Transit HD 189733 b

[Jules Perret]

Je peux tout les soirs pour cette réunion.

[Jeremy Balledant]

J'ai trouvé un petit tutoriel de la Société Astronomique du Havre. Il a l'air pas mail

http://www.sahavre.fr/tutoriels/astroph ... exoplanete

[Jeremy Balledant]

On peut éventuellement la faire dans l'après-midi ? Après le groupe Observer par exemple ?

[Roger Pieri]

Ok pour la réunion, je peux m'adapter, à vous de voir.

Oui ce qui est important c'est la prise de vue ! Pour le soft j'utilise le mien dont je suis sûr de la précision. IRIS peut être utilisé mais son positionnement de l'ouverture de mesure me semble poser problème dans la version automatique. Son outil manuel est excellent. Muniwin, je connais ce nom mais aucun de mes collègues ne l'utilise à ma connaissance. Il en existe pas mal d'autres incluant les logiciels des pros comme IRAF, mais le développement du soft est lié à mes propres travaux dans ce domaine et je ne m'intéresse que très peu aux autres...

La scintillation ne peut pas être réduite par un défocus, c'est un phénomène temporel, le seul moyen est d'intégrer sur un temps suffisant en fonction de la précision recherchée. Il faut au moins une minute, éventuellement en additionnant plusieurs images. L'intégration de la scintillation dépend aussi de la taille de la pupille de l'instrument, plus le diamètre est grand plus la scintillation est intégrée, son effet réduit.

Très bonne idée que de faire un essai à blanc et vérifier le niveau de précision obtenu sur la mag de HD189733. C'est même essentiel !

Oui on défocus ! Même très fort. C'est en fait pour deux raisons:

1) Réduire l'effet de sous-échantillonnage dû aux pixels. C'est plus un problème pour les APN et leur structure de Bayer des pixels RG/GB. En fait ce n'est pas la raison la plus importante, les APN ont, en général, un filtre anti-Moiré.
2) Stocker assez d'électrons pour atteindre un bon SNR et sans saturer. Le bruit de grenaille est déterminant ici, si on veut un SNR de 500 (écart-type instrumental à 2 mmag = 1/SNR ) il faut 500^2 = 250000 électrons. Impossible de stocker ça sur un pixel ! Donc on étale sur facilement 100 pixels. La capacité d'un pixel CCD est de l'ordre de 800 électrons par micron carré, mais il faut aussi ne pas rentrer dans la zone non-linéaire de certains capteurs CCD, on recommande généralement de rester à 50%. Donc avec des pixels de 6.45 µ on peut arriver à environ 18000 e- par pixel, soit 14 pixels nécessaires (si l'étalement était uniforme...).
En fait l'ouverture de mesure sera bien plus grande. La raison est que la distribution de la lumière est très peu uniforme dans la tache. Cela dépend beaucoup du comportement de l'optique, intra-focus, extra-focus... Il faut intégrer TOUT le flux de l'étoile, y compris le pied du spot et même le halo. On utilise facilement un cercle de 10 à 15 pixels de diamètre (certaines théories parlent d'ouverture à mi-hauteur ou de PSF: à éviter ! C'est totalement aberrant dans nos conditions).
Il faut aussi se méfier de pics de lumière dans la tache défocalisée, ils sont souvent présents, peuvent être dus à un résidu d'aberration sphérique ou autre. Ils risquent de saturer, au niveau de précision visé un seul pixel marginalement saturé n'est pas acceptable.
Ceci doit être vérifié régulièrement durant l'observation, donc ordinateur avec IRIS indispensable.

Les APN CMOS ont une capacité de stockage plus importante, environ 1600 e-/µ², ils sont parfaitement linéaires (en RAW ! ) donc on recommande en général de viser 70~75% de la capacité à saturation. Attention pas de JPEG ! Absolument non-linéaire et très mauvaise précision dans les hautes lumières.

