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Version 2 [27 mai 2008]
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Je remercie particulièrement :
Mr Jean-Eudes ARLOT, Valery LAINEY de l'Institut de Mécanique Céleste et de Calculs des Éphémérides
Mr Fabio CAVICCHIO pour m'avoir fourni gracieusement son logiciel ASTROART et ses mises à jour
Mr Herbert RAAB pour m'avoir fourni gracieusement son logiciel ASTROMETRICA
Mr Cyril CAVADORE pour son support avancé concernant son logiciel PRISM
Mr Norbert ZACHARIAS de l'U.S. Naval Observatory pour le catalogue UCAC-2 et UCAC-3
Ainsi que tous ceux avec qui je peux échanger jours après jours et qui se reconnaîtrons...
A ma femme et mon fils, mes « étoiles-guides ».
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Résumé
L'astrométrie est l'activité de l'astronomie dont l'objectif principal est d'étudier la position des objets
célestes, leur distance et leurs mouvements tels qu'ils sont perçus par un observateur. L'astrométrie est une
discipline très ancienne, puisque les premiers catalogues d'étoiles remonteraient au IIème siècle. Pour les passionnés du ciel nocturne, cela permet un repérage au fil du temps. De manière générale, ce domaine fondamental
apporte de nombreuses réponses dans la compréhension de la mécanique céleste et donc des travaux essentiels
pour la dynamique stellaire. D'un point de vue civil, la mesure du temps découle d'observations et des mesures de
haute précision qui sont faites dans un cadre de référence ordonné par l'astrométrie.
L'évolution des moyens d'observation et leur démocratisation rend désormais possible la réalisation de
travaux variés en vue d'un résultat de qualité. L'informatique apporte en ce sens un ensemble de solutions visant à
simplifier et fiabiliser un travail souvent long et délicat.
Ce document à pour principal objectif d'exposer les techniques actuellement employées pour effectuer des
réductions astrométriques, qu'importe l'objet (astéroïdes, comètes, planètes, etc.) , tout en ouvrant les voies
d'approfondissements, pour le lecteur curieux aux problématiques complexes qui sont rencontrées. Toutefois,
l'ensemble des thèmes abordés est une synthèse que l'astrométriste averti conservera comme référence.
L'amateur pourra alors comparer ses propres observations aux différents modèles théoriques mis au point par les
principaux instituts du globe, sans pour autant s'encombrer des considérations mathématiques.
L'étape suivante, sans doute plus audacieuse, permet d'envisager des observations d'un réel intérêt
scientifique en combinant, pourquoi pas astrométrie/photométrie/spectrométrie ? Pour ce faire, il est dans un
premier temps recommandé de parcourir les diverses publications scientifiques pour prendre connaissance des
différentes voies de recherches en cours et ainsi orienter ses soirées d'observations. Une seconde étape sera de
travailler en collaboration directe avec des instituts, des observatoires, associations ou autre afin d'organiser
véritablement les recherches.
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Abstract
Astrometry is the branch of astronomy whose principal objective is to study the position of the celestial
object, their distance and their movements as they are perceived by an observer. Astrometry is a very old
discipline, the first stars catalog would go up around the IInd century. For all which are crazy about night sky, that
allows a mark among the time. In a general way, this fundamental field brings many answers in the
comprehension of the celestial mechanics and thus of an essential work for stellar dynamics. From a civil point of
view, the measurement of time arises from observations and measurements highly detailed which are made within
a framework of reference ordered by astrometry.
The evolution of the setups for the observations and their democratization to make from now on possible
the realization of diversified works for a result of quality. Data processing brings in this direction a set of solutions
aiming to simplify and make reliable, an often long and delicate work.
This document has for main goal to expose a couple of techniques currently employed to carry out
astrometrical reductions, for some objects (asteroids, comets, planets, etc), while opening the ways of studying,
for the curious reader, the complex problems which are encounter. However, the whole of the topics approached is
a synthesis to be keep like a tool of informed measurer. The amateur will be able to compare his own observations
with the various models developed by the majors institutes in the world, without to be bored with mathematical
contributions.
The next stage, undoubtedly more daring, make it possible to consider observations with a real scientific
interest while combining, why not astrometry/photometry/spectrometry? With this objective, it is initially
recommended to read the various scientific publications to take note of the various ways of research in progress
and thus to direct its evenings of observations. A second way will be to work in direct collaboration with institutes,
observatories, associations or other in order to organize truly research.
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Table des Matières
1. Introduction............................................................................................................7
2. Mise en situation....................................................................................................8
3. Aspect technique....................................................................................................8
3.1. Capteurs C.C.D..........................................................................................................9
3.2. Détermination du centre d'une source ponctuelle.......................................................12
3.3. Réduction astrométrique...........................................................................................14
4. Étude des catalogues............................................................................................15
4.1. UCAC2 – Catalogue USNO CCD Version 2...................................................................18
4.2. USNO-B1.0 – Catalogue USNO..................................................................................19
4.3. GSC-ACT..................................................................................................................20
4.4. Comment choisir un catalogue..................................................................................21
5. Étude des Logiciels................................................................................................22
5.1. Tests avancés et propositions de solutions.................................................................22
5.2. Mesures comparées..................................................................................................24
5.3. Notes à propos de la précision...................................................................................27
5.4. Mode Automatique ou Manuel ?................................................................................28
5.4.1. Exemple avec PRISM en étalonnage manuel........................................................28
5.5. Astroart...................................................................................................................30
5.6. Astrometrica............................................................................................................31
5.7. Prism.......................................................................................................................32
6. Plan d'observations...............................................................................................33
6.1. Démarche globale.....................................................................................................34
6.2. Analyse rapide..........................................................................................................35
6.3. Notions de photométrie............................................................................................35
7. Préparation des mesures......................................................................................36
8. Méthodologie d'archivage des résultats................................................................36
9. Analyses................................................................................................................37
9.1. Estimations des mesures...........................................................................................37
9.2. Qualification logicielle...............................................................................................38
9.3. Analyse des résultats................................................................................................39
10. Aller plus loin......................................................................................................40
10.1. Effets astrométriques faibles...................................................................................40
10.1.1. Effet de parallaxe.............................................................................................40
10.1.2. Effet relativiste ...............................................................................................41
10.1.3. Effet de marées...............................................................................................42
10.1.4. Effets atmosphériques......................................................................................42
10.2. Astrométrie d'occultations.......................................................................................43
10.2.1. Occultations/éclipses........................................................................................43
10.2.2. Phénomènes mutuels.......................................................................................43
11. Conclusion...........................................................................................................44
Glossaire...................................................................................................................45
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1. Introduction
L'opportunité m'a été donnée de collaborer avec l'Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des
Éphémérides(1) afin d'apporter quelques éléments à l'étude des satellites lointains de Jupiter et de Saturne.
Lors de mes observations, comme tous les astronomes amateurs j'utilise les coordonnées de positions
relatives(2) pour trouver les objets que je souhaite observer. Il n'est pas uniquement question de la position des
étoiles dont on estime la position par rapport à une date de référence, ce qui constitue les catalogues, mon objectif
consiste à déterminer la position relative d'objets dynamiques (astéroïdes, satellites, planètes,...). Le travail que j'ai
effectué à l'IMCCE m'a présenté ce domaine dans lequel les amateurs sont trop peu présents, ainsi par le biais de
ce document, je vais vous en présenter les principaux concepts.
La réduction astrométrique(3) s'apparente donc à la mesure de précision d'objets célestes projetés sur une
sphère imaginaire : la voûte céleste. La mesure des objets connus, c'est à dire pour lesquels au moins une théorie
permet de prévoir leur position à une date donnée de manière plus ou moins précise, a pour objectifs
l'approfondissement de notre connaissance à propos de l'univers, de son fonctionnement et de ses constituants.
Ces études sont une des activités réalisées par l'IMCCE, en particulier le GAP (Groupe d'Astrométrie et de
Planétologie). En effet, les études des caractéristiques physiques et dynamiques de ce type d'objets de notre
système solaire sont basées sur l'observation et l'analyse à long terme. Ainsi de part la répétition des observations,
et par un recoupement méticuleux des données acquises, les mesures sont plus précises et par conséquent il
devient entre autre possible d'en améliorer les éphémérides. Certains corps ont un mouvement assez lent, ce qui
nécessite de les observer régulièrement pendant plusieurs années, afin d'avoir une idée de la déformation au cours
du temps, de leur orbite respective. C'est un travail sur la durée qui mobilise des techniciens d'observatoires, des
observateurs et des ingénieurs/chercheurs, afin d'accumuler un grand nombre de données et de les traiter. C'est
pourquoi la communauté des astronomes amateurs peut apporter une collaboration significative
dans ce domaine.
Ce document à pour objectif d'apporter les éléments essentiels d'une démarche scientifique pour le
traitement/analyse des données issues de nouvelles images ou des campagnes d'observations passées.
Néanmoins, il est nécessaire d'avoir les notions de bases en utilisation instrumentale (télescope ou lunette et
acquisition numérique) afin de comprendre la démarche et de participer activement aux recherches. Il est
important de préciser qu'il n'y a pas de besoins spécifiques que l'amateur n'aurait déjà, ce qui rend
l'investissement généralement minime.
(1) http://www.imcce.fr
(2) Cette notion sera explicitée dans la section [4.]
(3) Cf. glossaire
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2. Mise en situation
Le temps des plaques photographiques et des règles graduées est révolu! Ces méthodes fonctionnaient
plutôt bien, mais l'archivage était délicat, le travail fastidieux en terme de calculs et de mesures! Aujourd'hui, pour
mener à bien une réduction astrométrique, diverses méthodes ont été intégrées dans des logiciels. Le principe est
généralement le même, nous utilisons « des bases de données d'étoiles » qui recensent ces objets célestes dans
un système de coordonnées particulier, ce sont les catalogues évoqués en introduction. La première étape consiste
donc à utiliser un couple logiciel/catalogue. Le principe de mesure des images se fait en déterminant une échelle
de conversion entre la position de l'objet dans l'image et sa projection dans un repère. La comparaison se fait par
rapport à des éphémérides déjà conçues par des instituts spécialisés tel l'IMCCE, le Jet Propulsion Laboratory (JPL),
ou encore le Minor Planet Center (MPC). Ensuite, les différences obtenues entre les éphémérides existantes
(calculs) et les mesures (observations) devront être analysées. L'amoncellement des données rend la tâche ardue,
l'idéal serait de développer un logiciel de traitement automatique des images acquises, comme cela existe déjà
pour les grands spectrographes (qui parfois même se fait en temps réel), des projets sont en cours mais ne sont
pas encore à notre disposition.
N'ayant aucun parti pris pour les logiciels disponibles auprès du public, je vais me limiter a ceux que j'ai pu
utiliser, vous ferez votre propre choix en fonction de vos aspirations et budget. Toutefois une étude, tant
qualitative que quantitative, devra permettre de choisir le couple logiciel et catalogue offrant une précision de
mesure convenable par rapport aux objectifs qui sont d'étudier la dynamique d'objets de notre système solaire.
3. Aspect technique
L'astrométrie doit faire face à un grand nombre de contraintes qui peuvent être d'ordres optiques,
mécaniques, et bien entendu liées aux problèmes atmosphériques. Les amateurs ont a disposition du matériel de
plus en plus performant et dont le coût reste raisonnable, ainsi les images issues d'un capteur numérique, plus
généralement un CCD (Charge-Coupled Devices) sont courantes et se prêtes exactement à cet exercice. La
connaissance précise du lieu de l'observation, de la date précise, ainsi qu'une bonne approximation du champ visé
(objet cible) par l'image sont indispensables. Il reste à déterminer, à l'aide des éphémérides à disposition via le
réseau internet, quelles étoiles vont pouvoir servir de références aux calculs. Nous devons connaître les
coordonnées du centre de l'image afin d'orienter le logiciel dans la recherche du champ à étudier, et dans le cas
d'une réduction manuelle, il faut choisir un nombre d'étoiles reparties équitablement sur l'ensemble de l'image ou a
défaut autour de la cible.
La démarche complète fait l'objet d'un schéma synoptique en annexe.
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3.1. Capteurs C.C.D.
Un CCD est un composant électronique composé de minuscules récepteurs à semi-conducteur (capacités)
appelés pixels. Chaque pixel « enregistre » les photons qui arrivent sur lui, sous la forme d'une charge électrique.
Ces capteurs ont pour rôle de convertir une intensité lumineuse liée à l'arrivée des photons sur les capacités, en un
niveau électrique proportionnel (tension). Un CCD comporte aussi des circuits intégrés qui permettent de lire le
nombre de charges de chaque pixel. Le niveau de saturation définit les valeurs que peut prendre un pixel. Dans les
exemples de ce document, du fait du capteur utilisé par l'observatoire de Haute-Provence, il pourra prendre une
valeur codée sur 16 bits. Un point de couleur noir aura la valeur "0" quand il n'a détecté aucun photon. Un point
blanc pourra prendre une valeur comprise entre 1 et 65535. Un point blanc sera saturé si sa valeur est 65535,
alors on ne sait plus déterminer la quantité de photons reçues. Les valeurs intermédiaires sont les seuils
exploitables, on parle de dynamique de l'image.
Malheureusement tout n'est pas si simple, ni l'optique ni l'électronique ne sont parfaites et l'on se rend
rapidement compte qu'une image doit être « nettoyée » avant son exploitation finale. En effet, le signal issu du
procédé décrit ci-dessus, est appelé image brute. Une image brute peut subir un nettoyage (une préparation),
c'est un processus qualifié de pré-traitement que nous allons expliquer ci-après. Il ne faut pas confondre ces prétraitements avec les traitements liés à l'esthétique (procédés de rendus : flou, déconvolution, colorimétrie par
exemples). Nous n'appliquerons pas de traitements aux images afin de ne pas fausser les résultats (un filtre non
linéaire engendre des modifications astrométriques et photométriques).
Une image brute provient directement du sujet visé : c'est le signal utile, la cible. On ne considère pas ici
les problèmes atmosphériques tels que la pollution lumineuse (qui fausse le niveau du fond de ciel), ou les nuages
par exemple.
