appliquée dès le début de l’expérience EROS2, permettant une “traçabilité” de l’ensemble des travaux. De plus, un accès rapide aux données a été facilité par le système de stockage HPSS¹ installé au Centre de Calcul de l’IN2P3 à Lyon depuis 2001.

Ce même centre nous a permis d’avoir à notre disposition un réseau de processeurs - jusqu’à 50 en parallèle - permettant d’accomplir la lourde tâche du calcul : que ce soit pour la reconstruction photométrique de chaque étoile, le recalage géométrique de catalogues, ou toute autre manipulation d’images, le traitement des données d’EROS2 a été orchestré par l’ensemble des programmes PEIDA (Photométrie et Etude d’Images Destinées à l’Astrophysique)²spécialement conçus pour l’expérience. Les étapes permettant d’obtenir les courbes de lumière des étoiles observées, sont au nombre de trois :

– Le compositage : fabrication d’une image de très bonne qualité, appelée image de référence. – La fabrication des catalogues : détection géométrique et photométrique sur l’image compositée

de chaque étoile.

– La photométrie “rapide” des images dites courantes : alignement de ces images avec l’image de référence puis mesure du flux de chaque étoile cataloguée.

1

High Performance Storage System : système de stockage pour gérer de très gros volumes de données (péta-octets), avec de hautes performances (débits cumulés de plusieurs giga-octets par seconde). HPSShttp://doc.in2p3.fr/hpss

2

PEIDAhttp://www.lal.in2p3.fr/recherche/eros/Peida/Doc/

84 CHAPITRE 5. PRODUCTION PHOTOMÉTRIQUE Elles vont être détaillées dans cet ordre dans les sections qui suivent. Il faut savoir que ces 3 étapes sont effectuées séparément pour chaque quart de CCD, ce qui, pour les Nuages de Magellan, représente 6272 chaînes parallèles (88+10 champs, 2 caméras, 8 CCDs et 4 quarts).