PHOTOMÉTRIE
SUR CETTE PAGE :
Qu'est-ce que la photométrie
Courbe d'une céphéïde naine, cy aqr
A venir bientôt..ou pas.. photométrie de quasars
COMMENT CALCULER LES COEFFICIENTS DE TRANSFORMATION EN PHOTOMETRIE DIFFERENTIELLE.
OBSERVATIONS PHOTOMETRIQUES ET TRANSITS :
CALCULS SIMPLES SUR TRANSITS à partir du transit de mon observation de HAT-P-12b et détermination de la température de l'étoile et son type spectral par indice B-V.
Qu'est ce que la photométrie ?
Notre seul lien avec l'Univers est la lumière des astres qui nous parvient, parfois, après avoir voyagé pendant des millions, voire des milliards d'années.
Cette lumière porte avec elle la forme des objets lointains que nous observons, les nébuleuses, les galaxies, etc. Elle nous apporte aussi d'autres informations qui vont nous permettre de remonter jusqu'aux éléments physiques et chimiques qui les caractérisent. Cette fois, nous ne faisons plus de l'art (photos) mais de la science (analyse).
Nous pouvons décomposer cette lumière, puis à l'aide des spectres obtenus, déterminer un certain nombre de renseignements intrinsèques à l'astre observé (stade d'évolution, type d'objet, température, mouvements, etc.). C'est la spectrométrie.
La photométrie, elle, cherchera à étudier (pour l'essentiel) les variations du flux lumineux. Elle s’intéresse aux astéroïdes, qui, lorsqu'ils tournent sur eux-mêmes réfléchissent une partie de la lumière solaire variable selon la forme de l'objet. Elle étudie aussi les variations d'éclats des étoiles, des quasars..
Au-delà des variations, la photométrie permet également de déterminer des indices de couleurs, élément fondamental de l'identité physique des étoiles.
Qu'est-ce qui fait varier la lumière des étoiles ?
Plusieurs causes! Lorsqu'une planète extra-solaire (et invisible en observation directe) passe devant son étoile (donc avec un plan orbital dans la direction de l'observateur), elle va masquer une infime quantité de lumière. Infime mais mesurable avec des moyens plus ou moins sophistiqués. Une caméra CCD ou même dans certaines conditions un bon APN, peut atteindre le millième de magnitude en résolution photométrique! Ce type d'étude nous permet d'identifier de nouvelles exoplanètes, d'en déterminer leurs périodes de révolutions, leurs masses, etc.
C'est un peu le même principe lorsque deux étoiles tournent l'une autour de l'autre. Il s'agit de variables à éclipses.
Mais souvent, il s'agit d'étoiles dont l'éclat varie réellement. Les raisons sont multiples, étoiles pulsantes pour lesquelles une certaine régularité dans la variation doit être surveillée, les étoiles éruptives qui subissent des réactions particulières dans leur couronne ou chromosphère et pour lesquelles ces variations sont imprévisibles (autrefois nous les appelions variables irrégulières), les cataclysmiques, où des phénomènes physiques violents sont à l'oeuvre, on peut citer les novae, les supernovae, et bien d'autres. L'étoile AM Her que j'essaie d'aborder depuis quelques temps fait partie de cette dernière catégorie.
Voilà pour l'essentiel, mais vous l'aurez deviné, rien que pour les étoiles, il existe de nombreuses classes de variables.
Je m’intéresse surtout à trois aspects de la photométrie amateur, les étoiles variables à courte période, les cataclysmiques et les transits d'exoplanètes.
Un exemple d'école : la courbe d'une Céphéïde naine : Cy Aqr.
Cette étoile possède une période très rapide (moins de 1h30mn). Sa photométrie est assez facile, je la conseille aux débutants.
Observée ici avec un lunette de 120 mm et acquisitions avec une Sbig St2000XM.
En général, pour la photométrie j'utilisais une Atik 314 L+, il s'agissait d'un ccd SANS antiblooming, idéale pour la photométrie. Aujourd'hui les CMOS font très bien le travail.
Et ici la courbe de variation de Cy Aqr.
Bientôt sur ce site, une vidéo sur la photométrie différentielle. En prime, un mot sur la photométrie dite absolue.
A venir... bientôt...ou pas..
J'observe également, et plus ou moins régulièrement, des exoplanètes. Il s'agit d'une photométrie différentielle des transits. Je vous présenterai prochainement cet aspect de la photométrie avec plus de détails en ce qui concerne les outils d'exploitations.
En vue également, mais à échéance plus lointaine, mesurer la variation de certains quasars. Mais ce qui m’intéresse, ce ne sont pas les quasars vraiment variables, mais ceux que l'on peut observer uniquement par mirages gravitationnels, dans ce cas des variations peuvent être provoquées par des événements sur le parcours de la lumière..
Sur l'image de gauche, il s'agit des deux petits points alignés verticalement, très peu lumineux, au milieu et à droite. Il ne s'agit pas d'une étoile double mais d'un objet unique, un quasar, le quasar Q 0957+561 A et B. C'est un "mirage gravitationnel" qui nous renvoie deux images du même objet.
COMMENT CALCULER LES COEFFICIENTS DE TRANSFORMATION EN PHOTOMETRIE DIFFERENTIELLE.