Halo lumineux
(généré par Jupiter)
Défauts CCD
Etoiles
Galaxie
- crédits: IMCCE/OHP/CNRS,France -
(note : l'image est en couleur inversée)
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Trace d'un satellite artificiel
La réalisation d'une prise de vue numérique passe par l'exploitation de différents signaux :
1 – Le signal d'offset : pour obtenir ce signal, on effectue un temps de pose très court dans le noir
(obturateur fermé). Ce signal a pour but de connaître la charge électrique de chacun des pixels du capteur CCD
quand il n'a pas encore été exposé à la lumière, la tension résiduelle liée à la pureté des composants.
- crédits: IMCCE/OHP/CNRS,France -
2 – Le signal thermique : il est dû aux mouvements browniens des atomes dans le récepteur.
L'information relative à ce signal parasite se présente pour chaque pixel en créant un "bruit" qui croît
proportionnellement au temps de pose et en fonction de la température ambiante. A ne pas confondre avec le
bruit de lecture qui provient de la conversion analogique/numérique (et de l'électronique globale). La méthode
pour isoler ces parasites consiste à réaliser un temps de pose équivalent à la pose du signal souhaité (photo qui
sera prise finalement), mais dans l'obscurité totale (obturateur fermé). La répartition de ces charges parasites à la
surface du capteur n'est pas prévisible d'une autre manière, puisqu'elle dépend des impuretés présentes dans le
dopage des composants du capteur. Par cette méthode, on obtient un signal d'obscurité qui contient également le
signal d'offset.
- crédits: IMCCE/OHP/CNRS,France -
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3 – La plage de lumière uniforme : le dernier problème, lié à la conception de ces fabuleux circuits
électroniques, est la non-uniformité de réponse du capteur. Selon les lois de la physique des composants, chacun
des pixels va se comporter d'une manière qui lui est propre : chaque pixel a sa propre sensibilité. Pour un flux
donné de photons, la lecture de chacun des pixels indiquera un niveau en sortie différent. Ceci a pour conséquence
de décaler le niveau moyen (seuil d'intensité) pour différentes zones de l'image, et par la même occasion, ceci
modifie l'interprétation des mesures astrométriques que nous allons réaliser. Pour obtenir une carte de correction,
il est nécessaire d'effectuer une pose, d'un temps équivalent à celle du signal utile, sur une lumière dite uniforme.
Par exemple, il est possible de réaliser une prise de vue d'une zone de ciel crépusculaire, où l'on suppose
l'ensemble des points équivalents en intensité. Chaque pixel du capteur reçoit donc le même flux lumineux.
L'image obtenue, appelée plage de lumière uniforme (PLU), a un second avantage qui est d'éliminer les défauts de
la chaîne optique (par exemple les poussières). Avant de l'utiliser sur les images finales, il est important de lui
soustraire les images du signal d'offset et du signal thermique. Il ne restera plus qu'à diviser l'image brute, par
cette image de champ uniforme.
- crédits: IMCCE/OHP/CNRS,France -
Le pré-traitement, souvent indispensable avant l'exploitation d'une photo numérique, se résume comme suit :
image traitée =
image brute−signal thermique −signal d ' offset
PLU − PLU −signal thermique −signal d ' offset
Ces opérations étant purement arithmétiques, l'ensemble des logiciels étudiés peuvent réaliser ces opérations
fastidieuses de manières très efficace. Toutefois, une attention particulière doit être portée afin de ne pas
supprimer d'informations pertinentes.
On veillera à moyenner l'ensemble de ces différents signaux, ceci permettant d'améliorer significativement
le rapport signal sur bruit avant leur application à l'image brute. Cette loi statistique est vérifiée puisque le bruit
diminue avec la racine carrée du nombre d'images.
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3.2. Détermination du centre d'une source ponctuelle
Le capteur CCD étant une matrice de pixels à deux dimensions x et y, il faut trouver très précisément la
position des étoiles présentes dans l'image. Ces objets sont les seules références connues à l'aide des catalogues.
Ce n'est seulement qu'après cette étape qu'il sera possible de passer des coordonnées en pixels, P(x,y) en
coordonnées célestes, par exemple l'ascension droite (notée RA ou α) et la déclinaison (notée Dec ou δ). A la
condition que la source de lumière initiant l'information sur le capteur soit ponctuelle, ce qui est le cas pour les
étoiles quand le suivi est correct, les algorithmes utilisent généralement une méthode dite « Gaussienne ». Il
faudra veiller à ne pas retenir d'étoiles dont le seuil est à la valeur maximale de la dynamique de l'image soit 2n
(avec n le nombre de bits du convertisseur analogique/numérique).
Ce profil particulier, résultant de la modélisation d'une étoile, est caractéristique de la distribution surfacique de la
lumière sur le capteur. Cela suit la densité de probabilité d'une loi normale qui est donnée par :
P  x =
1
 2 

e
2
− x−
2
2

avec
σ 2 comme paramètre de variance,
et µ la moyenne (ou espérance)
Centroïde
Etoile
- Exemple de centroïde d'étoile -
Remarque : Il est possible à partir de cette analyse d'obtenir un paramètre particulier la
FWHM , qui signifie : « Full Width Half Maximum », ou largeur à mi-hauteur. La forme est
également une courbe en cloche exprimée par :
FWHM =2 2 ln 2
Dans un cas optimal, on obtient des étoiles parfaitement rondes et contrastées et donc globalement une
grande finesse d'image. Pourtant une détermination précise du photo-centre de l'image réclame un grand nombre
de pixels éclairés et donc des images de qualité moyenne afin de ne pas avoir de pixels trop « francs », mais au
contraire modérément étalés. Ceci dans le but d'améliorer le calcul du centroïde et donc d'améliorer
statistiquement la position calculée, notion qui est détaillée en section [5.6.].
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Si l'ajustement d'une gaussienne n'est pas réalisable, ce qui est souvent le cas si la source n'est pas
ponctuelle (ovoïde), on procédera alors par un calcul du barycentre. Dans ce dernier cas, chaque pixel est alors
associé à un « niveau de lumière » proportionnel à la résolution du convertisseur analogique/numérique.
Ces méthodes de détections vont nous permettre de trouver les étoiles dans l'image. A partir de cette
étape il faudra examiner une par une l'ensemble des étoiles qui on été reconnues de manière automatique. Ceci
afin de les approuver comme « fiables », à savoir que ce sont les bons objets avec les bonnes coordonnées, avant
de démarrer les calculs de transformations. Il est inutile de préciser que les images d'étoiles ne sont jamais
parfaitement rondes puisqu'un certain nombre de paramètres déforme l'image. En plus de la turbulence
atmosphérique, s'ajoutent les problèmes optiques :
Focale (f)
Miroir primaire
(concave)
Diamètre
Télescope
CCD
Miroir secondaire
(convexe)

=f
2
Plan Réél
d
Tolérance de focalisation
en fonction de la longueur d'onde
Axe Optique
Plan CCD
ε
Dans ce schéma de la chaîne optique, nous pouvons remarquer qu'en fonction des différentes longueurs d'ondes,
l'image ne va pas se former sur un même plan. Ceci constitue une difficulté supplémentaire pour trouver les étoiles.
C'est pourquoi, l'image brute est souvent filtrée à sa source (Noir et blanc, Rouge, Vert ou Bleu) en fonction des
caractéristiques physiques du capteur (sensibilité, épaisseur,...) utilisé pour améliorer la mise au point et la sensibilité
pour une longueur d'onde donnée.
D'autre part, la voûte céleste étant sphérique, son image dans le plan de focale l'est également. Dans
notre cas, c'est un problème lié à la précision des mesures, puisque le capteur que nous utilisons est un plan. La
courbure de champ d'un instrument s'évalue par le rayon (R) de la sphère où se forme l'image la plus nette. En
partant de l'axe optique, le défaut de mise au point (ζ) à la distance d s'évalue par :
=
2
d
2R
De plus, il est tout à fait vraisemblable que le capteur ne soit pas rigoureusement perpendiculaire à l'axe du
télescope. On parle alors de défaut de perpendicularité d'angle « ε ». Conjointement, cela crée une déformation
géométrique (abération) qu'il faudra prendre en compte pour obtenir des mesures de grande précision. Une image
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 13/58
est également déformée par le miroir qui est d'une qualité variable inhérente à sa fabrication et caractérisé, entre
autre, par le front d'onde : λ/n avec n paramètre de diffraction et λ la longueur d'onde. On obtient alors d'une
étoile, la tâche de diffraction également appelée tâche d'Airy(*).
Par exemple, voici une étoile observée, dans des conditions idéales à gauche et moyennes à droite :
- Crédits photographiques C.BUIL -
3.3. Réduction astrométrique
Notre but est de trouver la position d'un astre en fonction de la date et du lieu d'observation. Ceci sous
entend d'utiliser un système de coordonnées astronomiques parfaitement défini, c'est généralement le système
équatorial dans la sphère céleste. En d'autres termes, nous recherchons l'ascension droite et la déclinaison :
+90° Nord Géographique
°
180
Équateur céleste
N
E
°
270
12h00
90°
O
06h00
S0°
Dec (δ)
Équateur terrestre
RA (α)
18h00
23,5°
Sphère céleste
5°
00h00
Plan Écliptique
Orbite Lunaire
-90°
Une réduction astrométrique assistée par l'informatique considère deux plans. Le premier est tangent à la
sphère céleste, « l'endroit » où se situe l'ensemble des objets visibles. Le second plan est la réalité observée. Il
faut donc effectuer une transformation d'un plan à l'autre. Une transformation est représentée par une équation
polynomiale dont les variables sont les coordonnées des astres dans chaque plan. Les constantes des polynômes
définissent la transformation, et sont liées à l'image étudiée. Le terme « réduction » provient que l'on à de
multiples références pour déterminer au final la position d'un seul objet. Nous nous intéressons ici qu'un à type
particulier d'astrométrie qui présente l'avantage d'être réalisable par tous et dans un ordre de précision allant de
0,03 à 0,1 seconde d'arc. Il est possible d'obtenir une précision nettement supérieure lors de phénomènes
d'occultations, mais les mesures sont beaucoup plus complexes et nécessites de prendre en compte des effets
perturbateurs très faibles (cf. section [10]).
Remarque : en astronomie les mesures célestes sont rapportées à des angles (projection), car nous n'avons aucun moyen simple d'apprécier les
distances, que ce soit par rapport à l'observateur ou entre les corps observés.
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4. Étude des catalogues
La référence utilisée par l'Union Astronomique Internationale (UAI) est le ICRS pour International Celestial
Reference System. En effet, à ce jour le seul moyen de déterminer une position dans l'espace est de choisir un
point fixe; c'est d'ailleurs un réel problème pour l'exploration spatiale, puisque les sondes que nous envoyons sont
en quelque sorte « téléguidées » depuis la Terre. On utilise comme origine pour ce système le barycentre de notre
système solaire. Les directions des axes de ce repère sont données par des quasars (objets quasi-stellaires)
lointains. Ces sources à hautes énergies ont fait l'objet d'un très grand nombre de mesures sur plusieurs années.
Le résultat est une précision de l'ordre de la milliseconde d'arc (<1 mas).
De nombreux catalogues sont disponibles, ils sont réalisés par divers moyens terrestres ou satellitaires. La
mise en oeuvre de ceux-ci est parfois longue, et nécessite de ce fait des corrections de coordonnées pour les
étoiles ainsi mesurées. De plus, une étoile se caractérise par un ensemble de paramètres complexes comme par
exemple leur magnitude apparente(*) (en quelque sorte la façon dont
elles brillent à nos yeux), leur age, leur distance ou encore leur
température. Ceci aboutit sur une classification qui peut être par
exemple le schéma de Hertzsprung-Russell. De ce fait, nous pouvons
les observer dans diverses longueurs d'ondes autres que le domaine
du visible (pour l'œil humain de ~400 nm à ~700 nm). Ceci fait, que
tous les catalogues n'ont pas le même nombre d'étoiles répertoriées.
L'inventaire d'une telle quantité d'informations étant d'une extrême
complexité, un ciblage existe, divers recoupements par filtrage en
fonction de la longueur d'onde (λ).
Certains catalogues, du fait qu'ils ne contiennent pas suffisamment
d'étoiles, ou qu'ils soient clairement déconseillés (obsolètes), ne sont
pas utilisables. Le choix des catalogues d'étoiles se fera en fonction
de sa précision, et de la densité d'objets importante pour le champ
- Diagramme de classification -
considéré et de la longueur d'onde répertoriée (Le champ étant bien
entendu la zone du ciel photographiée, et limitée par la petite taille du capteur CCD, soit quelques minutes d'arc).
Les catalogues les plus courants, et dont la taille est raisonnable peuvent se télécharger gratuitement via
internet. Il est à noter que certains organismes professionnels, comme le U.S. Naval Observatory (USNO), peuvent
envoyer une copie électronique pour les plus gros fichiers. Enfin, les plus complets, c'est à dire ceux qui
contiennent un très grand nombre d'étoiles sur la quasi-totalité du ciel visible à partir d'un observatoire terrestre,
peuvent s'utiliser « en ligne » via des applications internet ou encore directement à partir de logiciels.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 15/58
Explications : Les objets que nous mesurons sont définis dans un plan :
Nord
Y
+
A
ΔY
s
C
s : distance angulaire
B
X
ΔX
Est
Les coordonnées du point A, si C est le centre du repère et B un objet de référence, peuvent s'exprimer de
manière différentielles telles que :
 X A= A−C cos C
 X B= B−C  cos C
 Y A= A−C
 Y B= B −C
avec
α et δ respectivement les coordonnées du repère choisi pour l'objet à mesurer,
αc et δc les coordonnées du centre du repère de l'objet à mesurer (centre de l'image),
Δ désignant le repère dans le plan de mesure.
ou bien de manière tangentielles telles que :
X=
Y=
cos  sin−C 
sin  sin C cos  cos  C cos−C 
sin  cos C −cos  sin C cos − C 
sin  sin C cos  cos C cos − C 
Nous conserverons qu'un objet est défini dans un plan, en fait l'image, de telle sorte que l'on obtienne les positions
X astre= . cos  et
Y astre=  en secondes d'arc (que l'on note du symbole ").
