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Guide à l'usage de l'observateur
d'occultations stellaires par les astéroïdes

Eric Frappa (mise à jour : 2005 janvier 22)

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Le temps de réaction (méthode visuelle)

Dans le cas d'une observation visuelle positive, l'observateur doit soustraire son temps de réaction des temps de disparition et de réapparition qu'il obtient. Les personnes croyant qu'elles sont capables de réagir instantanément n'ont qu'à faire le test ci-dessous, elles seront surprises ! :)

Il est extrêmement simple de mesurer votre temps de réaction moyen :
Prenez un chronomètre dont vous cachez la partie affichant les secondes. Démarrez le chrono et arrêtez-le immédiatement lorsqu'il se produit un changement de minute. Notez alors la fraction de seconde affichée dans la partie cachée : vous venez d'effectuer une mesure de temps de réaction.
Recommencez l'expérience plusieurs dizaines de fois, en notant chaque valeur trouvée. Ménagez-vous quelques poses pour ne pas entrer dans un rythme qui vous ferait intégrer la valeur d'une minute. Lorsque vous aurez effectué au minimum 20 ou 30 mesures, faites-en la moyenne : vous avez déterminer votre temps de réaction moyen (en général ça tourne autour de 0.40s).
Calculez l'écart-type (sigma) sur l'ensemble de vos mesures à l'aide d'une calculette et multiplier le par 2 : vous obtenez l'incertitude à 2 sigmas sur votre temps de réaction. Cette incertitude couvre 95% de vos mesures et c'est généralement celle qu'on utilise en physique.
Vous pouvez donc enfin écrire que votre temps de réaction est de, par exemple, 0.43 +/- 0.08s.

Dans la pratique, il est évident qu'il peut en être autrement, notamment si vous êtes anormalement surpris par le phénomène. Vous serez alors obligé d'estimer un temps de réaction spécifique, en prenant comme point de départ votre temps de réaction mesuré. L'incertitude sur ce temps de réaction sera bien entendu plus grande.

La réduction des mesures

Voici quelques éléments concernant la réduction des mesures dans le cas d'une occultation positive, pour différentes méthodes. Notez que si vous débutez, cette réduction ne doit pas vous effrayer : si vous avez acquis tous les éléments nécessaires au moment de l'observation, une autre personne pourra ensuite facilement vous aider dans vos premières réductions.

Méthode visuelle
Après l'observation, vous disposez d'une liste de temps chrono avec, en face, les événements correspondants : heure référence, début observation, disparition étoile, etc. Si votre chronomètre est affecté d'une dérive non négligeable (que vous avez mesurée), vous commencez par corriger vos temps chrono de cette dérive, en évitant de vous tromper de sens :). Ensuite, le plus simple est de rentrer dans une calculette tous les temps chrono (x) associés à des références temps (y) et de calculer la droite de régression correspondante. De cette manière, vous lisserez les petits écarts des déclenchements chrono sur les temps absolus et pourrez prédire les temps absolus de tous les autres événements.
Lorsque chaque événement sera daté, vous n'oublierez pas de retirer votre temps de réaction des temps de disparition et de réapparition de l'étoile.
La démarche est évidemment la même pour une observation visuelle avec tops vocaux. L'idéal est alors de travailler sur une bande son numérisée, pour déterminer les temps relatifs sans perte de précision.
TUTORIEL COMPLET DE REDUCTION D'UNE OBSERVATION VISUELLE (bientôt)

Méthode CCD drift scan
Après un événement positif, l'observateur dispose de la trace de l'étoile cible dont un segment est occulté par l'astéroïde. Il dispose également, en début et fin d'observation, d'interruptions de la trace qu'il a effectué en synchronisation avec des temps absolus précis (ou d'une datation de la trace type Eventaude).
L'exploitation d'une telle trace consiste à produire une courbe photométrique de l'occultation pour mesurer précisément les instants qui nous intéressent. Pour cela, on utilise un logiciel de traitement astro comme Iris ou Prism. On applique une rotation à la trace pour la rendre horizontale. On retire le niveau du fond de ciel et on effectue un binning dans la largeur de la trace. On représente finalement le résultat obtenu sous la forme d'une courbe du flux en fonction de la position le long de la trace (pour toutes ces étapes, consultez la page de Christian Buil sur la manipulation d'un drift scan avec Iris). C'est sur cette courbe qu'on va repérer les événements.