Filtres:
Non, pas de Ha. Certains coupent le bleu avec un filtre spécialisé (très cher ! ). En fait on peut faire ça avec un Y50 Hoya à 50 € ... Mais ce n'est pas important en fait. Avec APN on a le choix, a posteriori, des canaux RGB. J'ai toujours trouvé un résultat un peu meilleur en gardant le bleu. En fait j'utilise la balance RGB pour compenser l'extinction différentielle liée à des étoiles de comparaison de différente couleur.
Avec une caméra astro non filtrée, il faut utiliser tout le spectre si on cherche une sensibilité maxi, incluant l'IR.
En fait dans notre cas l'étoile est brillante, avec un 200 mm ça va saturer d'un facteur 5 à 10 pour une exposition de 30~60 sec. Il faut donc défocaliser assez, mais sans prendre un risque de mélange avec d'autres étoiles plus faibles. Si il-y-a encore problème une solution serait d'utiliser le filtre rouge d'un jeu LRGB interférentiel (le Ha a une bande-passante bien trop faible). Après il faut réduire le diamètre... ou utiliser des filtres neutres ?...

Correcteur de coma: Je dirais oui, même si on défocalise fort, la coma disperse la lumière des étoiles plus au bord de l'image, ça oblige d'augmenter énormément le cercle de mesure par rapport à ce qu'il faut au centre de l'image et c'est pas bon pour le bruit, il-y-a aussi risque de mélange. On doit défocaliser mais garder autant que possible un spot compact. Attention au flat !

Sectro: Je ne vois pas ? En vitesse radiale c'est très loin de nos capacités, même si CB à montré un résultat. Il utilisait un spectro échelle (!) et le résultat ne m'a pas semblé très convaincant.

Champ: En photométrie j'utilise surtout des téléobjectifs pour avoir un champ suffisant, c'est aussi la raison pour mon Newton courte focale, le tout utilisé avec l' EOSM à capteur de 22.2 x 14.9 mm... Je vais regarder ce que donnent les C8 + APN et la config N8F5 avec camera CCD.

Bon Ciel !

Roger

[Jeremy Balledant]

On se dit samedi à 15h00 au local ?

[Roger Pieri]

Jean-Christophe,
L'étoile de comparaison est trop faible (mag 11) Il faut utiliser HD345459 (mag 8.09, B-V=1.08 proche du B-V=0.93 de HD189733 ) à gauche (image inversée) comme comparaison et HD345464 (8.94 / 0.61), soit comme seconde comparaison, soit comme check star. Mais bon, c'est des mag V, en Ha aucune idée...

Mais le niveau du signal doit être assez bas (?), donc SNR faible et incertitude élevée. Le filtre Ha a une bande passante 1/100 ème de ce que tu as en non filtré, donc le nombre d'électrons acquis est divisé par ~100 alors qu'il faudrait, probablement, diviser seulement par 10.

Par ailleurs il me semble que le diamètre du cercle de mesure n'est pas adapté, la définition ne me semble pas claire sous cet Muniwin ? (que je ne connais pas !) Je ne vois pas comment ils définissent le second cercle de mesure du background ? Comment sont éliminées les étoiles de fond ? Questions usuelles avec ces logiciels dont les algorithmes ne sont pas publiés/documentés.

Il faut calibrer ta caméra pour qu'on puisse déterminer la bonne approche:

1) détermine d'abord le niveau de saturation et d'éventuelle non-linéarité. C'est simple, fais des flats sur une surface assez lumineuse et à peu près uniforme. Pas besoin du télescope, on peut illuminer directement le capteur sans optique avec une source à distance (Cela fait des flat "capteur" qui peuvent être utilisés dans certains cas). On fait varier le temps d'exposition en partant d'une valeur très faible, au niveau du noir, et on augmente ensuite jusqu'à trouver la saturation. Mesurer le niveau des flats sur une zone, au centre, avec l'outil d'IRIS sous le clique droit (moyenne).
Toutes ces opérations se font en direct, sans aucun préprocessing.
Faire une image d' offset, prendre la moyenne. Cette valeur est l'offset systématique de la caméra (certaines sont à zéro, d'autres à 128, 256... il peut y avoir un petit décalage, qlq ADUs). Soustraire cette valeur des niveaux des flats.
Si tu traces les valeurs résultantes en fonction du temps d'exposition ça te donne la courbe de réponse du capteur. Le niveau de saturation est alors connu en ADU. Si la courbe s'infléchit à l'approche de la saturation on note le niveau où la linéarité est perdue.

2) ensuite on détermine la calibration e-/ADU
- Faire deux flats A et B, identiques au niveau haut de la zone de linéarité (ou 75% de la saturation).
- Faire deux offsets identiques, C et D.

