La caméra Audine a été étalonnée photométriquement en observant de nombreuses étoiles distribuées dans des régions du ciel appelées des Selected Area. La magnitude de ces étoiles dans le système BVRI est bien connue au travers de données cataloguées. L'observation de ces étoiles avec Audine, en utilisant des filtres BVRI et un télescope donné, conduit, après analyse, à étalonner dans un système photométrique standard le dispositif complet d'observation. Il faut remarquer que les coefficients de calibration fournis par la suite sont normalement dépendant de la localisation de l'observatoire, de la hauteur des objets au dessus de l'horizon et plus généralement, des conditions atmosphériques régnant au moment de l'observation. Il existe par ailleurs des différences significatives de sensibilité spectrale d'un CCD KAF-0400 à l'autre. Il faut donc considérer ces coefficients comme des données indicatives moyennes sur le signal observé en fonction du domaine spectral.
Les filtres Schott utilisés pour reconstituer les bandes passantes
du système BVRI sont les suivant :
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1 mm de BG12 + 2 mm de GG385 + 1 mm de BG18 |
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2 mm de GG495 + 1 mm de BG18 + 1 mm de WG305 |
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2 mm de OG570 + 2 mm de KG3 |
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3 mm de RG9 + 1 mm de WG305 |
Le site d'observation se situe dans la proche banlieue Toulousaine, à Ramonville Saint-Agne (code UAI 959). Les étoiles ont été observées à une hauteur moyenne au dessus de l'horizon de 50°.
Le télescope est une flat field camera de 190 mm à F/D=4,
ayant une obstruction centrale de 0.3. Les données ont été
analysées avec le logiciel QMiPS32. La caméra Audine utilisée
est une version prototype, proche du modèle de série.
Le tableau ci-après donne le signal relatif observé en
fonction du filtre sur une étoile de type spectral G0 (B-V = 0.58,
V-R = 0.52, V-I = 0.93) :
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Les données ci-après donnent les équations de rattachement entre le système des magnitudes instrumentales de l'équipement décrit ci-dessus et les magnitudes cataloguées. Les magnitudes instrumentales sont ramenées à un temps de pose de 60 secondes.
b, v, r, i, M sont les magnitudes instrumentales
B, V, R, I sont les magnitudes catalogues
En 60 secondes, le signal serait de 500/2=250 pas de quantification. Transformons ce signal en magnitude instrumentale en utilisant la formule de Pogson définissant le système des magnitudes :
m = -2.5 log (signal en pas de quantification)
soit :
m = -2.5 log (250) = -5.99
Comme nous cherchons une magnitude R, nous aurons m = r = -5.99
D'après la troisième équation de la table ci-avant, nous pouvons écrire :
R = r + 21.616 + 0.043 (V-R)
soit :
R = -5.99 + 21.616 + 0.043 . 0.4 = 15.64
La magnitude R recherchée est donc 15.64.
La même étoile observée sans le moindre filtre donnerait en 60 secondes de pose une magnitude instrumentale de :
M(sans filtre) = R – 23.197 – 0.033 (V-R) = 15.64 - 23.197 - 0.033 . 0.4 = -7.57
soit un signal en pas codeurs et en 60 secondes de pose :
Signal en pas codeur = 2.512-M = 2.5127.57 = 1067
Le rapport de signal entre une image sans filtre et une image en R est donc de 1067/250=4.27, soit la valeur indiquée dans le tableau des flux relatifs.
Le nouveau CCD Kodak KAF-0401E change sensiblement les données ci-dessus en raison d'un accroissement global de la sensibilité, particulièrement notable dans la partie bleue du spectre. Ce CCD est compatible avec la caméra Audine au prix de modifications mineures.
Un rattachement photométrique a été effectué avec une Audine équipée d'un KAF-0401E. Voici le résultat trouvé pour les bandes B, V, R, I en observant le champ SA101 :
b, v, r, i, M sont les magnitudes instrumentales
B, V, R, I sont les magnitudes catalogues
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Le tableau suivant montre de combien est plus sensible un CCD KAF-0401E
par rapport à un KAF-0400 lorsqu'on observe une étoile de
type spectral G0 :
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