Attention, une occultation instantanée ne produit pas une chute immédiate de la courbe du drift scan. On observe une pente photométrique due au fait que l'image de l'étoile recouvre plusieurs lignes de pixels sur le CCD. Chaque ligne du drift scan est en fait la somme des intensités de toutes les lignes recouvertes par l'étoile. Cette somme est obtenue après plusieurs poses élémentaires consécutives (autant que de lignes occupées par l'étoile). Lorsque l'étoile disparaît, il faut aussi plusieurs décalages de ligne pour que la trace disparaisse complètement.
La conclusion importante pour notre propos est que ce ne sont ni les bouts de la trace, ni les zones de pleine intensité de la trace, qui matérialisent l'occultation.
Les instants précis de disparition et de réapparition sur la courbe photométrique du drift scan se situent à mi-hauteur entre les plateaux précédant et suivant l'événement mesuré. On comprend tout l'intérêt de l'analyse photométrique de la trace pour repérer la position exacte de ces instants particuliers (il en est de même pour les interruptions de calibration).



Rezia - 2003/03/08 (observation Rondi et al, T60 Pic du Midi)
Une fois les positions mesurées pour chaque événement, on fait de même avec les interruptions de calibration associées aux temps référence. On calcule enfin les temps absolus recherchés en utilisant la droite de régression qui passe par les points de calibration.

TUTORIEL COMPLET DE REDUCTION D'UN DRIFT SCAN (bientôt).
Cette réduction peut également s'appliquer à un filé CCD.

Méthode vidéo
Nous allons examiner ici la réduction d'une vidéo dont le temps est incrusté dans l'image. La datation avec un tel système se fait généralement au niveau de la trame (field en anglais), c'est-à-dire d'une demi-image. Deux trames entrelacées constituent une image (frame) complète. Dans le système européen PAL (et dans son équivalent noir et blanc CCIR), la prise de vue s'effectue à 25 images par seconde, soit 50 trames par seconde. Si on travaille à la trame près, on atteint ainsi une précision temporelle de 1/50s (20ms).
Exemple de datation d'une trame vidéo à l'aide d'un incrustateur.
0ccultation par Polyxo le 2004/01/29 (négative sur le site).

L'étoile cible est au centre du champ. L'incrustateur fournit altitude, latitude, longitude, heure, date et deux champs en millisecondes correspondant aux instants de début et de fin de pose de la trame en cours (pose de 20ms).
Pour la réduction, 2 méthodes sont possibles : soit on examine à l'oeil la vidéo en relevant directement les temps incrustés des instants qui nous intéressent, soit on réalise une courbe photométrique sur laquelle on détermine les temps recherchés.
La première méthode peut suffir pour les disparitions et réapparitions franches. Elle a l'avantage d'être rapide à mettre en oeuvre (pas d'acquisition nécessaire), à la condition que le camescope permette l'accès à toutes les trames. Sur mon camescope Canon, je visualise les trames en mode image par image. Dans le sens de lecture normal, je vois les trames paires - dans le sens de lecture inverse, je vois les trames impaires.
La deuxième méthode est plus précise. Elle sera indispensable pour mesurer des cas de disparition et réapparition progressives (diamètre de l'étoile cible), en palier (étoile double), ou en cas d'occultation rasante. Dans ces conditions, il sera nécessaire de travailler sur des valeurs précises de flux plutôt que sur une estimation à l'oeil, la scintillation visible dans un petit instrument rendant délicate la détermination des instants. A partir de l'enregistrement, on réalise une acquisition sur l'ordinateur pour obtenir un AVI. A partir de cet AVI, on génère une séquence d'images avec un logiciel de montage vidéo. Cette séquence sera ensuite traitée avec un logiciel de traitement astronomique (Iris, Prism...) pour sortir une courbe photométrique du couple étoile cible + astéroïde. L'analyse pourra se faire sur les images (25 par sec) ou sur les trames (50 par sec) pour gagner en résolution temporelle.

