Voici les quatre étapes que nous allons devoir suivre :
Tous les renseignements nécessaires à l'observation des Supernovae
(SN) AUDE sont regroupés sur la
page des SN du site officiel de l'association. Cette page est maintenue
par Jean-Marie Llapasset qui s'occupe de la coordination des observations.
Sur cette page se trouve la liste des SN à observer actuellement. Nous
choisissons pour cet exemple d'observer la Supernovae SN1998S et cliquons donc
sur le lien : ''Eléments
indispensables pour participer à la campagne de 1998s''. Nous obtenons
alors la page où tous les renseignements nécessaires à
l'observation de SN1998S sont regroupés.
En particulier nous noterons les coordonnées ou le numéro
NGC de la galaxie où est apparue la SN. Ces renseignements nous
permettrons de repérer la galaxie qu'il nous faudra pointer.
Pour SN1998S, nous pouvons lire sur cette page :
Situation :
" SN 1998S is located at R.A. = 11h46m06s, Decl. = +47o29'.0 (equinox 2000.0; based on the KAITimage), which is 16" west and 46" south of the nucleus of NGC 3877 "
Ngc 3877 est à 17 minutes d'arc au sud de l'étoile 63 UMA ,qui, elle même, se trouve a 5 degres au sud de 64 UMA.
SN1998S est donc apparue dans la galaxie NGC3877 aux coordonnées Alpha = 11h46'06'' et Delta = +47°29'.0 Le plus simple est de la repérer dans la carte du ciel du PAP.
Gardez tout de même à l'esprit que ces galaxies ne sont en général pas assez lumineuses pour être visibles au chercheur ou au télescope. Des codeurs de position sont très utiles, en particulier lorsqu'ils sont reconnus par le PAP car il est alors possible de visualiser la position du télescope en temps réel sur la carte du ciel.
Aucune technique spécifique n'est à appliquer lors de la prise de vue. Mais il faut surtout garder à l'esprit notre but : faire une mesure photométrique exploitable de la SN. Nous devons donc capturer une image de la meilleure qualité possible. Il faut respecter scrupuleusement les commandements de l'observateur CCD :
- Prétraiter correctement l'image.
Le flat est à soigner tout particulièrement. Sur l'image, si le
fond du ciel n'est pas parfaitement uniforme, ou si des tâches caractéristiques
de poussières sont présentes, l'image est inexploitable.
- Soigner la mise au point du télescope.
Si la mise au point n'est pas bonne, l'intensité lumineuse sera
étalée sur plusieurs pixels, le signal enregistré
par un pixel sera plus faible, mais le bruit étant identique, le
rapport Signal/Bruit sera plus faible.
- Soigner le suivi et la collimation pour avoir des étoiles bien
rondes.
Si les étoiles ne sont pas rondes, les erreurs de modélisation
seront plus grandes.
- Avoir une focale permettant d'obtenir un echantillonage compris entre
1.5 et 3 secondes d'arc par pixel.
Si l'echantillonage est supérieur à 3 secondes d'arc par pixel,
les étoiles ne seront pas correctement echantillonées, c'est-à-dire
que les étoiles ne sont pas étalées sur suffisamment de
pixels pour pouvoir approcher leur forme originale. La modélisation sera
alors très imprécise. Le cas extrême est celui ou les étoiles
sont contenues dans un seul pixel.
D'un autre côté si l'echantillonage est inférieur
à 1.5 secondes d'arc par pixel, on obtient le même effet que
celui évoqué pour la mise au point.
- Surtout ne pas saturer les étoiles de la photo !
Ne pas oublier qu'un pixel saturé n'enregistre plus aucun photon supplémentaire,
la mesure de magnitude d'une étoile saturée est donc complètement
fausse.
Actuellement, les photos doivent être prises sans filtres car la plupart des observateurs n'en possèdent pas. Une commande groupée de filtres Schott est en cours. Lorsque tous les observateurs en seront équipés, une nouvelle procédure d'observation avec filtres devra être suivie.
Le PAP permet la mesure photométrique par deux méthodes
complètement différentes : la photométrie d'ouverture
et la photométrie par modélisation.
La fonction de photométrie d'ouverture permet la mesure de la luminosité
d'objets étendus comme des comètes ou des galaxies. Elle est inadaptée
à la mesure de SN par différents observateurs. En effet, la présence
de la galaxie en fond rend les mesures dépendantes de la fenêtre
de mesure utilisée. Comme il est impossible d'obtenir la même fenêtre
de mesure pour tous les observateurs, l'observation coordonnée serait
irréalisable.
Nous allons donc utiliser la fonction de photométrie différentielle
par modélisation.
Le principe de la mesure photométrique différentielle est de déduire la magnitude de la SN à partir de celle d'une ou plusieurs étoiles que nous appellerons 'étalons'. Ces étoiles étalons ne doivent pas être des étoiles variables et, si possible, leur magnitude doit être connue avec précision.
La mesure s'effectue en deux temps :
1 ) Etalonnage de l'image en magnitude par mesure du flux lumineux
de l'étalon dont on connaît la magnitude.
2 ) Mesure du flux de la SN dont on déduit la magnitude par
calcul.
Lors de la recherche de la position de la SN sur la page AUDE, vous avez certainement remarqué l'image donnant la position, le nom et la magnitude des étalons choisis :
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Ces étalons ont été choisis parmi les étoiles indiquées par l'International Supernovae Network (ISN). Ce sont des étoiles répertoriées dans le Guide Star Catalogue (GSC). Certaines des ces étoiles peuvent être variables.
Voyons maintenant comment utiliser le PAP pour mesurer la magnitude de cette SN. Voici l'image correctement prétraitée :
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Cette image de 15 minutes de pose à été prise le 13 mars 1998 à 21h48m53s avec un CN212 et une Hisis 22 sans filtres.