Le but ici est de pouvoir obtenir des mesures photométriques standardisées dans le cadre d'une étude de photométrie différentielle. Il est en effet indispensable, pour que notre observation garde une vraie valeur scientifique, de pouvoir comparer nos mesures avec celles d'autres observateurs et donc de les rattacher à un système dit standard.
Pour se faire, j'ai choisi de prendre mes mesures photométriques en B et en V et d'utiliser les filtres suivants :
- Un filtre B Johnson/Cousins Astrodon
- Un filtre V Johnson/Cousin Astrodon
Les coefficients de transformation.
Dans un premier temps il faudra calculer des coefficients à l'aide d'un amas ouvert stable et dont les étoiles représentent des étalons photométriques fiables.
J'ai choisi un amas proposé par l'AAVSO (Américan Association of Variable Star Observers) : NGC7790 (dans Cassiopée).
Il est possible d'obtenir en allant dans le site de l'AAVSO/VSP (Variable Star Plotter), une carte photométrique de l'amas ainsi que la liste des étoiles avec leurs données.
La première chose à faire sera de prendre une série d'images de NGC 7790 avec le filtre B et une autre avec le filtre V, le tout sur plusieurs soirées. Les images seront pré-traitées (donc calibrées). Il sera alors possible de mesurer avec un logiciel adapté (Iris fait ça très bien), la magnitude instrumentale pour toute une série d'étoiles de l'amas. Il sera préférable de choisir une quarantaine d'étoiles de couleurs aussi variées que possible. Ensuite (je rappelle qu'il s'agit de déterminer des coefficients à l'aide d'étoiles étalons donc non variables), on calculera les magnitudes instrumentales pour chaque étoile en moyennant toutes ces mesures.
Nous avons donc, pour chaque étoile de l'amas NGC 7790, un tableau du genre :
REF ETOILE MES MESURES STANDARD CATALOGUE
b v b-v B V B-V
105 BLG 889 -6.487 -7.761 1.274 11.617 10.524 1.093 pour n mesures.
Traçons le graphe correspondant avec B-V en abscisse et b-v en ordonnée. Calculons la pente de la droite, par exemple : 0.8351 (exemple aavso, guide pour la photométrie ccd), LA TRANSFORMATION DE COULEUR B-V EST L'INVERSE DE LA PENTE, soit Tbv = 1/0.8351, soit 1.1974.
IL RESTERA MAINTENANT A CALCULER LES MAGNITUDES TRANSFORMÉES B ET V (nous venons de faire B-V).
POUR B :
Nous faisons le tableau suivant :
B-V B std - b mes mesures
1.093 18.104
Traçons le graphe correspondant et calculons la pente qui correspondra au T b-bv, exemple : 0.1181
MEME CHOSE POUR V , soit un tableau avec B-V et V std - v mes mesures. Etablir le graphe correspondant et calculons la pente qui sera la magnitude transformée. Tv-bv = -0.0467
Nous avons maintenant trois coefficients, pour B-V, pour B et pour V.
APPLIQUONS LES COEFFICIENTS DE TRANSFORMATION.
Le but est donc de déterminer à partir de nos mesures instrumentales une magnitude transformée (donc standardisée). La règle POUR V est :
Vvar= delta v + Tv-bv X delta (B-V)+ V comp
delta v = Vvar - V comp (de mes mesures)
V comp = magnitude catalogue de l'étoile de comparaison
Tv-bv = coef que l'on vient de calculer. Delta (B-V) = delta (b-v) de la variable mesurée brute X Tbv (idem pour l'étoile de comparaison, ici 1.1974);
POUR B c'est la même règle, soit : Bvar= delta b + T b-bv X delta (B-V) + B comp
Pour plus d'infos, rendez vous sur le site de l'AAVSO (Américan Association of Variable Star Observers).
Vous pouvez aussi découvrir le logiciel G'nseng (AAVSO/AFOEV) qui vous aidera à choisir votre variable, à obtenir les cartes et listes des objets de comparaisons ainsi que pour la rédaction de vos mesures.....et une belle collaboration pro-am!!
PETITE INFO AFIN D'ACTUALISER NOS MANIPS PHOTOMETRIQUES : Un système est de plus en plus en vogue en photométrie. Après le système Johnson et Cousins, arrive le système Sloan DSS qui concerne surtout les pros aujourd'hui (et pas tous) mais qui à terme finira sans doute par concerner aussi les amateurs. La preuve en est, ces filtres sont commercialisés dans les distributeurs habituels et aux formats amateurs. Il s'agit de filtres qui vont de l'UV aux infrarouges plus lointains, seuls le vert et le rouges sont dans le visible, j'en reparlerai.
OBSERVATIONS PHOTOMETRIQUES ET TRANSITS :
Voir dans "Evènements et observations..".
CALCULS SIMPLES SUR TRANSITS.
Voici à partir d'une observation de HAT-P-12b, réalisée en juin 2020, quelques calculs simples afin de pouvoir déterminer quelques éléments orbitaux et aussi sur le couple étoile-planète.
On y retrouve aussi la détermination de la température de surface de l'étoile et son type spectral à partir du calcul de B-V à partir des étoiles étalons de l'amas M11 (photo ci-dessous, 30 mn de poses cumulées en L) servant à calculer les coefficients de rattachement.. N'oubliez pas d'activer la modification...