TUTORIEL COMPLET DE REDUCTION D'UNE VIDEO (bientôt)

Note sur l'utilisation de l'incrustateur vidéo de BlackBoxCamera :

Cet incrustateur vidéo fonctionne avec un GPS 1PPS et date chaque trame de l'enregistrement à 0.1ms près. 2 champs en millisecondes séparés par 20ms (une pose élémentaire) s'incrustent dans chaque trame. Il s'agit des temps exacts de début et de fin de pose de la trame en cours.
Attention, dans la documentation papier de Simon Blake livrée avec l'incrustateur, il était question d'ajouter (puis dans une version plus récente de soustraire) 20ms aux temps de début et de fin de trame affichés. Ce sont des erreurs ! L'incrustateur a été testé au cours d'un week-end technique occultations en janvier 2005 sur une étoile artificielle pulsante réalisée par Bernard Christophe. Le temps GPS 1PPS, utilisé pour la pulsation de la diode, a été validé à 3µs près, par comparaison directe sur oscilloscope avec les horloges atomiques de l'observatoire de Paris. Les datations d'un GPS Garmin 16 incrustées dans les trames vidéo issues d'une Watec 902H encadrent bien les temps exacts d'allumage et d'extinction de l'étoile.

A la lecture, si vous voyez les trames individuellement, les deux champs seront lisibles. Si vous lisez bien toutes les trames, vous constaterez que les valeurs se suivent d'une trame à l'autre. Vous constaterez également qu'entre les trames paires et les trames impaires, les champs de gauche et de droite s'intervertissent (le plus grand à gauche puis le plus petit à gauche).
Si vous lisez seulement les images, le champ de droite sera brouillé et celui de gauche lisible (celui-ci est commun aux 2 trames grâce à l'inversion d'affichage citée ci-dessus). Ce champ indique le temps milieu de la pose de l'image. On lui retranche donc 20ms pour avoir le début de la pose de 40ms de l'image (1 image = 2 trames).

Les incertitudes

Même si elles ne sont pas toujours exploitées aujourd'hui (car parfois totalement fantaisistes), il est nécessaire de fournir une incertitude pour chacune des mesures données dans le rapport final.
Pour cela, on essaie de déterminer l'incertitude amenée par chaque élément ou étape de la méthode utilisée. Evidemment, plus la technique d'observation sera compliquée, plus la détermination des incertitudes sera difficile, voire impossible dans certains cas.
L'incertitude globale sur la mesure est la moyenne quadratique des incertitudes, à savoir la racine de la somme des carrés des incertitudes.

La rédaction du rapport

Une fois l'observation réalisée, l'observateur doit rédiger un rapport contenant toutes les informations nécessaires à l'exploitation de ses mesures. Les observations d'occultations stellaires n'ont effectivement d'intérêt que si les résultats individuels sont compilés et mis en perspective les uns avec les autres. Ce rapport doit être envoyé sur la liste Planoccult si vous êtes inscrit, ou à Gilles Regheere (gillesregheere@yahoo.fr), Jan Manek (jan.manek@worldonline.cz) et Eric Frappa .

Quand doit-on faire un rapport ? Lorsqu'on a pu observer l'étoile pendant un intervalle de temps qui contient la prédiction.
Le résultat peut être positif (l'étoile a été occultée) ou négatif (l'étoile n'a pas été occultée).
On ne fait pas de rapport si l'observation de l'étoile a échoué (nuages, problème technique, etc).

Le rapport d'occultation doit faire apparaître les éléments suivants (les données indispensables sont en gras) :

- Date de l'observation (année/mois/jour)
- Numéro de l'étoile (HIP, TYC...)
- Numéro de l'astéroïde
- Nom de l'astéroïde

- Nom et prénom de l'observateur
- Email de l'observateur

- Lieu de l'observation (ville la plus proche)
- Latitude (dd mm ss.s)
- Longitude (ddd mm ss.s)
- Altitude (m)
- Datum pour les coordonnées (WGS84, carte IGN...)

- Résultat de l'observation (positive ou négative)
- Début de l'observation (S : hh mm ss TU)
- Disparition de l'étoile (D : hh mm ss.ss TU) + temps de réaction si obs. visuelle
- Réapparition de l'étoile (R : hh mm ss.ss TU) + temps de réaction si obs. visuelle
(préciser si le temps de réaction a été appliqué ou non aux temps D et R)
- Fin de l'observation (E : hh mm ss TU)

- Télescope (type, diamètre, grossissement, monture, motorisation)
- Base de temps (horloge parlante, pendulette radiopilotée, GPS 1PPS...)
- Capteur
(oeil, caméra CCD, caméra vidéo...)
- Enregistrement (chronomètre, cassette vidéo, drift scan...)

- Conditions météo, si particulières (vent, brume, froid intense...)

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