On peut alors écrire une transformation de la forme :
n
n
i
j
X astre=a n0 x a0n y ...a ij x y ...a00
Y astre =b n0 x nb 0n y n...bij xi y j ...b 00
Dans la pratique, afin de simplifier les modèles de calculs, nous considérons que la transformation est
limitée par une différence d'échelle, une rotation et une translation de l'image par rapport aux coordonnées
référencées par les catalogues. On obtient alors, pour un modèle à quatre constantes :
X =axbyc
Y =−bxayd
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 16/58
Ceci ne fonctionne que si les positions de références et que les mesures d'un nombre limité d'objet sont sans
erreur, ce qui s'avère peu fiable. Il faudra généralement prendre un plus grand nombre d'étoiles de références et
améliorer le calcul par des méthodes statistiques (par exemple celle des moindres carrés).
Prenons un modèle à six constantes pour écrire :
X =axbyc
Y =dxey f
il s'avère nécessaire dans certains cas de complexifier les équations menant à la réduction pour pouvoir prendre en
compte des déformations non-linéaires. Cependant cela demande une vigilance particulière quand à l'interprétation
physique de ces équations afin de ne pas avoir un comportement absurde.
On se rend compte qu'il est primordial d'avoir des références d'une grande fiabilité, ce qui permet de
déterminer des valeurs de constantes d'autant plus précises. Alors le calcul des nouvelles positions à partir des
observations, se fera d'autant plus précisément.
Ceci va nous permettre, en recoupant les résultats des divers modèles, d'estimer leur fiabilité par rapport
aux observations. On parle de résidus en alpha et en delta. En itérant le procédé il devient possible de déterminer
des termes correctifs qui permettent de faire converger les modèles vers ce que l'on a effectivement observé.
Une approche de la modélisation consiste donc à partir des observations à résoudre le système suivant :
n
P O− P C = ∑
i=1
∂P
P
∂ Pi
i
P : positions observées / calculées, ΔP : les résidus (terme correctif) et n représentant le nombre d'observations
(3 au minimum, par rapport au nombre d'inconnues de l'équation initiale). Ce qui débouche sur l'approximation
d'une fonction au voisinage des points observés par un polynôme de degrés n (complexification de l'ordre de
l'équation de réduction).
Nous qualifierons nos résultats avec un couple de paramètres (ascension droite et déclinaison) appelés
« résidus ». C'est ce couple [Observations – Calculs] noté O-C, qui détermine la différence de la mesure liée
aux observations et la position calculée par les éphémérides actuellement en vigueurs.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 17/58
4.1. UCAC2 – Catalogue USNO CCD Version 2
L'UCAC2 est un catalogue constitué de 48 millions d'étoiles dont la gamme de magnitude est comprise
entre 8 et 16 pour la majorité. Les positions sont basées sur des observations récentes prises par l'observatoire de
Cerro Tololo au Chili et l'observatoire de Flagstaff en Arizona (USA), en utilisant un appareil de mesure de l'USNO
(astrographe de 8 pouces). Les mouvements propres (dérive de la position réelle dans le temps) pour les étoiles
plus brillantes, c'est à dire une magnitude d'environ 12,5, ont été dérivés comme pour les étoiles composant le
catalogue Tycho-2. A noter que Tycho-2 regroupe les données de Hipparcos (observations satellitaires) et de
Tycho dans sa première version. Pour les étoiles plus faibles, ont été utilisées les positions dans le catalogue
"Yellow Sky", basé sur des mesures des plaques photographiques de Lick Northern Proper Motion (NPM) et
Yale/San Juan Southern Proper Motion (SPM). Les exactitudes de positions sont de 20 à 70 mas (millisecondes
d'arc, soit 7,71605.10-10 SI), dépendants principalement de la magnitude. Les erreurs des mouvements propres
sont comprises entre 1 et 7 mas/an, et dépendent également de la magnitude. Toutes les étoiles à "problème",
comme des images mélangées ou des galaxies prolongées ont été exclues de cette version éliminant ainsi cette
source d'incertitude. L'utilisation photométrique se limitant à une seule couleur, il est recommandé de n'utiliser ce
catalogue que pour l'identification. Ceci en fait donc un excellent catalogue particulièrement adapté à nos besoins.
Ce catalogue nous a été directement fourni par l'observatoire naval américain. Ce catalogue a une taille de 2Go.
(*)
Ce graphique nous montre que la totalité du ciel de l'hémisphère Sud est prise en compte. La
limite pour l'hémisphère Nord est fonction de l'ascension droite du lieu d'observation (de +40° à
+52°). Il s'agit de l'ensemble des données collectées jusque dans la nuit du 18 mai 2004.
(*)
Le type de projection utilisé pour ces cartes est explicité en annexes
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 18/58
4.2. USNO-B1.0 – Catalogue USNO
L'USNO-B1.0 est en fait une extension du catalogue USNO-A. Les différences principales entre ces deux
catalogues se situent sur le nombre d'étoiles et la prise en charge des mouvements propres. Ce catalogue est
particulièrement complet avec 1.042.618.261 objets. Celui-ci comprend les étoiles et les galaxies détectées dans
les images numérisées à la suite de plusieurs campagnes photographiques d'observations du ciel. Le résultat est de
taille avec 80 Go de données, ce qui le rend presque impossible à télécharger! La conséquence est l'obligation de
l'utiliser en ligne si l'application de traitement le permet ou alors de ne télécharger que la partie du ciel concernée
par l'image à étudier. Plusieurs observatoires astronomiques permettent cette utilisation en ligne. Les coordonnées
en ascensions droites et en déclinaison sont très bonnes et prennent en compte les mouvements propres et les
magnitudes apparentes. Si l'on se réfère à la période actuelle (J2000.0), l'erreur est estimée à près de 200mas. Le
catalogue USNO-A2.0 contient 526.230.881 étoiles qui ont été détectées dans les images numérisées de trois
campagnes photographiques du ciel. Pour le ciel Nordique entier et le ciel méridional au-dessous de -30° de
déclinaison,
les plaques photographiques utilisées provenaient de l'observatoire du Mont Palomar, le Palomar
Optical Sky Survey (POSS-I). Des photographies ont été prises sur les émulsions sensibles au bleu et rouge.
Seules ces étoiles correspondant à ces longueurs d'ondes ont été incluses. Le reste du ciel méridional a été
couvert par l’enquête du Science Research Council (SRC)-J et de l’European Southern Observatory (ESO)-R. De
plus, seules les étoiles apparaissant dans les couleurs rouge et bleue ont été retenues pour le catalogue final.
USNO-A2.0 nécessite 10 CD-ROM, donne une bonne ascension droite et déclinaison, il en est de même pour la
magnitude bleue et rouge.
L'erreur de position à l'époque des plaques est à peu près de 250 mas.
Notez
qu'aucun mouvement propre n'est donné. Désormais il est recommandé d'utiliser l'USNO-B1.0 qui est l'évolution
directe de l'USNO-A2.0. L'erreur de ce catalogue étant très grande, il n'est pas judicieux de choisir ce catalogue.
L'image ci-dessus montre le nombre d'étoiles pas degrés carrés. Le jaune correspond à la plus
grande densité, soit environ 150000 étoiles par degrés carrés. La zone bleue représente la
densité la plus faible avec seulement 500 étoiles par degrés carrés. La zone centrale de cette
carte, en jaune brillant, très dense, est en fait la "voie lactée". C'est précisément le plan de
notre galaxie. Les zone plus sombre, qui découpent cette ligne plane de notre galaxie, sont des
nuages de poussières et de gazes qui nous masque les étoiles. Notez les deux "tâches"
brillantes, à droite du centre. Ce sont là le grand et le petit nuage de Magellan, parfaitement
visibles dans l'hémisphère Sud.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 19/58
4.3. GSC-ACT
Bien que considéré comme obsolète pour de nombreux usages, le GSC-ACT possède un intérêt historique.
Ce catalogue est issu d'un projet de correction de la calibration du catalogue initial le Hubble Guide Star Catalog
(version 1.1). Ainsi bien que des catalogues meilleurs en précision et en nombre d'étoiles existent (GSC-2.2, UCAC2, B1.0 et A2.0), le GSC-ACT est constitué de plaques (d'épreuves photographiques) avec une distorsion de
troisième ordre par rapport au GSC1.1. De ce fait, on peut inclure davantage de constantes pour notre réduction
astrométrique, ce qui en améliore les résultats. L'autre point est que ce catalogue est facilement accessible par sa
taille modérée (300Mo) et est pris en charge par de nombreux logiciels. Les sources de données pour la
constitution du GSC sont Tycho-2 et SkyMap pour les objet très lumineux. L'utilisation de ces catalogues GSC est
rendue délicate par le paramétrage exigé. Cela provient du fait que seule une position et une grandeur par
longueur d'onde qualifie un objet dans le ciel. Le GSC-2 avoisine le milliard d'étoiles pour un volume de 40 Go. Ce
catalogue est, lui-aussi, en évolution permanente ce qui permet d'apporter des corrections.
L'image ci-dessus montre la densité d'étoiles pas degrés carrés, intégrée dans le GSC-2. La
précision pour les positions est de 0,15'' d'arc. L'erreur de mouvement oscille entre 5 et 20
mas/an. Et l'erreur de magnitude se situe à 0,2.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 20/58
4.4. Comment choisir un catalogue
Les catalogues d'étoiles ont différents objectifs, celui qui nous intéresse est la précision astrométrique dans
les longueurs d'ondes détectables par la caméra CCD et effectivement utilisées (filtre sélectif). Le test a été réalisé
avec une même image pour chacun des catalogues. Ces graphes montrent le nombre de références dans l'image
en fonction de la précision atteinte en Alpha et Delta pour chacune des étoiles identifiées et comparées à leur
position de référence.
Résidus USNO-B1
Résidus UCAC-2
R Alpha
R Delta
R Alpha
R Delta
Résidus USNO-SA2
Résidus USNO-A2
R Alpha
R Delta
R Alpha
R Delta
Il apparaît clairement pour une même image, le nombre d'étoiles pouvant êtres utilisées comme
références est plus important avec l'USNO . Cependant, la différence avec l'UCAC2, est la plus grande précision des
positions des étoiles qui a été favorisée. De ce fait, une réduction étant basée sur un calcul polynomial, qui atténue
la valeur résiduelle quand le degrés augmente, il est donc préférable d'avoir moins d'étoiles mais qu'elles soient
plus fiables. Ainsi, le degrés de polynôme utilisé est plus petit, mais le calcul final plus précis. Le critère de
« fiabilité » est généralement paramétrables dans les logiciels. L'UCAC3 apporte une couverture totale du ciel.
Note sur la précision relative (pour l'époque de référence respective au catalogue) :
USNO-A2.0
: ±0,25"
USNO-B1.0
: ±0,20"
UCAC-2.0
: ±0,02"
(0,07" pour les magnitudes > 14)
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 21/58
5. Étude des Logiciels
5.1. Tests avancés et propositions de solutions
Il existe de nombreux logiciels sur le marché, et l'objectif de ce documents n'est pas de les tester tous, il
convient à chacun de se procurer les « bons outils », c'est à dire ceux qui sont le mieux maîtrisés pour le résultat
escompté. Le choix implique la possibilité d'utiliser le catalogue UCAC2. Pour ces tests avancés, une série d'images
du 12 au 14 avril 2005(1) a été choisie concernant Phoebe (S-IX), un satellite lointain de Saturne. Le champ des
images est approximativement 11,7' d'arc. Tout d'abord, voici une identification du champ pour la date du 14,8234
(JD 2453475,3234493057) :
- Crédits: Digitized Sky Survey -
Cette image montre les étoiles visibles dans le champ photographique étudié. Ainsi il est plus simple de
retrouver l'objet à étudier parmi tous ces « points » par comparaison avec l'observation.
(1) les images et données correspondantes ne sont pas libres de droits – crédits IMCCE/OHP/CNRS, France
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 22/58
Ci-dessous, une image réelle réduite avec l'objet identifié pour comparaison avec l'image précédente :
Cette image a été réalisée avec le logiciel Astrometrica, les étoiles entourées de vert ont servi aux calculs
de position du satellite. Les éphémérides de l'IMCCE ont été utilisés pour la détermination grossière du
centre de l'image, à savoir : Theory IMCCE/SAT for main satellites (S1-S8) by Harper and Taylor.
L'objectif de ces tests est de quantifier la performance et la fiabilité des outils à notre disposition.
Diverses fonctions connexes sont pratiques. Par exemple, sur l'image qui va suivre, le repérage de Phoebe
n'est pas immédiat. Un fonction telle que le « blinking » (ou clignotement), entre deux ou plusieurs images
est alors une aide essentielle pour éviter toute confusion, l'objet se déplaçant d'une image à l'autre.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 23/58
Pour ce qui est du degré de polynôme à utiliser pour une image donnée, il faut considérer le nombre
d'étoiles servant de référence pour le champ photographique. Généralement un polynôme de degré trois est un
bon compromis et s'applique en général à un champ supérieur à 10 minutes d'arc. A titre d'illustration, voici le
résultat de quelques essais :
Pol R-Alpha
1
0,03
2
0,03
3
0,03
4
0,02
5
0,02
6
0,02
7
0,01
8
0,86
R-Delta
0,04
0,04
0,03
0,03
0,03
0,02
0,02
3,03
Etoiles
50
50
50
50
50
50
50
50
F
7230,31
7229,79
7232,64
7230,22
7225,96
7230,43
6646,73
4974,76
Angle
0,24
0,23
0,23
0,17
0,19
1,72
14,63
-19,22
A ne pas utiliser
du fait des valeurs
obtenues
Si l'on observe le résidu moyen en alpha et en delta, un ordre quatre semble plus approprié. Ceci semble
confirmé par un angle de rotation de l'image pour un ordre 4 qui est inférieur l'angle de l'ordre 3. Il est donc à
supposer que la déformation est minimisée. Pour confirmer cette hypothèse, une série d'images a donc été testée
pour le troisième et quatrième ordre. Dans chaque cas le résultat de la mesure était différent à moins de 0,01''
d'arc. De ce fait, pour le tableau de synthèse des mesures effectuées avec Prism, l'ordre considéré sera le
quatrième.
