Mon télescope / Mes accessoires

Le télescope que j'utilise est un Celestron 8 (Schmidt-cassegrain 203mm de diamètre). Il date de 1992 et depuis 2003, il est en poste fixe sur un pied colonne de ma fabrication. La plate-forme de fixation à été bricolée à partir d'un disque de frein de voiture. La monture équatoriale est une SPDX motorisée sur les deux axes.

J'utilise un miroir basculant qui me permet de ne pas toucher à l'orientation du système d'acquisition pour effectuer les pointages. C'est un accessoire extrêmement utile que je recommande vivement. L'oculaire pour le pointage est un 15mm et il a été rendu parafocal au système d'acquisition pour plus de confort. Une lentille de barlow et placée devant le système d'acquisition. Cette Barlow X2 n'est pas de grande qualité et sera remplacée prochainement par une Barlow X2 ou X3 de meilleure qualité.

Le système d'acquisition est une webcam vesta pro modifiée longue pose avec un capteur noir et blanc (plus sensible que le capteur couleur d'origine). J'utilise parfois une caméra couleur vesta pro modifiée longue pose pour imager les couples dont les couleurs sont belles et contrastées.

Pour le suivi et le pointage, j'ai fait récemment l'acquisition du système MTSIII SDI de boxdoerfer. Ce système permet de faire du "GOTO relatif" en utilisant le logiciel carte du ciel. Le gain de temps est important et me permet de mesurer 5-6 couples par heure.

L'acquisition des mesures

Je prépare mon programme d'observation pour la nuit en utilisant carte du ciel pour le repérage et doublestars.free.fr pour trier les couples selon divers critères (le plus souvent les critères sont delta M <2.5 magnitude primaire <10 séparation <10") dès que mon expérience sera plus probante, je m'attaquerai aux couples négligés du WDS. J'ai aussi un penchant pour les doubles Jonckheere (pas tres serrées mais très faibles)

Les acquisitions se font en commençant par les étoiles les plus à l'ouest. La caméra est installée de manière à orienter le côté le plus large du capteur (axe des X) parallèlementà l'ascention droite (équateur céleste) avec le nord en haut. Une fois en place dans le porte oculaire du miroir basculant la caméra ne doit plus bouger sous peine de devoir refaire un étalonnage. Il est également indispensable d'avoir un instrument mis en station de manière précise (méthode bigourdant ou king) afin d'éviter une rotation de champ qui entraînerait alors une erreur importante sur les angles mesurés.

Réglage de la caméra : La caméra doit passer en mode RAW, le gain et l'exposition sont réglés en fonction du couple. Il est important de ne pas saturer les étoiles. La cadence du mode raw est de 5 images par seconde. Le gamma est réglé à 0 tous les autres réglages sont à 50%.

L' étalonnage : Pour mesurer un couple il faut connaître avec précision l'orientation des images au moment de l'acquisition ainsi que "l'échelle" des pixels, c'est-à-dire le champ en seconde d'arc vu par un pixel (c'est l'échantillonnage) ce dernier paramètre dépend de la focale du système. L'étalonnage permet de déterminer l'échantillonnage des images obtenues avec le dispositif. C'est une étape donc tres importante. Elle consiste à imager un couple dont la séparation et l'angle sont fixes et bien connus. Apres réduction astrométrique les valeur de l'échantillonnage et d'orientation des images permettront de mesurer tous les autres couples de la soirée. Idéalement, ces acquisitions de couples étalons se font 3 fois dans la nuit (au début, au milieu et à la fin). Normalement un seul étalonnage est suffisant mais en pratique trois étalonnages permettent de confirmer qu'il n'y a pas eu de changement accidentel de la position de la caméra lors de la nuit. Une liste des couples étalons a été publiée par Guy Morlet de la commission des étoiles doubles de la société astronomique de France.

L'acquisition des images : Les images sont acquises avec le logiciel Astrosnap d'Axel Canicio. A chaque couple correspond un dossier dans lequel les images sont enregistrées au format bmp (sortie webcam) Il ne faut pas hésiter à prendre beaucoup d'images ! En général 100 images suffisent pour avoir assez d'images à mesurer apres élimination des images turbulées mais parfois en fonction de la turbulence on peut en prendre beaucoup plus.

la reduction astrometrique

Les logiciels : Le logiciel indispensable est "Reduc" de Florent Losse. Ce logiciel remarquable permet la réduction astrométrique sur de nombreuses images sans se fatiguer! De nombreuses fonctions facilitent le traitement "par lot" mais aussi l'exportation des données. Tout ce dont vous avez besoin pour faire vos mesures d'étoiles doubles se trouve dans ce logiciel incontournable. Un autre logiciel développé par Guy Morlet et Maurice Salaman existe également mais moins adapté au traitement "en lot" et donc un peu plus laborieux quand on veut faire beaucoup de mesures. Cela dit, au contraire de "Reduc", les couples tres sérrés peuvent etre mesurés. Je considère qu'un couple est très sérré quand la lumière d'une composante vient influencer celle de l'autre.

