Avant de débuter cette section, il est à noter qu'elle ne se veut pas être l'explication exhaustive de toutes les manipulations et les réglages à eectuer a n de prendre une série de mesures optimale. Pour ces informations, un guide d'utilisation du polarimètre du Mont-Mégantic est disponible auprès de M. Pierre Bastien. Cette partie explicite plutôt les diérentes étapes d'une séquence d'observation et leurs liens avec les paramètres de Stokes.
L'entièreté de la prise de données de POMM est gérée par le programme de contrôle de l'instrument écrit en langage LabVIEW. Ce dernier permet le contrôle manuel et automatique de la quasi totalité des composantes. Seuls les ampli cateurs à détection synchrone sont gérés par un autre programme.
série de mesures sur une étoile polarisée de type standard. Ces étoiles sont dites standards car elles ont été observées à plusieurs reprises par des équipes diérentes et dont le pourcentage élevé de polarisation et son angle sont constants en fonction du temps. En obtenant des mesures sur l'un de ces objets, l'e cacité de polarisation de l'instrument ainsi que son déphasage peuvent être déterminés. Cette observation est nécessaire car un déphasage entre l'angle réel de polarisation de l'étoile et celui mesuré est créé par les PEMs. En fait, la diérence est causée au démarrage des modulateurs dont on ne connait pas le point zéro en phase, ce qui peut faire tourner l'angle de la polarisation linéaire. Il est donc nécessaire de pouvoir quanti er la variation entre l'angle de polarisation mesuré et celui intrinsèque à l'étoile à chaque nuit d'observation pour corriger les résultats donnés par l'instrument. De plus, en comparant la polarisation totale mesurée et la polarisation totale théorique, il est possible de déterminer le facteur d'e cacité de polarisation de l'instrument.
Dans le but de déterminer e cacement les diérents paramètres de Stokes avec POMM, une logique doit être respectée durant la prise de données, que ce soit sur l'étoile standard ou celles qui seront étudiées par la suite. Le programme de contrôle en LabVIEW contient un onglet permettant de plani er une séquence d'observation et ainsi respecter les contraintes apportées par U et Q. Tel que mentionné précédemment dans la théorie, les paramètres U et Q sont séparés de 90◦ de leur valeur négative respective, -U et -Q. Comme les deux canaux
de l'instrument ont été construits pour se déplacer de +45◦ à −45◦ autour de leur point zéro,
une suite de prises de données sera programmée a n de déterminer les signaux correspondants aux valeurs positives et négatives d'un paramètre. En plus de tourner sur eux-mêmes, les deux canaux sont montés sur une base commune pouvant pivoter autour de l'axe du canal objet. Cette base se positionne entre 0◦ et 135◦, ce qui permet, en eectuant des mouvements de 45◦,
de passer des mesures de +U et -U à des mesures de +Q et -Q car, tel que vu plus tôt ces deux groupes de paramètres sont séparés par une rotation de 45◦. Finalement, le prisme de
Wollaston double présent dans chaque canal sépare la lumière en deux composantes séparées de 90◦, ce qui implique que si un des détecteurs d'un canal est positionné pour obternir une
mesure de +Q, le deuxième détecteur obtiendra une mesure du paramètre -Q.
Il peut sembler quelque peu ardu de construire un ensemble cohérent de ces diérentes relations et rotations ; c'est pourquoi le tableau 2.1 a été construit. Il représente la mesure obtenue par chaque détecteur du canal Objet pour les orientations de l'instrument correspondants aux paramètres de Stokes. Il est à noter que le canal Ciel capte les données avec un positionnement parallèle a son canal jumeau ; les mesures sont donc équivalentes aux mêmes paramètres de Stokes. De plus, dans la convention de notation utilisée, la première mesure correspond à +U mais par symétrie du traitement mathématique et par symétrie des paramètres de Stokes, toutes les mesures de +U peuvent être interchangées avec +Q et -U avec -Q et vice versa.
Position Paramètre de Stokes Instrument Canaux APD1 APD2 APD3 APD4
0 45 +U -U +U -U 0 -45 -U +U -U +U 45 45 -Q +Q -Q +Q 45 -45 +Q -Q +Q -Q 90 45 -U +U -U +U 90 -45 +U -U +U -U 135 45 +Q -Q +Q -Q 135 -45 -Q +Q -Q +Q
Table 2.1 Correspondances entre les diérentes positions possibles pour l'instrument et les paramètres de Stokes pouvant être extraits des données prises pour cette position.
Dans l'optique d'obtenir une bonne statistique sur les mesures et de diminuer l'impact du bruit ou des nuages, les séquences d'observation pour chaque paramètre de Stokes sont répétées. Le temps d'exposition change d'une étoile à l'autre ; pour les plus lumineuses, où le rapport signal sur bruit est meilleur, l'exposition peut être aussi courte que 30 secondes alors que pour les objets moins brillants, ce temps peut être de l'ordre de 240 et même 300 secondes. Le nombre de répétitions utilisé dépend de la précision avec laquelle les résultats sont désirés et de l'état du ciel ; s'il y a de légers passages nuageux, il est préférable d'avoir un nombre de répétitions plus grand pour compenser les expositions trop aectées. En utilisant l'onglet permettant de faire des séquences du programme de contrôle de POMM, une série d'expositions pour une étoile de luminosité moyenne ressemblerait à ce que l'on peut voir à la gure 2.11.
Figure 2.11 Série d'expositions faites sur l'étoile 55 Cygni. Les données DC de l'APD 3 sont en rouge tandis que celles de l'APD 4 sont en bleu. Les correspondances avec les paramètres de Stokes ont été inscrites pour l'APD 3 en rouge et pour l'APD 4 en bleu.
Une fois toutes ces données accumulées pour une étoile standard polarisée, la même démarche est appliquée à l'observation d'une étoile standard non polarisée. Cette mesure a pour but de déterminer la polarisation induite dans les données par l'instrument lui-même ou le télescope. Ainsi, toute variation par rapport à la valeur théorique de l'étoile peut donc être attibuée à la polarisation instrumentale. Comme la séquence servant à déterminer le déphasage de l'angle de polarisation, celle-ci doit être faite seulement une fois par nuit et peut être considérée stable sur quelques nuits d'observations lorsque les conditions et la température sont elles aussi stables.
Lorsque ces mesures de calibration ont été menées à bien, il est possible de commencer à obser- ver des cibles d'intérêt scienti que. Toujours avec l'onglet Séquence du programme LabVIEW, le tout peut être prévu, un objet à la fois, en s'assurant d'utiliser des paramètres adéquats pour son observation. À la gure 2.12 on peut voir le résultat de l'observation de 55 Cygni le 13 septembre 2016, une étoile polarisée, dont le signal AC (la partie polarisée) est a ché pour les photodiodes du canal objet.
Figure 2.12 Série d'expositions faites sur l'étoile 55 Cygni. Les données AC de l'APD 3 sont en rouge et bleu tandis que celles de l'APD 4 sont en vert et noir. Les correspondances avec les paramètres de Stokes ont été inscrites pour l'APD 3.
L'étape suivante consiste à réduire les données a n de pouvoir en extraire le pourcentage de polarisation et son angle en tenant compte des calibrations à faire (chapitre 4).