5.2. Mesures comparées
L'analyse des mesures passent systématiquement par une comparaison des éphémérides. Dans l'exemple
suivant, les théories de l'IMCCE et du JPL sont prises en compte :
Latitude d'observation
PHOEBE S-IX
Catalogue : UCAC–2
43,931800
Fichier FITS Date (UTC) Heure (UTC)
p27455f1
2005-04-12 19:30:18,670
p27456f1
2005-04-12 19:36:17,580
P27457f1
2005-04-12 19:41:00,840
P27458f1
2005-04-12 19:45:44,250
P27459f1
2005-04-12 19:50:27,820
P27460f1
2005-04-12 19:55:11,780
p27532f1
2005-04-13 19:37:29,280
P27533f1
2005-04-13 19:42:14,400
P27534f1
2005-04-13 19:46:59,520
P27535f1
2005-04-13 19:51:44,640
P27536f1
2005-04-13 19:55:03,360
P27537f1
2005-04-13 19:56:21,120
P27538f1
2005-04-13 20:01:06,240
P27539f1
2005-04-13 20:05:51,360
P27582f1
2005-04-14 19:22:08,760
P27583f1
2005-04-14 19:26:52,370
P27585f1
2005-04-14 19:36:19,330
P27586f1
2005-04-14 19:41:02,800
P27587f1
2005-04-14 19:45:46,020
Éphémérides calculées
JPL – [DE405]
Alpha
Delta
07:27:24,250 22:01:21,400
07:27:24,290 22:01:21,300
07:27:24,330 22:01:21,200
07:27:24,360 22:01:21,200
07:27:24,390 22:01:21,100
07:27:24,420 22:01:21,100
07:27:34,470 22:01:03,700
07:27:34,500 22:01:03,600
07:27:34,530 22:01:03,600
07:27:34,570 22:01:03,500
07:27:34,590 22:01:03,400
07:27:34,600 22:01:03,400
07:27:34,630 22:01:03,400
07:27:34,670 22:01:03,300
07:27:44,970 22:00:45,300
07:27:45,010 22:00:45,200
07:27:45,080 22:00:45,100
07:27:45,110 22:00:45,100
07:27:45,150 22:00:45,000
Attention, tous les éphémérides
n'offrent pas la même précision !
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 24/58
IMCCE (/sat)
Alpha
07:27:24,262
07:27:24,302
07:27:24,333
07:27:24,365
07:27:24,397
07:27:24,429
07:27:34,475
07:27:34,509
07:27:34,541
07:27:34,575
07:27:34,599
07:27:34,608
07:27:34,641
07:27:34,675
07:27:44,979
07:27:45,013
07:27:45,083
07:27:45,117
07:27:45,152
- [DE405]
Delta
22:01:21,332
22:01:21,258
22:01:21,199
22:01:21,140
22:01:21,081
22:01:21,022
22:01:03,648
22:01:03,585
22:01:03,525
22:01:03,460
22:01:03,416
22:01:03,399
22:01:03,336
22:01:03,273
22:00:45,285
22:00:45,219
22:00:45,089
22:00:45,024
22:00:44,958
Puis les calculs des résidus correspondants, propres à chaque logiciels. Le tableau de gauche montre la synthèse
des mesures en ascension droite et en déclinaison, le résidus calculés par rapport aux éphémérides de références.
Les courbes de droites tracent les résidus afin de mettre en évidence la répartition des écarts effectifs.
Astroart
Mesures
Alpha
Delta
07:27:24,260 22:01:21,400
07:27:24,300 22:01:21,400
07:27:24,330 22:01:21,400
07:27:24,370 22:01:21,100
07:27:24,380 22:01:21,100
07:27:24,430 22:01:20,980
07:27:34,470 22:01:03,600
07:27:34,490 22:01:04,000
07:27:34,510 22:01:03,800
07:27:34,550 22:01:03,500
07:27:34,590 22:01:02,900
07:27:34,630 22:01:03,400
07:27:34,650 22:01:03,000
07:27:34,690 22:01:03,400
07:27:44,970 22:00:45,300
07:27:45,010 22:00:45,300
07:27:45,090 22:00:45,100
07:27:45,130 22:00:45,000
07:27:45,150 22:00:44,900
JPL
Rα
+0,1500
+0,1500
0,0000
+0,1500
-0,1500
+0,1500
0,0000
-0,1500
-0,3000
-0,3000
0,0000
+0,4500
+0,3000
+0,3000
0,0000
0,0000
+0,1500
+0,3000
0,0000
Rδ
0,000
+0,100
+0,200
-0,100
0,000
-0,120
-0,100
+0,400
+0,200
0,000
-0,500
0,000
-0,400
+0,100
0,000
+0,100
0,000
-0,100
-0,100
IMCCE (/sat)
Rα
Rδ
-0,0245
+0,068
-0,0264
+0,142
-0,0517
+0,201
+0,0725
-0,040
-0,2538
+0,019
+0,0191
-0,042
-0,0784
-0,048
-0,2794
+0,415
-0,4631
+0,275
-0,3822
+0,040
-0,1319
-0,516
+0,3312
+0,001
+0,1292
-0,336
+0,2270
+0,127
-0,1307
+0,015
-0,0506
+0,081
+0,1095
+0,011
+0,1892
-0,024
-0,0309
-0,058
Dispersion XY from O-C
+0,500
+0,400
+0,300
+0,200
+0,100
+0,000
-0,100
-0,200
-0,300
-0,400
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000 +0,1000 +0,3000 +0,5000
- JPL Dispersion XY from O-C
+0,500
+0,400
+0,300
+0,200
+0,100
+0,000
-0,100
-0,200
-0,300
-0,400
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000 +0,1000 +0,3000 +0,5000
- IMCCE -
Attention il est impératif d'utiliser la version 4.0 d'Astroart (au minimum) qui possède des améliorations notables
des fonctions d'astrométrie, et principalement qui rend possible l'utilisation de l'UCAC-2.
Astrometrica
Mesures
Alpha
07:27:24,264
07:27:24,305
07:27:24,336
07:27:24,366
07:27:24,394
07:27:24,437
07:27:34,462
07:27:34,488
07:27:34,515
07:27:34,549
07:27:34,586
07:27:34,620
07:27:34,647
07:27:34,688
07:27:44,979
07:27:45,016
07:27:45,084
07:27:45,119
07:27:45,154
Delta
22:01:21,310
22:01:21,240
22:01:21,150
22:01:21,110
22:01:21,010
22:01:20,980
22:01:03,500
22:01:03,730
22:01:03,610
22:01:03,400
22:01:03,130
22:01:03,310
22:01:03,100
22:01:03,330
22:00:45,210
22:00:45,160
22:00:45,030
22:00:44,980
22:00:44,910
Dispersion XY from O-C
JPL
Rα
+0,2100
+0,2250
+0,0900
+0,0900
+0,0600
+0,2550
-0,1200
-0,1800
-0,2250
-0,3150
-0,0600
+0,3000
+0,2550
+0,2700
+0,1350
+0,0900
+0,0600
+0,1350
+0,0600
Rδ
-0,090
-0,060
-0,050
-0,090
-0,090
-0,120
-0,200
+0,130
+0,010
-0,100
-0,270
-0,090
-0,300
+0,030
-0,090
-0,040
-0,070
-0,120
-0,090
IMCCE (/sat)
Rα
Rδ
+0,0355
-0,022
+0,0486
-0,018
+0,0383
-0,049
+0,0125
-0,030
-0,0438
-0,071
+0,1240
-0,042
-0,1984
-0,148
-0,3094
+0,145
-0,3881
+0,085
-0,3972
-0,060
-0,1919
-0,286
+0,1812
-0,089
+0,0842
-0,236
+0,1969
+0,057
+0,0043
-0,075
+0,0394
-0,059
+0,0195
-0,059
+0,0242
-0,044
+0,0291
-0,048
+0,500
+0,400
+0,300
+0,200
+0,100
+0,000
-0,100
-0,200
-0,300
-0,400
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000 +0,1000 +0,3000 +0,5000
- JPL Dispersion XY from O-C
+0,500
+0,400
+0,300
+0,200
+0,100
+0,000
-0,100
-0,200
-0,300
-0,400
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000 +0,1000 +0,3000 +0,5000
- IMCCE -
Astrometrica offre une précision au 1/1000 en alpha et au 1/100 en delta, toutefois il faut regarder dans le fichier
lié à l'analyse de l'image. Attention le fichier rapport MPC tronque cette précision qui est alors du même ordre
qu'Astroart. Le fichier d'analyse, au format « texte brut » est très riche en détails, ce qui est une aide précieuse
pour l'analyse.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 25/58
PRISM
JPL
Mesures
Alpha
07:27:24,260
07:27:24,310
07:27:24,340
07:27:24,370
07:27:24,400
07:27:24,430
07:27:34,450
07:27:34,480
07:27:34,510
07:27:34,550
07:27:34,580
07:27:34,610
07:27:34,650
07:27:34,680
07:27:44,980
07:27:45,020
07:27:45,080
07:27:45,120
07:27:45,150
Delta
22:01:21,350
22:01:21,260
22:01:21,200
22:01:21,150
22:01:21,100
22:01:21,050
22:01:03,700
22:01:03,660
22:01:03,590
22:01:03,520
22:01:03,460
22:01:03,390
22:01:03,330
22:01:03,270
22:00:45,230
22:00:45,180
22:00:45,060
22:00:45,000
22:00:44,920
Rα
+0,1500
+0,3000
+0,1500
+0,1500
+0,1500
+0,1500
-0,3000
-0,3000
-0,3000
-0,3000
-0,1500
+0,1500
+0,3000
+0,1500
+0,1500
+0,1500
0,0000
+0,1500
0,0000
Rδ
-0,050
-0,040
0,000
-0,050
0,000
-0,050
0,000
+0,060
-0,010
+0,020
+0,060
-0,010
-0,070
-0,030
-0,070
-0,020
-0,040
-0,100
-0,080
Dispersion XY from O-C
IMCCE( /sat)
Rα
Rδ
-0,0245
+0,018
+0,1236
+0,002
+0,0983
+0,001
+0,0725
+0,010
+0,0462
+0,019
+0,0190
+0,028
-0,3784
+0,052
-0,4294
+0,075
-0,4631
+0,065
-0,3822
+0,060
-0,2819
+0,044
+0,0312
-0,009
+0,1292
-0,006
+0,0769
-0,003
+0,0193
-0,055
+0,0994
-0,039
-0,0405
-0,029
+0,0392
-0,024
-0,0309
-0,038
+0,500
+0,400
+0,300
+0,200
+0,100
+0,000
-0,100
-0,200
-0,300
-0,400
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000
+0,1000 +0,3000 +0,5000
- JPL Dispersion XY from O-C
+0,500
+0,400
+0,300
+0,200
+0,100
+0,000
-0,100
-0,200
-0,300
-0,400
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000
+0,1000 +0,3000 +0,5000
- IMCCE -
Prism offre une précision équivalente à Astroart, à l'usage il démontre une excellente correction des positions qui
lui donne une réelle stabilité dans les mesures, les graphes le montre de manière évidente. Les fichiers d'analyses,
également au format « texte brut » sont également très complets et paramétrables. L'algorithme de
reconnaissance du champ est quelque fois capricieux, et c'est alors que l'usage de plusieurs logiciels devient très
utile pour, par exemple, corriger les coordonnées du centre de l'image et rendre possible la réduction.
Ces comparaisons, ne sont qu'un exemple de méthode permettant un aperçu du
fonctionnement
d'un
logiciel
de
mesure,
c'est
également
l'occasion
d'en
comprendre
les
fonctionnements, et le paramétrage. Je ne peux que conseiller de prendre pour référence des images
d'objets connus des éphémérides, c'est à dire dont le modèle est fiable pour l'observation considérée, et
de faire ce genre de test. Il est important d'avoir le plus grand nombre possible d'images, ce qui n'est
pas le cas ici, et pour cette autre raison, je ne conseillerais pas plus l'un que l'autre des logiciels que je
mentionne ci-dessus.
Ces tableaux sont disponibles sous forme de fichiers et sont à la disposition des observateurs au format OpenOffice2,
voir sur mon site internet : http://yann.duchemin.free.fr/
Les courbes seront détaillées un peu plus loin en section [9.2.]
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 26/58
5.3. Notes à propos de la précision
Rappel :
AngleParPixel =
206×TaillePixel µm
Focalemm
soit dans notre cas
Remarque : La valeur « 206 » provient du rapport d'angle :
206×24
≃0,7 ' ' d ' arc
7200
1
 180 ×3600× 1000
soit environ 206,265
La formule proposée utilise une taille de pixel en « µm » alors on divise par 1000 pour conserver la focale en
« mm ».Ceci étant du au fait que pour de petits angles, mesurés en radians, la tangente est très proche de la
valeur de l'angle lui-même. On à donc le nombre de secondes de degrés pour angle (ou arc) de un radian (cf.
annexes).
Par exemple, si notre étoile à une taille de 100 pixels (10 par 10), la précision est de
0.7
soit 0,07' '
100
Cette valeur est proportionnelle au nombre d'étoiles de références.
Prenons le cas où 50 étoiles ont été utilisées pour la réduction, nous obtenons :
0.07
= 0,01' '
50
Ceci implique, donc pour un angle au centième d'arc, d'utiliser une base de calcul au millième pour
garantir les résultats !
Attention au nombre d'étoiles de références , par exemple pour 3 étoiles, un degré 1 donne des résidus
nuls puisque nous avons 6 équations à 6 inconnues ! Par contre, comme les images contiennent beaucoup d'étoiles
connues, les résidus s'améliorent en diminuant celles dont le résidus est élevé (>0,1'') et en ré-itérant le
processus.
Exemple avec PRISM :
Influence de la taille de fenêtre sur la mesure de centroïde (Ordre 4) :
Fenêtre à 8 pixels:
X=496.003 ±0.012 Y=524.995 ±0.012 FWHML= 4.15 FWHMH= 3.97 Angle= -61.1° Flux= 28873.1 ±694.3 S/N= 67.43
Fenêtre à 10 pixels:
X=496.001 ±0.012 Y=525.002 ±0.012 FWHML= 4.25 FWHMH= 4.06 Angle= -61.4° Flux= 30459.8 ±648.7 S/N= 68.01
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 27/58
5.4. Mode Automatique ou Manuel ?
Le mode de calcul automatique signifie que le choix des étoiles de référence est laissé au logiciel. Suivant
le nombre de références restantes, il est permis de choisir le degré du polynôme de manière interactive. L'objectif
est de comparer la position obtenue entre les deux méthodes. Une différence implique une recherche d'explication,
qui pourrait être par exemple une mauvaise répartition des étoiles dans le champ, ou une limite résiduelle
moyenne trop élevée (paramétrage). Dans ce cas, il convient de procéder de manière itérative en ajustant de
manuellement la sélection des étoiles. Prism et Astroart ont la possibilité de choisir le mode, Astrometrica permet
seulement un réajustement manuel en cas d'incertitude de la reconnaissance du champ.