La détermination de l'échantillonnage et de l'orientation des images : Pour trouver ces valeurs qui serviront à mesurer toutes les autres étoiles, il faut connaître l'angle et la séparation de l'étalon. Ces informations doivent être saisies dans le logiciel. Il faut ensuite charger les images de l'étoile étalon et faire la mesure de chacune d'entre elles. Si certaines images ne sont pas bonnes alors vous pouvez réaliser un "best of" et ne mesurer que les meilleures. Le logiciel se charge alors de faire le calcul de l'orientation et de l'échantillonnage. Si vous avez pris 3 étalons au cours de la nuit, la valeur finale à retenir est la moyenne des trois.

La mesure proprement dite : Apres avoir obtenu les informations de l'orientation de la caméra et de l'échantillonnage issue de la première étape vous pouvez passer à la mesure des couples de la nuit. Il vous suffit alors de charger les images et de procéder à une réduction automatique ou manuelle en n'oubliant pas de renseigner les valeurs d'étalonnage. Reportez-vous à l'excellent tutorial du logiciel pour comprendre comment fonctionne la mesure proprement dite. Mais en gros, cela se résume à deux clics sur chaque étoiles. Vous obtenez alors les valeurs recherchées moyennes de toutes les mesures sur chaque image à savoir l'angle de position (aussi appelé theta) et l'écartement (aussi appelé rho). Vous pouvez ensuite sauvegarder le fichier de "log" qui comporte toutes ces informations.
Si le couple mesuré est faible et qu'il ne ressort que très difficilement du bruit de fond de l'image (cas d'un signal sur bruit faible) vous pouvez faire un compositage de toutes les trames (toujours avec reduc) et mesurer sur l'image compositée. Le seul inconvenient c'est que vous n'avez plus l'information de l'écart type puisque vous n'avez plus qu'une seule mesure.

Chaque couple doit etre mesuré trois fois sur des périodes relativement rapprochées (quelques semaines). La mesure finale sera la moyenne des trois.

l'evaluation de la precision

Il existe un indicateur qui permet de connaître la précision des mesures : c'est l'écart type. Cette valeur donne une bonne idée de la dispertion des "pointés". Deux écarts types sont à prendre considération, il s'agit de l'écartype correspondant à la mesure des trames et celui qui correspond à la dispersion des trois valeurs (dispersion interne) qui servent à obtenir la mesure moyenne finale. La valeur de l'écart type est donnée par réduc mais il est aussi possible de la calculer en reportant les mesures dans un tableau excel et en appliquant la fonction d'écart type. Toute variation importante des écarts types doit faire l'objet d'une étude approfondies des causes (turbulence, méthode, matériel, réglage...)

Voici mes premières analyses faites sur un echantillons de 44 couples représentant 114 mesures effectuées de Mai à Juillet 2005

Sur les 44 couples mesurés, 11 ont une différence de magnitude >1.5

Sur les 44 couples mesurés 13 ont une séparation > 6 " et 60% des couples sont < 5"

Environ 60% des mesures ont une dispersion comprise entre 0.03" et 0.1 "

Les dispertions >2° correspondent à des couples délicats par la séparation et/ou par la différence de magnitude.

La justesse sera évaluée avec l'étude des variations des valeurs des échantillonnages mesurés à l'aide des couples étalons. Avec une même configuration, toutes les valeurs mesurées doivent être le plus stables possible.

Si l'on retire les couples stf2277 et stt370 qui semblent ne pas etre conformes, mon echantillonnage est compris entre 0,223280 et 0,225020 ce qui fait une fourchette de 0,00174 " / pixel. On le constate avec stf2277 et stt370 : le choix des étalons est crucial car même si ces deux couples étaient dans le fichier des étalons, les valeurs de rho et theta n'étaient pas assez justes (parfois il faut appliquer une variation Hipparcos). Le fichier des couples étalons fait l'objet actuellement de travaux de mise àjour. Donc avant de choisir un couple étalon il est préférable de demander l'avis d'un spécialiste.

Une autre indication de justesse est la comparaison de vos mesures avec les valeurs données par les catalogues de référence comme le WDS, l'Hipparcos et les ephémérides du 6ème catalogue d'orbite (dans le cas de couple orbital)