Soustraire les images C-D avec IRIS (processing/ subtract... ) mesurer le bruit dans une bonne zone au centre de l'image (sigma), calculer:

J=0.707 x sigma. C'est le bruit Johnson du capteur en ADU.

Mesurer la moyenne d'une zone centrale de (A-C)+(B-D) (processing/ add...),

S=0.5(( A-C)+(B-D)) est le niveau du signal de flat en ADU

Mesurer le sigma en zone centrale de A-B ,

N=0.707 x sigma , est le bruit total (grenaille + Johnson) en ADU.

La soustraction des images A-B permet d'éliminer les bruits fixes et autres non-uniformités des flats.

Le bruit de grenaille en ADU est:

G= racine_carrée_(N²-J²)

La calibration K en e-/ADU est :

K= S/(N²-J²)

De ce que j'ai vu lors de nos réunions ta caméra doit être vers 0.2 electron par ADU. La saturation du capteur (well depth) doit être vers 30000 e- (mais elle est peut-être cachée par le convertisseur qui peut écrêter la partie non-linéaire... ).

Bonne manipe !
Roger

[Jeremy Balledant]

RDV demain à 16h au local

[Roger Pieri]

Ok pour demain, Jérémy.

Jean-Christophe, il faut qu'on voit la calibration de ta caméra, même approximative. Normalement en 8" avec une défoc adaptée et le rouge, ça devrait passer, on voit demain.

La météo ne semble pas idéale pour mercredi, bon, il-y-a bien d'autres possibilités. Je ne pratique pas très souvent ces transits, ce n'est plus un sujet sur lequel les amateurs peuvent faire grand chose d'utile. J'en ai fait un début juin, un peu tôt dans la saison. En fait il-y-a plus de possibilités en fin d'été, début d'automne. Tout de suite les nuits sont trop courtes, les prévisions de ETD sont bien trop optimistes de ce point de vue, on se retrouve avec un ciel très clair, soit à l'ingress, soit à l'egress.

Dans les mois qui viennent je vais plutôt me remettre aux phémus des satellites de Jupiter, la campagne va commencer cette année, mais surtout porter sur 2015. C'est aussi de la photométrie mais assez différente, la précision n'est pas critique, le plus problématique est la mesure du temps. En 2009 j'ai fait la campagne avec le Mak 5", une TOU CAM et Astrosnap pour la datation. C'est proche du planétaire. Des résultats obtenus dans de bonnes conditions peuvent être utiles à l'IMCCE. Si certains sont intéressés ?

Roger

[Roger Pieri]

Jean-Christophe,

J'ai regardé les images que tu m'as passées, je pense que c'est la version avec filtre rouge ?

Il-y-a bien un pb avec IRIS. Le format des données des images est bien de l'entier 16 bits non-signé avec un petit offset de 256. On code donc entre 0 et 65535. Ceci n'est pas compatible avec le format interne d'IRIS qui est de l'entier 16 bits signé donc -32768 / +32767 . A noter que le standard fit est de même 16 bits signé mais le logiciel de ta caméra utilise l'astuce du changement d'échelle BZERO/BSCALE, les données restituées en final sont bien en 0/65535.

Les images de HD189733 ne sont pas du tout saturées, les pixels max de l'étoile sont vers 15000 ADU donc seulement au quart de la dynamique avec un défocus d'environ 12 pixels de large en pied de spot. Le spot est assez compact, il faut garder ça. Tu peux donc exposer plus pour augmenter le SNR. Une minute est bien du point de vue résolution temporelle (le but essentiel de ces observations est de déterminer le timing !) donc il faut probablement moins filtrer. Seulement couper le bleu avec un filtre jaune ? ou tout passer ? La marge est environ d'un facteur trois. En ajustage final on peut réduire un peu le temps d'exposition, défocaliser un peu plus...
L'ennui c'est qu'IRIS n'est pas utilisable sur le terrain pour ces vérifications indispensables, une solution est d'utiliser Fitswork, il a aussi un outil permettant de mesurer les maxis, le rms (sigma)...
Voir: http://www.fitswork.de/software/softw_fr.php

Bon Ciel !
Roger

[Andre Favaro]

Jean -Christophe;une étude de CB sur les cameras.
http://www.astrosurf.com/buil/isis/noise/result.htm

André