La méthode de travail demande une très grande régularité, chaque image doit être traitée avec une
méthode rigoureuse et identique sur la totalité du lot. C'est pourquoi avant un plan d'observation il est préférable
d'écrire des procédures de paramétrage, de traitement, et de mise en forme des données obtenues.
5.4.1. Exemple avec PRISM en étalonnage manuel
Nous obtenons ces quelques valeurs de références :
Catalogue : UCAC–2
Fichier
P27456f1.fits
Référence
Référence 1
Référence 2
Référence 3
Référence 4
Référence 5
Référence 6
Référence 7
Heure (UTC)
19h36m17.58s
Références Manuelles
Alpha
Delta
07:27:23,870 22:00:45,420
07:27:18,990 22:01:44,340
07:27:35,310 22:03:11,380
07:27:27,670 22:03:18,750
07:27:23,280 21:59:42,690
07:27:32,770 22:00:57,260
07:27:35,430 22:02:28,510
Prism
Références Auto 2nd
Alpha
Delta
07:27:33,880 22:00:45,500
07:27:18,990 22:01:44,640
07:27:35,320 22:03:11,570
07:27:17,650 22:03:17,310
07:27:23,280 21:59:42,690
07:27:32,770 22:00:57,260
07:27:35,430 22:02:28,510
Références Auto 3rd
Alpha
Delta
07:27:33,880 22:00:45,500
07:27:18,990 22:01:44,630
07:27:35,320 22:03:11,570
07:27:17,650 22:03:17,300
07:27:23,280 21:59:42,690
07:27:32,770 22:00:57,260
07:27:35,430 22:02:28,510
Résidus Moyens
Résidus
O- C
RD α
NB. Ref.
7
00:00:10,010
7
00:00:00,000
7
00:00:00,010
7
-00:00:10,020
7
00:00:00,000
7
00:00:00,000
7
00:00:00,000
RD δ
00:00:00,080
00:00:00,290
00:00:00,190
-00:00:01,450
00:00:00,000
00:00:00,000
00:00:00,000
et voici l'aperçu des étoiles sélectionnées dans la carte du ciel à l'époque donnée (J2000.0):
Étalonnage manuel :
Alpha : 07h27m24,310s
Delta : +22°01'20,40''
Étalonnage Automatique Ordre 2 :
Alpha : 07h27m24,300s
Delta : +22°01'21,25''
Étalonnage Automatique Ordre 3 :
Alpha : 07h27m24,300s
Delta : +22°01'21,25''
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 28/58
Selon le nombre de références
Faible influence du degrès polynomial
On peut remarquer que l'ordre du polynôme n'a pas eu d'influence sur le résultat, à noter qu'il s'agit d'une mesure
par gaussienne. Par contre la différence avec la mesure manuelle est importante, probablement due à un nombre
trop peu important d'étoiles de référence et donc un calcul trop « approché ». C'est ce que l'on voit sur la carte de
distorsion ci dessous :
Cette image représente la déformation existant entre le
plan original et le plan réduit.
Valeur des résidus moyens :
Étalonnage Manuel
Étalonnage Auto.
Étalonnage Auto.
En Étalonnage manuel, le calcul de la focale n'est plus possible, puisque la zone utilisée pour le calcul est
trop réduite. Quand à la différence de focale résultante d'un calcul du second ou troisième degrés, elle est en
majeure partie due au fait que l'échelle n'est pas isotrope, d'où la déformation. Il est donc nécessaire, pour valider
une mesure, de connaître la valeur des résidus moyens sur chaque axe. Ainsi, en cas d'erreur importante sur la
comparaison Observation/Calcul, il sera nécessaire de refaire une série de mesures. Une sélection manuelle des
étoiles de références et une comparaisons des résultats un à un permettra d'affiner le relevé de la position
observée.
Généralement la répartition des références autour du point de mesure n'étant pas satisfaisante pour les
calculs appliqués, le mode manuel est imprécis (problème d'anisotropie d'échelle). Je ne recommande donc
pas l'étalonnage manuel, toutefois cela peut-être intéressant pour certaines données à vérifier.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 29/58
5.5. Astroart
Ce logiciel est une suite complète qui permet le traitement d'images, l'acquisition, le guidage et plus encore
en utilisant les outils de développements qui sont téléchargeables gratuitement. Les fonctionnalités d'astrométrie et
de photométrie permettent l'envoi de rapport au « minor planet center » via un mode d'analyse manuel ou
automatique. Les catalogues utilisables sont l'USNO et l'UCAC et le GSC est fourni sur le CDRom. On peut pour la
reconnaissance automatique d'objet passer par le catalogue MPCORB (fichier regroupant les éléments orbitaux
d'un grand nombre de petits objets tels que les astéroïdes) qui se met à jour via internet quotidiennement. Les
mises à jour sont régulières, au moins une fois par an et fournies gratuitement pour la version achetée sous forme
de « service pack ». Pour ce qui est de la programmation il est important de souligner qu'Astroart est très peu
gourmand en ressource informatique et laisse envisager une utilisation raisonnable sur une configuration
légèrement obsolète. Ce dernier point passe par une programmation en langage machine (assembleur) et ne
manifeste aucun problème en matière de gestion de périphérique tout en faisant profiter l'utilisateur d'une
puissance maximale, doublement intéressant quand certains systèmes utilisent des connections d'anciennes
générations, telle que le série (RS232), et qui ont disparues des configurations récentes !
Pour les spécificités de l'astrométrie, il est bon d'avoir sous les yeux une carte du ciel, en fait un atlas, crée
à partir de la base du catalogue. Les étoiles prisent en compte pour la reconnaissance et donc pour l'étalonnage
sont détourées. Le résultat de cette reconnaissance est indiquée dans un tableau qui permet un contrôle sur le
choix des références et les résidus au catalogue. Les calculs d'échelles basés sur la réduction polynomiale
s'effectue dans une fenêtre à part ce qui permet d'appréhender la qualité de la mesure. La méthode s'acquiert
assez vite ce qui permet de traiter beaucoup d'image en un temps raisonnable. Il est indispensable d'utiliser la
version 4.0 au minimum, puisque précédemment l'UCAC-2 n'était pas pris en charge. Un « service pack » version 3
permet d'utiliser l'UCAC-3 et d'apporter quelques améliorations, cette mise à jour est gratuite.
Un dernier point pour la documentation qui est vraiment bien faite, elle permet d'acquérir les notions
indispensables rapidement. Des articles, et traduction sont disponibles en français en cherchant sur internet.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 30/58
5.6. Astrometrica
Ce logiciel dédié à l'astrométrie est très simple d'utilisation. Toutefois les résultats ne sont pas forcément
fiables, le problème est par exemple l'interpolation faite par le logiciel dans la mesure du centre de l'objet dont,
rappelons le, la précision recherchée est de l'ordre du ½ pixel! La précision d'Astrometrica passe par l'explication
qui va suivre. Le rayon centré autour d'un groupe de pixels brillants (centre approximatif d'une étoile détectée,
paramètre : Aperture Radius).
- crédits: Y.DUCHEMIN / H. RAAB / Astrometrica -
Tous les pixels sont regroupés afin de calculer les centroïdes (*) et l'intensité des seuils de détections. La
valeur doit être choisie précisément en fonction des objets recherchés :
> Trop grande, le calcul englobera 2 objets fins qui seraient trop rapprochés et/ou de trop faible éclat,
le centre (donc les coordonnées) serait faussé.
> Trop petite, le centre calculé ne correspondra pas au centre réel de l'objet.
Sur l'exemple ci-dessus, la taille « réelle » (diamètre apparent) de l'objet est le point central (curseur
orange). Du fait des déformations engendrées entre autre, par l'optique, la turbulence atmosphérique, ou encore le
rendement du capteur CCD(*), l'information effectivement enregistrée est celle entourée en rouge. Cette zone de
détection correspond à la tâche de diffraction(*) qui n'a pas de relation directe avec le diamètre apparent.
L'application doit alors modéliser cette étoile afin d'en déterminer le centre le plus probable, c'est une des causes
de la dispersion observée. Une approximation propose que le rayon du modèle doit se situer aux environs du
double de la FWHM. Ce paramètre de largeur à mi-hauteur permet au logiciel de rejeter une présence de « pixels
chauds », c'est à dire de fausses étoiles crées par des problèmes électroniques, ou bien par un rayon cosmique,
par exemple. Si une série donne une FWHM à 3'' pour une échelle de 0,7'' d'arc par pixel, on peut prendre 4 pixels
de détection, estimée par
[2 E image ×FWHM ] . Enfin, le seuil limite de détection est le rapport signal/bruit
minimal pour le pixel au centre de la zone détectée. La valeur généralement admissible est entre 4 et 5. Pour les
images très bruitées on peut augmenter ce seuil. De même pour détecter des objets très peu visibles, on peut
descendre jusqu'à 3, à condition d'avoir une très bonne image (pré-traitements indispensables).
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 31/58
5.7. Prism
Ce logiciel se veut comme la trousse à outils de l'astronome et tente de répondre à tous les besoins ! Le
travail représenté par cette tâche est monumental pour obtenir au final un produit fini remarquable tant les
fonctionnalités sont nombreuses et d'une qualité irréprochable. Malheureusement, lorsque l'on en a pas l'habitude,
tout ceci est assez déconcertant, entre les menus dynamiques, les paramétrages, une gestion de licence stricte...
La méthode de reconnaissance est basée sur l'identification triangulaire(1). C'est à dire que l'algorithme
utilise, à partir d'une extraction des étoiles du catalogue reliées à l'image analysée, une construction de N triangles
par la relation :
N triangle =
N Objets × N Objets −1× N Objets −2
6
Prism construit donc pour chaque étoile un triangle avec toutes les autres, en se limitant aux objets les
plus brillants dans un premier temps. Un algorithme de comparaison des longueurs des côtés de ces triangles
permet d'obtenir un graphique à deux dimensions : Petit Côté / Grand Côté et, Moyen Côté / Grand Côté, la marge
d'erreur revient à quantifier la différence de chacun de ces rapports. C'est le paramètre le plus important, exprimé
en pixels. Par cette méthode, Prism identifie les étoiles de l'image à celles du catalogue en comparant le nombre
de triangles obtenus. Si ce nombre est proche, les étoiles sont probablement identiques, les écarts étant dus aux
distorsions géométriques.
La dernière étape est la transformation polynomiale. Pour cela les coordonnées de l'objet de référence sont
définis par le couple (X,Y) et les coordonnées de l'objet détecté sont définis par le couple (X',Y'). Ceci donne une
équation à 6 inconnues (cf. annexes). Les « triangles » ayant servis à déterminer les objets en commun, le logiciel
effectue ce calcul par la méthode des moindres carrés. La solution détermine un résidu pour chacun d'entre eux.
Le degré du polynôme est à choisir par approximation mais avec soin pour ne plus être modifié pour une série
d'images donnée. (Pour tous les détails, se référer à l'aide fournie avec le logiciel).
Une dernière remarque d'importance est liée à l'orientation de l'image. En effet, pour reconnaître le champ
il est important de définir la tolérance que l'on accorde à l'orientation prévue de l'image entre 0,01rad et
valeur proche de
π. Une
π augmente les temps de calcul, mais permet souvent d'éviter un problème de reconnaissance du
champ et donc la non-réduction de l'image.
(1) Cf. Documentation Prism, également consultable sur le site internet officiel
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 32/58
6. Plan d'observations
L'ordre des opérations à réaliser peut être le suivant :
a. Calcul des positions théoriques de l'objet à l'aide des éphémérides
b. Repérer le champ concerné par l'image (la zone de ciel observée)
c. Déduire les coordonnées approximatives du centre photographique
d. Repérer l'objet visé (le satellite)
e. Mesurer la position de cet objet à l'aide de logiciels spécialisés
f. Calcul des écarts entre les positions théoriques et les positions observées
Ces mesures se font dans un repère de référence, c'est à dire à partir de corps de références (planètes,
étoiles, pulsars, ...) pour une date donnée (J2000.0, soit la date julienne 2451545) dans un système de référence
fixé par l'Union Astronomique Internationale.
L'amélioration d'un modèle passe par sa comparaison aux observations physiques afin de corriger les
conditions initiales, dans un premier temps. Les écarts issus de cette comparaison permettent la qualification des
logiciels de mesures, comme nous le verrons par la suite. Il est ainsi possible de relever des erreurs humaines qui
seraient une cause de mesure aberrante, ce point sera détaillé ultérieurement. Enfin, d'un point de vue
mathématique, il existe diverses méthodes afin de compenser la modélisation en vue d'une convergence optimale
vers les prédictions de positions.
Les orbites des petits corps du système solaire ont des excentricités significatives. Leur mouvement est
soumis à de fortes influences, la force de gravitation, notamment solaire, mais surtout de tous les autres corps
plus proches ! De ce fait, les modèles doivent prendre en compte un grand nombre de paramètres tels que :
l'obliquité planétaire, l'attraction des satellites principaux et l'attraction des autres planètes. De plus, les périodes
de révolution peuvent durer de quelques mois à plusieurs années. Par conséquent, les méthodes numériques
contemporaines d'intégrations font tout leur possible pour simuler ces mouvements sur la base de leurs
observations. Ceci implique une continuité dans leur étude, car il est difficile d'observer une périodicité dans leurs
caractéristiques. (source : Sternberg Astronomical Institute - SAI, Moscow university)
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 33/58
6.1. Démarche globale
L'avantage immédiat des astronomes amateurs sur les professionnels est l'utilisation de moyens
personnels, ce qui les dispenses des contraintes de « demandes de temps ». Toutefois il est recommandé, pour
joindre l'utile à l'agréable, de se fier aux propositions des chercheurs dont il est aisé de suivre les demandes en
utilisant les cahiers de disponibilités des grands télescopes et ainsi suivre les programmes en cours, ou encore de
feuilleter les diverses publications (Cf. liens en annexes). Dans l'avenir un réseau de communication serait à
envisager pour structurer aux mieux l'ensemble des moyens entre le milieu professionnel et amateur.
L'objectif est de mesurer un objet, donc un signal particulier, pour alimenter les travaux de recherche
fondamentale tels que la modélisation ou l'élaboration d'hypothèses liées à notre univers. Voilà qui est bien vaste !
Ce qu'il faut avoir à l'esprit est que nous travaillons avec un signal et de ce fait il est soumis à divers traitements
dans le but d'une exploitation rigoureuse. Un observation devra donc prendre en compte un maximum de
paramètres que sont, entre autres, les conditions météorologiques, le matériels utilisé, le lieu d'observation, une
base de temps précise. Bien sur, les longues nuits d'hiver sont propices à observer des cibles multiples, mais pas
n'importe comment. Il est important de préparer sa nuit selon les heures de lever des cibles prévues, c'est
pourquoi il est utile de connaître l'heure sidérale du lieu. En effet, tout serait plus simple si l'atmosphère terrestre
ne modifiait pas notre vision céleste, en fait les déformations dues aux effets de turbulence. On parle d'« airmass »
(ce qui correspond à « l'épaisseur » d'atmosphère traversée). Si l'on considère un angle z de 0° lorsque l'on pointe
le zénith et 90° à l'horizon, alors un calcul approximatif nous donne une airmass A (*) :
A=
1
cos z
Airmass minimum
Zénith
Atmosphère
Observateur
Horizon
Terre
Airmass maximum
Il est recommandé d'éviter les observations pour les objets dont l'airmass est
supérieur à 2 (z=60°). Une remarque cependant en ce qui concerne la diffusion
qui dépend de la longueur d'onde d'observation. (Cf. section [10.1.4.])
En définitive, un objet aura une observation optimale (nuits et heures) quand le temps sidéral local
avoisine l'ascension droite. La hauteur d'un astre dépend de sa déclinaison en fonction de la latitude et de
la date du lieu d'observation. Le temps sidéral local dépend de la longitude et de la date du lieu
d'observation.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 34/58
6.2. Analyse rapide
En cours d'observation il est recommandé de vérifier les acquisitions, d'une part pour vérifier que l'objet
est bien dans le champ acquis, et d'autre part pour s'assurer de l'exploitation finale du signal. Le logiciel
Astrometrica est tout à fait indiqué pour cette tâche, il ne demande que peu de ressource sur l'ordinateur et de
ce fait peut être utilisé simultanément à la panoplie des programmes d'acquisitions. Dans l'idée d'une
exploitation photométrique, il est également préférable de pratiquer une série d'acquisition dans un laps de
temps où les conditions météorologiques sont similaires, ce qui n'est pas forcément le cas avec un système
automatisé tel que le propose Prism en utilisant des scripts. Toutefois, des matériels de quantification de la
couche nuageuse peuvent pallier efficacement à cette contrainte(1).
6.3. Notions de photométrie
La photométrie consiste à quantifier la quantité d'énergie contenue dans un flux d'onde
électromagnétique. Un bolomètre est utilisé quand on mesure cette énergie (en W.m-2.Hz-1) dans un flux
complet, c'est à dire sans différencier les différentes longueurs d'ondes (un spectre complet). Cette information
est importante pour l'étude des astéroïdes et nous renseigne sur les états de surfaces. Le principe est
généralement le même qu'en astrométrie, on utilise un catalogue et on procède par un calcul différentiel des
valeurs nominales pour déduire la valeur sur le signal observé. Un étalonnage est à effectuer lors de chaque
observation afin de déterminer un facteur de correction applicable à une même série d'image. La pertinence
des résultats à obtenir en astrométrie devrait passer par une mesure photométrique, cela caractérise par
exemple les valeurs dites de « fond de ciel » est garantissent par exemple la constante des conditions de prises
de vues.
Lorsque l'on observe les astres visuellement on parle de magnitude apparente. Les écarts importants
entre les différents objets du ciel ont imposé l'utilisation d'un échelle logarithmique (loi de Norman Pogson).
Pour une source ponctuelle ou considérée comme telle (on décompose en sous éléments ainsi définis) on écrit :
E  =h =
hc

ν la fréquence, λ la longueur d'onde et h la constante de Planck que l'on s'accorde à sommer
pour toute les longueurs d'ondes considérées dans un flux donné reçu chaque seconde sur une surface S.
θ
dS
dφ
D
Intensité=
d
en stéradians (sr)
2
dS cos / D
S
(1) Astronomical society of Australia ou Kitt Peak national observatory
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 35/58
7. Préparation des mesures
La préparation des mesures logicielles doit passer par quelques calculs simples mais répétitifs, comme sur
les dates de prises de vues. Une page internet, développée en Javascript, est disponible sur mon site(1) ce qui
permet d'accélérer cette phase du travail. Cette application est développée en langage « Javascript » et peut donc
se sauvegarder localement sur un ordinateur pour être utilisée hors connexion. De plus, celle-ci permet de
formater les résultats afin de les intégrer directement dans un fichier de type tableur. L'interrogation des serveurs
d'éphémérides s'en trouve accélérée puisqu'il n'y plus qu'à procéder par quelques copier/coller. Mais ces opérations
sont longues, dépendantes des temps de réponses des serveurs et comportent un risque d'erreur élevé par la
multiplication des fichiers de données à manipuler, il faut donc être particulièrement vigilant ! La suite est
beaucoup plus « automatique » et bien souvent réalisée par les logiciels.
8. Méthodologie d'archivage des résultats
La méthode d'archivage que je propose est la suivante :
Un fichier contenant l'ensemble des données de la réduction d'une image (date et heure associées, ascension
droite et déclinaison, taille de la focale, liste des étoiles trouvées et utilisées pour effectuer la réduction, résidus
pour chacune de ces étoiles, ...). Finalement, l'historique de toutes les réductions effectuées dans un répertoire du
nom de l'objet, puis dans un sous répertoire portant le nom rapporté à la date.
Ces fichiers portent le nom de l'image traitée et sont de type texte brute (ASCII) pour limiter tout problème
de compatibilité lors de la relecture à court et moyen terme.
D'autre part, un fichier texte unique pour chaque objet, contenant le résultat complet de toutes les
réductions (synthèse). Il comporte une ligne par image et contient les informations suivantes :
➢ Nom de l'image
➢ Date moyenne de la prise de vue
➢
Ascension Droite et Déclinaison mesurée avec le logiciel
➢
Ascension Droite et Déclinaison calculée par l'éphéméride(s)
(1) http://yann.duchemin.free.fr/astro/studies/mesures.htm
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 36/58
9. Analyses
9.1. Estimations des mesures
Dans le cas d'images correctement exploitables, et en partant du postulat que les mesures ont été
rigoureusement faites, si une erreur dans la méthode ou un mauvais paramétrage logiciel altère les mesures, la
divergence causée devrait être absorbé en moyennant sur une période pseudo-continue (une linéarisation du
phénomène). Le résultat est donc un ensemble de mesures associées à un logiciel et à un catalogue.
Une mesure discrète n'ayant aucune signification, il convient d'effectuer une vérification par lots. La
première étape consiste à calculer l'écart typique par rapport aux éphémérides existantes, un pic pourrait signifier
une erreur de datation ou une mauvaise réduction. Un seuil critique du résidu devrait se situer au plus à quelques
secondes d'arcs.
+0,2252
+0,1820
+0,1388
+0,0956
O-C
+0,0524
+0,0092
-0,0340
-0,0772
-0,1204
Incohérence
-0,1636
-0,2068
-0,2500
y=Ra(T) in arcseconds
L'évaluation par rapport à un modèle sur une période de plusieurs mois, nous permet de calculer un écarttype. Nous considérons pour cela l'ensemble des valeurs consécutives à une série et faisons le calcul suivant :
=

n
∑ [O−C −O−C ]2
i=1
n−1
Nous déterminons de cette manière une incertitude globale, c'est à dire l'écart entre les Observations et les
Calculs, rapportés à la moyenne des carrés (pour une valeur supérieure à 1, d'où le n-1). Une mesure très
supérieure à l'écart type peut être considérée comme aberrante et est donc à éliminer (ou à reprendre). Ceci nous
renseigne sur la variation des résidus sur la période considérée, élément important pour la comparaison finale avec
les éphémérides. Normalement, les mesures devraient êtres réparties autour d'une droite. On peut aisément le
distinguer sur un graphe rapportant les O-C pour les déclinaisons et les ascensions droites.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 37/58
Prenons un exemple :
Résidus Ascension droite
+0,500
+0,5000
+0,400
+0,4000
RA O-C (secondes d'arc)
Dec O-C (secondes d'arc)
Résidus Déclinaison
+0,300
+0,200
+0,100
+0,000
-0,100
-0,200
-0,300
-0,400
+0,3000
+0,2000
+0,1000
+0,0000
-0,1000
-0,2000
-0,3000
-0,4000
-0,500
03/05 03/05 03/05 03/05 03/05 03/05 04/05 04/05 04/05 04/05 04/05 04/05 05/05 05/05 05/05
-0,5000
03/05 03/05 03/05 03/05 03/05 03/05 04/05 04/05 04/05 04/05 04/05 04/05 05/05 05/05 05/05
Nuits (MM/YY)
Nuits (MM/YY)
Ces graphiques montrent les O-C en fonction du temps et permettent de qualifier rapidement une campagne
d'observations. En effet, lorsque les points semblent s'écarter de l'origine de l'axe des abscisses cela démontre un
problème soit au niveau des images pour une date, dans le cas où la déviation est isolée, soit un divergence du modèle
pour un écart cyclique ou simplement évolutif. La droite de régression linéaire (en fushia) donne la tendance, a fortiori
si le nombre d'observations est grand ET régulier.
9.2. Qualification logicielle
Il existe bien évidement des différences de mesures parmi tous les logiciels pour des raisons évidentes.
Certains logiciels sont très simples d'utilisation en premier abord puisque les paramétrages « fins » sont plus
obscurs, d'autres nécessitent une phase non négligeable de prise en main de de réglages pour ensuite parvenir à
des mesures très régulières en terme de précision. De manière globale, un graphe de type XY correspondant aux
résidus dans les deux axes de l'objet d'une même image, devrait tendre vers une zone dense (faible dispersion)
pour le modèle le plus fiable, comme l'exemple ci-dessous (l'échelle est en secondes d'arc) :
+0,500
+0,500
+0,400
+0,400
+0,300
+0,300
+0,200
+0,200
+0,100
+0,100
+0,000
+0,000
-0,100
-0,100
-0,200
-0,200
-0,300
-0,300
-0,400
-0,400
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000
+0,1000
+0,3000
+0,5000
Réduction à priori cohérente
-0,500
-0,5000
-0,3000
-0,1000
+0,1000
+0,3000
+0,5000
Réduction à priori biaisée
Il est possible qu'une erreur de paramétrage engendre ce genre d'éparpillement, une comparaison
avec des données de référence peut garantir ce point. Une série d'images peut être corrompue par de
mauvaises conditions de prise de vue, dans l'absolu un recoupement des mesures est préférable, ce qui est
envisageable par la création de groupes de travail, ou le développement d'applications spécifiques.
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 38/58
9.3. Analyse des résultats
Avant d'analyser des données il est nécessaire de prendre en compte plusieurs types d'erreurs qui viennent
influencer les mesures. Au minimum, nous prenons un critère Δ 1 pour la précision qui est lié à la résolution de
l'image et caractérise le rapport signal/bruit. Un second critère Δ2 pour la dispersion, qui est la précision des
mesures et quantifie le niveau de confiance des valeurs obtenues. Et enfin, un critère Δ 3 lié à l'erreur systématique,
qui détermine la fiabilité. Pour ce dernier il convient de prendre en compte la qualité intrinsèque de l'image, un
paramètre sur lequel nous ne pouvons pas intervenir. Mais il faut également tenir compte de la qualité des
mesures, ou facteur humain lié au logiciel (configuration et développement). Pour une même série on peut
supposer que les critères Δ1 et Δ2 sont linéaires et peuvent donc être éliminés pour un grand nombre d'échantillons
mesurés. Il reste Δ3 qui, pour être absorbé, nous impose de conserver la même démarche pour les mesures d'où la
définition de procédures.
Plusieurs voies d'analyses sont possibles. On peut, à partir d'un ensemble de mesures proches, effectuer
une estimation de la position à venir limitée à une courte période. Ce calcul est réalisable à l'aide de logiciels
existants tel que find_orbit (http://www.projectpluto.com). Prism permet également d'effectuer un calcul approché
à partir d'une série de trois mesures. Toutefois ce genre d'interprétation ne permet pas de qualifier les modèles
existants entres eux.
Ce qui est intéressant est de comparer les mesures avec des modèles tels que :
1. Le Jet Propulsion Laboratory (NASA)
2. L' Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides
3. Le Minor Planet Center (à préférer pour les astéroïdes)
Remarque : Les positions des planètes sont rapportées à un repère moyen pour une époque. Les différences sont,
un repère inertiel dans le cas du VSOP87, ou tournant pour les autres (DExxx); ainsi que des différences de
masses pour les géantes gazeuses, ou bien encore la prise en compte de plus ou moins d'interactions d'objets.
L'IMCCE, bien qu'utilisant des théories planétaire identiques au JPL, propose des résultats avec un plus
grand nombre de décimales. De plus, l'IMCCE permet le calcul automatique des résidus en fonction des mesures
obtenues, ce qui valide les résultats (site des éphémérides de l'IMCCE).
L'apport de nouvelles données sont cruciales pour augmenter l'intervalle de validité des modèles existants
par la possibilité d'ajustements pour obtenir une nouvelle solution des mouvements de ces ensembles de corps. De
même, un modèle est basé sur l'environnement gravitationnel de la planète (Jupiter ou Saturne selon le cas). Il est
donc possible d'écrire mathématiquement les équations de cette dynamique. C'est ce processus incrémental qui
permet d'obtenir des éphémérides de plus en plus précises. Ce qui est plus délicat, ce sont les erreurs propagées
par les calculs d'intégration numérique, que les erreurs de mesures viennent fausser. Il est donc impératif d'avoir le
plus grand nombre possible d'observations et donc de continuer ces campagnes.
Un ensemble de courbes peut permettre une comparaison visuelle des résultats obtenus, et la détection
d'incohérences notables. L'astrométrie est un domaine important pour la compréhension de l'univers et permet de
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 39/58
connaître, grâce à la théorie, la composition de certains objets, de prévoir les mouvements et bien d'autres choses
encore.
Ensuite, ce qui est intéressant c'est la comparaison de l'évolution des résidus dans le temps, si les
échantillons de données ne sont pas trop éloignés les uns par rapport aux autres. Alors dans ce cas on peut
prendre en compte deux cas de figure : soit les résidus sont liés aux erreurs d'observations, soit c'est la théorie qui
en est la cause. On peut dire que si la moyenne des résidus par année est importante, alors c'est un problème dû à
la théorie. A l'opposé, si les écarts-type des résidus à la moyenne sont importants, c'est un problème lié aux
observations.
Et enfin, il est possible de classer les objets pour lesquels les modèles ont été les meilleurs. Ainsi en
rapprochant le nombre d'observations et en fonction de la facilité de réduction (objet plus ou moins brillant), il
devient plus simple de se faire une idée de la qualité d'une éphéméride. Cela peut être le fait qu'un objet est mieux
connu, car plus observé ou bien au contraire qu'il soit nécessaire d'améliorer le modèle.
10. Aller plus loin
Si nous résumons les méthodes d'observation des positions d'objets stellaires, nous avons en premier lieu
les observations photographiques/CCD, les phénomènes d'éclipses et les phénomènes mutuels. La précision des
mesures obtenues n'est pas équivalente, mais la complexité des moyens nécessaires est à la source de la
performance visée. Les phénomènes d'éclipses et mutuels impliquent une mesure temporelle très fiable, disons de
l'ordre du 1/10ème de seconde et l'analyse devra s'effectuer avec une expertise des effets photométriques sur
l'ensemble de la chaîne d'acquisition, c'est à dire de l'objet à l'optique.
10.1. Effets astrométriques faibles
10.1.1. Effet de parallaxe
Il est indispensable de prendre en compte la position exacte de l'observateur terrestre, c'est pourquoi nous
travaillons en coordonnées topocentriques.
r
d
+
ω
α
ω d
α = δ
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 40/58
δ
Le parallaxe correspond donc à l'angle depuis lequel un observateur peut voir un objet situé à une distance
d dite de référence. On distingue la parallaxe diurne, qui est l'angle sous lequel on mesure le rayon terrestre
partant du centre de la Terre au lieu d'observation depuis un astre. Cet angle est négligeable pour les étoiles
considérées à une distance infinie (rapport distance objet sur diamètre terrestre). Cependant, il n'en est pas de
même lorsque l'on se situe dans le système solaire. C'est le rapport entre la parallaxe horizontale équatoriale
moyenne du Soleil et la parallaxe horizontale d'un astre que l'on détermine la distance nous séparant de ce même
astre. D'autre part la parallaxe annuelle d'une étoile correspond à l'angle sous lequel on verrait, depuis cette étoile,
le demi grand axe de l'orbite terrestre.
10.1.2. Effet relativiste
Bien que faibles, les effets relativistes de la lumière engendrés par les géantes gazeuses, telles que Jupiter
et Saturne, lors des observations de leurs satellites devrait être pris en compte pour obtenir une précision de
l'ordre millième de seconde d'arc.
A titre d'information, il est intéressant de savoir que cet effet à été quantifié dans la thèse de Daniel
Hestroffer (1994) et s'exprime, dans le cas d'un corps situé à une distance finie, par la relation :
σ
d =2
Satellite
m sin 
a 1cos 
m est le rayon relativiste de Jupiter soit 1,4m (1), a est la distance Terre-Jupiter,
i
Ψ l'angle de direction Jupiter-Terre et Jupiter-Satellite. D. Hestroffer rapporte
que les effets sur l'observation des satellites proches de Jupiter sont de l'ordre
r0
de 0,06mas (dΘ) dans le cas maximal. En outre les effets considérés sur Saturne
et Uranus sont d'autant plus faibles que les satellites sont éloignés des
Δ
Ψ
observations terrestres. A ce jour sur Terre, même avec un grand télescope de
d
Jupiter
type « VLT » (voir le site internet de l'ESO), la précision n'atteint pas plus de
1mas. Mais dans le cas d'observations spatiales, comme prochainement avec
« GAIA », la précision se situera vers 1µas d'un point de vue de la position, du
a
dΘ
Θ
μ
Terre
parallaxe et du mouvement propre des étoiles. Il devient alors impératif, lors du
suivi du signal (lumière en provenance de l'objet étudié) de prendre en compte
les variations de trajectoires dues à la courbure de l'espace-temps du système
solaire.
Déviation relativiste/D. Hestroffer/IMCCE
Il est évident que l'astrométrie amateur, telle qu'elle est proposée dans ce
document, peut se soustraire à ces calculs.
(1) Le rayon relativiste est donné par
m=
GM
c2
avec G la constante de gravitation, M la masse et c la vitesse de la lumière
(référence : P. Descamps/ Astrométrie de haute précision, dynamique et planétologie)
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 41/58
10.1.3. Effet de marées
Parmi les effets dynamiques applicables par la planète mère sur ces satellites, les effets de marées sont de
loin les plus notables, ce qui leur vaut de nombreuses études. Ce qu'il faut retenir dans ce cas, est l'influence
engendrée par ce type de force sur l'excentricité des orbites. La résultante est une accélération (très faible) qui se
traduit par un décalage en longitude au cours du temps. Cependant les périodes de révolution des objets étudiés
ne facilite pas la détermination des termes à inclure dans les théories dynamiques. Cela ne peut être fait que sur la
durée pour laquelle l'on dispose d'observations (d'où l'importance numéraires de celles-ci). Des recherches en
cours tentent de modéliser au mieux ses influences en fonction d'un grand nombres de critères tels que les
masses, la composition, les distances et les positions; ceci devra permettre une estimation de ces termes pour des
périodes non observées.
Autre fait intéressant, l'existence de ces accélérations est trahit par des activités sismiques telles qu'on
peut les constater sur Io. Il s'agit de la conséquence directe de l'énergie engendrée à l'intérieur des corps qui sont
soumis à ces accélérations. Ainsi, les surfaces présentant des traces d'activités récentes prouvent qu'une source
énergétique existe. L'étude de ces forces permet de comprendre les étapes d'activités volcaniques et de déterminer
si il s'agit d'un phénomène de résonance entre 2 corps ce qui tend à proposer une activité cyclique ou bien au
contraire à une évolution discrète plutôt en extinction. Dernier point important concernant l'activité volcanique, il
est possible lors d'occultation observées en proche-infrarouge de localiser un séisme de surface et d'en donner les
caractéristiques comme les dimensions ou la température.
10.1.4. Effets atmosphériques
La section [6.2.] a abordé la notion d'airmass qui lie la qualité d'une observation à « l'épaisseur » de
l'atmosphère traversée. Cette notion est généralement suffisante, car les modèles sont dit « airless » c'est à dire
qu'ils ne prennent pas en compte, tout comme les catalogues d'étoiles, les phénomènes de réfractions. Lorsque
l'on a besoin de la position apparente, on doit ajouter des corrections prenant en compte le lieu, et la date de
l'observation.
On distingue en premier lieu le phénomène d'absorption, qui d'un point de vue général détermine un
facteur de transmission définissant l'affaiblissement d'un signal du à la traversée d'un signal dans un corps
absorbant (atmosphère, verre, ...). Les nuages composé d'eau absorbent la lumière et nous apparaissent ainsi gris.
La diffusion atmosphérique, proche du phénomène d'absorption caractérise la manière dont un corps va
diffuser un flux électromagnétique en fonction de la longueur d'onde de celui-ci. Pour l'anecdote le bleu est 16 fois
plus diffusé que le rouge par notre atmosphère ce qui fait que nous le percevons ainsi qu'il est. De même, lorsque
la couche d'air est épaisse, comme au raz de l'horizon, les objets nous apparaissent plus rouge.
La réfraction atmosphérique fait qu'un objet observé dans une direction apparente à l'observateur est en
fait déviée par rapport à sa direction vraie d'un facteur dépendant de la composition chimique ainsi que de la
pression qu'exerce le corps traversé. La correction dépend de la position de l'objet par rapport au zénith et c'est
par exemple ce qui distingue les heures de lever/coucher du soleil (civil, maritime, astronomique).
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 42/58
10.2. Astrométrie d'occultations
L'astrométrie du mouvement par rapport à un champ d'étoiles permet dans un premier temps la correction
des conditions initiales (comparaison modèles dynamiques / observations). Une astrométrie de précision (de l'ordre
de 0,01" d'arc) fournit des informations sur la structure, la forme ou encore les dimensions. A précision peut être
grandement améliorées par la mesure de certains phénomènes naturels que sont les occultations ou les
phénomènes mutuels. Tout ceci en vue de déterminer les paramètres indispensables aux modélisations
dynamiques.
10.2.1. Occultations/éclipses
L'astrométrie d'occultation est utile pour les astéroïdes et l'amélioration de la connaissance de leur orbite.
Malheureusement les situations exploitables sont assez rares et nécessite une excellente prévision du phénomène.
La richesse scientifique de telles observations requiert une collaboration d'observateurs multiples (éloignés
géographiquement), ce qui sous entend une coordination internationale. Deux organisations existent : EAON
(European Asteroidale Occultation Network) et IOTA (International Occultation Timming Association)(1).
10.2.2. Phénomènes mutuels
Ces phénomènes, où au moins deux des satellites de Jupiter (Phému), ou de Saturne (PhéSat) sont dans le
plan équatorial de la planète, de la Terre et du Soleil. Cette situation n'apparaît que cycliquement, mais il est
permis d'obtenir une très grande précision sur les réductions astrométriques correspondantes. Toutefois, il est
indispensable de connaître au mieux les effets lumineux engendrés à la surfaces de ces petits corps. Ces
paramètres de surfaces sont liés aux propriétés physiques de ceux-ci et on parle de l'albédo, de la porosité, de la
rugosité ou tout « simplement » de la forme. La mesure photométrique doit se faire entre 0,1 et 1 seconde, du fait
de la vitesse relative des satellites, avec une possibilité de détecter une différence de magnitude de l'ordre de 0,1
Remarque à propose du chronométrage qui intervient grandement en astrométrie. La variation de distance
peut se mesurer dans un champ stellaire, de différente manière, par exemple avec la parallaxe mais mieux encore
entre l'objet et l'observateur. Ainsi, la mesure de cette variation est faite à partir d'un temps Δt, qui correspond à la
durée qu'à mis la lumière pour nous parvenir depuis l'objet. Le plus simple est alors d'estimer la variation d'un
signal périodique, dans ce cas Δt est alors le retard, ou l'avance, du temps T d'arrivée du signal par rapport à un
temps nominal T0, dit « signal non perturbé ». C'est pourquoi, les pulsars sont intéressant pour la génération d'un
signal impulsionnel (« pulse ») car ils sont d'une très grande précision dans les émissions de ce signal et
extrêmement éloignés.
(1) Liens internet > EAON , IOTA
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 43/58
11. Conclusion
Au travers de ce document un grand nombre de notion complexes sont abordées, certaines beaucoup trop
rapidement ce qui m'incitera, dans l'avenir, à développer certaines parties voir à en ajouter.
Mon objectif est d'apporter aux astronomes amateurs les éléments essentiels pour réaliser des
observations exploitables garantissant une collaboration amateurs/pros, j'espère y parvenir! Cependant, cette
collaboration passe bien évidement par un partage des connaissances qui devra forcer d'une part les amateurs à
structurer leurs observations, ce qui en soit n'est pas une réelle contrainte et bien au contraire cela offre un attrait
supplémentaire à la passion. D'autre part, les professionnels devront être capables de formuler une expression de
besoins claire et idéalement de créer des cellules, ou groupe de travail permettant cet échange d'informations.
D'autres domaines ont déjà prouvés l'intérêt de cette collaboration, c'est notamment le cas en spectrométrie, voir
le site de Christian BUIL (http://www.astrosurf.com/buil ou http:www.astrosurf.com/aras/).
Ce système d'observations collaboratives est très motivante pour les amateurs, et extrêmement utile pour
certains travaux qui ne peuvent pas trouver de place dans des structures professionnelles plus contraintes. Pour les
professionnels, au delà de l'investissement en temps passé pour la diffusion d'informations et l'organisation
générale, c'est une disponibilité accrue de ressources variées et idéalement réparties géographiquement.
Pour terminer n'hésitez pas à me contacter pour partager les travaux engagés dans le domaine de
l'astrométrie ou tout simplement pour me faire part de votre point de vue sur l'astronomie amateur en général.
La page d'entrée de mon site qui est consacrée à l'astrométrie, se trouve à l'adresse suivante :
http://yann.duchemin.free.fr/astro/studies/astrometrie.htm
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 44/58
Glossaire
(*)
ADU : Analog to Digital Unit est l'unité de mesure d'un pixel, qui exprime la tension de lecture de celui-ci en
comparaison à la tension maximale du convertisseur analogique vers numérique.
Airy (tâche d') : ou tâche de diffraction qui correspond à l'image d'une étoile au travers d'un objectif. Idéalement,
cette forme circulaire de rayon
=
1,22  F
représente près de 98% de l'énergie d'une source ponctuelle.
D
Astrométrie : Définit la position observée en coordonnées sphériques d'un objet projeté sur la sphère céleste, se
rapportant à un système de référence.
Coordonnées : Les positions absolues sont données la plupart du temps en Ascension Droite et Déclinaison dans
un plan équatorial. Le centre équatorial peut être le lieu d'observation, on parle alors de coordonnées
topocentriques, ou bien le centre de la Terre on parle alors de coordonnées géocentriques. Ces coordonnées
dépendent de l'équateur et de l'équinoxe définis dans un système de référence.
CCD : Couple Charged Device, composant électronique qui permet d'enregistrer numériquement des objets très
faiblement visible avec des temps de poses raisonnables.
Centroïde : Détermine le centre de l'objet par rapport aux pixels de l'image, sorte de barycentre en fonction de
l'intensité d'une zone.
Diffraction : Déformation de la fréquence initiale liés a des interférences. Dans notre cas, la lumière nous
parvenant d'un astre est déformée du fait de son passage dans l'atmosphère terrestre qui est plus ou moins
transparent et perturbé par les différences de température créant ainsi des mouvements.
Éphéméride : Modèle prévisionnel issu des observations. Toutefois il convient de distinguer deux types
d'éphémérides, ceux dit de position qui caractérisent la trajectoire, une présence dans un champ ou servant au
dénombrement d'objets. D'autre part les éphémérides physiques qui caractérisent l'orientation, la forme d'objet
pour une date donnée.
FITS : "Flexible Image Transport System", format scientifique d'image standardisé, voir : http://fits.gsfc.nasa.gov/
Réduction : Dans notre cas, calculs des coordonnées relatives en utilisant un catalogue de référence permettant
d'améliorer significativement la précision.
Étalonnage d'une image : Repérer le champ correspondant à l'image étudiée par rapport à un catalogue de
références d'étoiles afin de déterminer la focale de la chaîne optique dont l'on déduit l'échelle de l'image, la
rotation de champ éventuelle, et finalement la position des objets présents.
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Magnitude : Mesure de l'éclat d'un objet. On distingue la magnitude apparente et la magnitude absolue. La
première mesure l'éclat tel que réellement observé par un observateur (terrestre). La seconde permet de comparer
les éclats intrinsèques de plusieurs objets quelle que soit leur distance par rapport à l'observateur. Elle correspond
à la magnitude apparente qui serait mesurée si l'objet se trouvait à une distance de 10 parsecs de l'observateur.
Remarque : plus la magnitude est élevée, moins l'objet est lumineux.
mas : Milliarcseconde, unité de mesure rapportée à un angle.
Parsec : Distance à laquelle une unité astronomique (ua : 149 597 870 691 Km, soit la distance moyenne TerreSoleil) sous-tend à un angle d'une seconde d'arc.
Pixel : Pus petite représentation de l'information sur un écran cathodique ou image numérique. Ce mot provient
de l'anglais « picture element » ou « élément d'image ».
Radiale (vitesse) : La vitesse radiale correspond à la vitesse d'un objet dans la direction de l'observateur. Cette
propriété généralement mesurée à l'aide d'un spectromètre.
Résidus : La différence entre les éphémérides issues des observations (résultats des mesures logiciels) et les
éphémérides calculées.
Seeing : Quantifie la qualité d'une image par le rendu d'une source ponctuelle. Cette caractéristique se mesure à
partir de la FWHM (cf. section [3.2.]) que l'on multiplie par la résolution de l'image. Exemple, pour une image avec
une résolution de 0,7" d'arc par pixel, si la FWHM mesurée est de 5,5 alors le « seeing » est de 3,85" ce qui est
plutôt médiocre. Dans des conditions d'observations idéales, le rendu d'une étoile est inversement proportionnel au
diamètre du télescope, on cherchera donc une FWHM la plus faible possible.
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Annexes
- crédit U.S. Naval Observatory -
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Synthèse de mesures des principaux logiciels :
Objet :
Himalia (J6)
Taille :
85Km de rayon
Découverte : 1904 (Perrine)
Date Prise de Vue : 2005 04 13, 21:41:21 UT
Observatoire : Haute Provence (511)
Logiciel
Astrometrica
Version 4
Prism
Version 6
Iris
Catalogue
H
12
12
12
12
UCAC-2
USNO-A2
USNO-B1
USNO-SA2
M
49
49
49
49
mesures
Informations Images
Centre
Focale
S
D M S
24,69 -4 2 9
7231,4
24,71 -4 2 8,7 7231,9
24,7 -4 2 8,9 7231.1
24,72 -4 2 8,8 7232,7
Himalia
Mesure
Rotation
-0,23
-0,24
-0,26
-0,25
H
12
12
12
12
Ra
M
S
49 26,88
49 26,92
49 26,89
49 26,9
D
-4
-4
-4
-4
Dec
M
S
1 19,6
1 19,4
1 19,5
1 19,4
USNO-A2
UCAC-2
GSC
12 49 26,9 -4 1
12 49 28,88 -4 1
12 49 26,89 -4 1
19,4
19,6
20
USNO-A2
12 49 26,89 -4 1
19,4
12 49 26,87 -4 1
12 49 24,21 -4 1
20,14
33,27
Version 5
AstroArt
Version 3
USNO-A2
USNO-SA1/2
*
*
* Non corrigé !
Ci-contre
la
configuration
des
satellites extérieurs de Jupiter et
l'éphéméride d'Himalia à comparer
avec le tableau de mesures.
Jupiter
Himalia
(Attention les données sont présentées en
superposition à la différence du serveur
internet de l'IMCCE qui utilise 2 pages).
Le tableau ci-dessus apporte simplement une perspective des résultats des mesures par le biais de
différents catalogues de références sur une seule image. Remarquez que les résultats fournis pour AstroArt ne
prennent pas en compte l'UCAC-2 déjà présentés dans ce document pour la version 4. Toutefois ces données ne
sont pas suffisantes pour tirer des conclusions sur le comportement de chaque logiciel, cela montre simplement la
cohésion existante entre chaque algorithme comparés au modèle d'un objet plutôt bien connu.
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Tableau récapitulatif des logiciels :
Iris
Catalogues utilisables
Tycho2
GSC, GSC-ACT
USNO-A2
USNO-SA2
Avantages
langue français/anglais
utilisable par menu ou par interpréteur de commandes
très performant (rapidité d'exécution)
possibilité d'utiliser des scripts de commandes
mise à jour fréquente
Inconvénients
Prise en main délicate, mais bonne documentation
Sélection des étoiles manuelles
Précision relative
RA: 0,04 s - Dec: 0,7s
Pré-requis(indicatif)
Ordinateur de type PC Pentium 233Mhz – 64Mo de RAM – MS-Windowstm 98
Licence
Gratuit
Astrometrica
Catalogues utilisables
UCAC2 / 3
USNO-B1 (en ligne)
USNO-A2
USNO-SA2
Avantages
Utilisable par menu, grande simplicité (attention aux paramétrages)
très performant (rapidité d'exécution)
Utilise des catalogues en ligne
Visualisation de la courbe de Gauss de chaque étoile identifiée
Inconvénients
Impossibilité d'utiliser des scripts
langue anglaise
Une fenêtre différente pour visualiser les propriétés de chaque étoile
identifiée
Précision relative
RA: 0,05 s - Dec: 0,7 s
Pré-requis (indicatif)
Ordinateur de type PC Pentium III 800Mhz – 256Mo de RAM – MSWindowstm 98
Licence
Commercial – 25€
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Astroart
Catalogues utilisables
GSC
USNO-A2
USNO-SA1
USNO-SA2
UCAC-2 / 3
Avantages
Validation automatique des étoiles trouvées à l'aide d'un atlas
Cet atlas contient les étoiles du catalogue utilisé
Vérification visuelle de la correspondance champ observé – champ de référence
Résultats fiables
Langue français/anglais
Manuel d'utilisation
Inconvénients
Pas de calcul automatique des résidus
Choix de catalogues limité
Visualisation délicate sur un écran standard (2 écrans recommandés)
Précision relative
RA: 0,04 s - Dec: 1,02 s
Pré-requis (indicatif)
Ordinateur de type PC Pentium 75Mhz avec 32Mo de RAM et 256 couleurs –
MS-Windowstm 98
Licence
Commercial – 185$ U.S. (Il existe une licence multi-poste)
Prism
Catalogues utilisables
Hipparcos
BSC
UCAC 1,2
USNO SA, A1,A2
Tycho 1,2
GSC
GSC-ACT
Avantages
Validation automatique des étoiles trouvées
Présentation des résidus obtenus
Langue français/anglais
Manuel d'utilisation assez complet
Aide en ligne
Grand choix de catalogues
Inconvénients
Prix des licences pour utiliser les seules fonctions d'astrométrie
Précision relative
RA: 0,04 s - Dec: 0,35 s
Pré-requis
(indicatif)
Ordinateur de type PC Pentium 1Ghz, Carte graphique Super-VGA
1024x768, 16M couleurs, 600 Mo d'espace libre sur le disque dur, 256Mo de
mémoire RAM – MS-Windowstm 2000
Licence
Commercial - à partir de 49 €
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Remarque sur la représentation des cartes célestes :
Les étoiles nous apparaissent sur une
sphère : la voûte céleste dont le
centre est la Terre.
Sphère
Céleste
Cette sphère imaginaire est
également découpée en quartiers
pour obtenir une vision dans le plan.
Découpage en « quartiers »
Une projection particulière permet un
regroupement des parties supérieures tout en
conservant un regroupement de l'axe horizontal.
Projection
Quasar 3C273
Grande Ours
Sirius
Équateur galactique
Centre galactique
Grand nuage
de Magellan
Petit nuage de
Magellan
Pulsar dans le Crabe
Constellation
d'Orion
Quelques points de repères
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R é d u c t i o n
a s t r o m é t r i q u e
Synoptique Général
Les éphémérides
nous permettent un
étalonnage des images
à partir des modèles
existants et des
catalogues stellaires
Éphémérides
Existants
Observations
(Images Numériques)
Corrections
Éphéméride
Réduction
Observation
La réduction est
une mesure très précise
des images (échelle)
Réduction
Astrométrique
La source des écarts
doit être déterminée
afin de corriger ou non
l'éphéméride
Position mesurée
Ascension Droite (RA)
Déclinaison (Dec )
Ecarts
Différences (résidus) entre
les modèles utilisés et
les mesures obtenues
Modèle
Dynamique
L'éphéméride est obtenu avec
une meilleure précision
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Quelques formules utiles :

Calcul de l'échantillonnage en sec/pixel, des images : E image =206×
Calcul approché de l'angle par pixel :
≃
Taille pixel
focale

focale, pixel en mm
3600  ouverture
×
focale en secondes d'arc

180
 
Calcul du champ résultant en minutes d'arc :

 Nombre pixels ×Taille pixel 
Champ=
ou plus simplement Champ=
focale

×180

× 60
×Taille capteur
en minutes d'arc
60
obj
×180
Calcul du diamètre apparent de l'objet à mesurer :
en secondes d'arc
Distance
 app=
×3600

Calcul du pouvoir séparateur :
Airy radians =
1,22×
avec  pour longueur d ' onde
 instrument
 
4L
Calcul de magnitude apparente :
 D2
mapp =−2,5⋅log
2,87⋅10−8 W⋅m−2
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avec L la luminosité W 
Algorithme de calcul de l'AirMass :
Source Bruce L. Gary (Document : Exoplanet observing for amateurs)
1. Soustraire 2451545 du Jour Julien (observation)
2. Multiplier par 24,065709824419 et additionner 18,697374558
3. soustraire 24 * Partie_Entière( résultat #2 / 24 )
4. Ajouter la Longitude Est / 15
[ GMST – Temps Sidéral Moyen à Greenwich ]
5. Si #4 < 0 , additionner 24
[ LST – Temps Sidéral Local ]
6. Multiplier par 15 et soustraire L'ascension Droite RA en degrés [ LHA – Angle Horaire Local ]
7. Si LHA > 180, soustraire 360
8. Calculer le COSINUS ( LHA )Rad
9. Multiplier par le COSINUS ( LATITUDE )
10. Multiplier par le COSINUS ( Déclinaison Dec )
11. Additionner SINUS ( Dec ) multiplier par le SINUS ( LATITUDE )
Lorsque l'observation est proche du zénith, la formule approchée de la section [6.1.] est suffisante.
Exemple :
Équateur Céleste
Pôle Nord
Alt : 20°
70°
Déclinaison de l'étoile
90°
Latitude du lieu
Horizon Nord
Hauteur sur l'horizon
(Alt)
D'après J-E Arlot, IMCCE/UFE observatoire de Paris
Horizon Sud
..........................................................................................................................................................
..........................................................................................................................................................
..........................................................................................................................................................
..........................................................................................................................................................
..........................................................................................................................................................
..........................................................................................................................................................
..........................................................................................................................................................
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RAPPE L
zénith
zénith
Schémas fonctionnels :
Coordonnées du
lieu d'observation
Éphémérides
Date
Coordonnées objet
Résidus
Astrométrie
Image CCD
F0
Logiciel
Catalogues
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Coordonnées du
lieu d'observation
Modèle
Dynamique
Position
Calculée
Date
Éphémérides
F1.1
Résidus
+/-Σ
F1.3
Coordonnées objet
Réduction
Image CCD
Position
Mesurée
F1.2
Logiciel
Catalogues
Heure début de pose
Heure fin de pose
Taille d'un pixel
Focale utilisée
Contrôle du
champ observé
Taille du
Champ
F1.2.1
Coordonnées Lieu
Coordonnées objet
Identification
objet
F1.2.2
Image CCD
Logiciel
Catalogue
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Position
Mesurée
Quelques liens utiles :
Éphémérides :
Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides : http://www.imcce.fr/
et plus précisément : Ephem generator and residuals
Jet Propulsion Laboratory : Ephemeris > http://ssd.jpl.nasa.gov/?ephemerides
Minor Planet & Comet Ephemeris > http://www.cfa.harvard.edu/iau/MPEph/MPEph.html
Logiciels :
MSB-Software/Astroart : http://www.msb-astroart.com/
Astrometrica : http://www.astrometrica.at/
Prism : http://www.prism-astro.com/
SAOImage DS9 : http://hea-www.harvard.edu/RD/ds9/
Iris : http://www.astrosurf.com/buil/
Publications :
Astronomy & Astrophysics : http://www.aanda.org/
Cornell University Library : http://arxiv.org/
Hyper Articles en Ligne : http://hal.archives-ouvertes.fr/
Observatoires :
Observatoire de Haute-Provence : http://www.obs-hp.fr/
Observatoire de Paris : http://www.obspm.fr/
Autres ressources :
Positional Astronomy : http://star-www.st-and.ac.uk/~fv/webnotes/index.html
USNO CCD Astrograph Catalog : http://ad.usno.navy.mil/ucac/
Giant Planet Satellite Page : http://www.ifa.hawaii.edu/~sheppard/satellites/
Guide to Minor Body Astrometry : http://cfa-www.harvard.edu/iau/info/Astrometry.html
Éléments d'Astrométrie Moderne - Page 57/58
M ade w ith
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