Manuel d'utilisation de Calaphot
[Calaphot]

Generalites

Calaphot est un script dédié à des calculs de photométrie différentielle effectués sur une série d'image, c'est-à-dire qu'il procède au calcul de la magnitude d'astres variables (astéroïdes, par exemple) par comparaison avec la magnitude d'astres de référence. Calaphot utilise abondamment l'interface graphique AudACE et la librairie de fonctions fournies par l'ensemble Audela.

Conventions

Pour la suite de cette documentation, et dans un but de simplification, on va appeler

astéroïde : un astre dont on veut calculer la magnitude. Dans les faits, il peut s'agir de tout astre suppose variable, que ce soit un veritable astéroïde ou une simple étoile.
étoile : un astre dont on va se servir comme référence pour calculer la magnitude de l'astéroïde. Il faut donc que cet astre ait une magnitude constante pour la periode de temps consideree.
astre : de façon générique, tout astéroïde ou étoile tels que précédemment spécifié.
super-étoile : un astre fictif obtenu en additionnant les flux de plusieurs étoiles, et par consequent dont la magnitude est plus faible que toutes les magnitudes des étoiles qui le compose. Ainsi le rapport signal/bruit de cette super-étoile est meilleur (plus grand) que celui des étoiles de référence prises isolément.
séquence : l'ensemble des images dont on veut extraire la magnitude d'un astéroïde. Les images de la séquence doivent obeir à quelques contraintes (cf Limitations sur les images )

Limitations du logiciel

Calaphot ne sait effectuer que des calculs de photométrie différentielle, et ne sait donc pas traiter des problèmes de photométrie absolue autrement plus ardus.
Calaphot ne sait traiter qu'un seul astéroïde à la fois. Le fait de pouvoir en traiter plusieurs à la fois fera l'objet d'améliorations futures de ce script.
Pour les étoiles de référence, Calaphot ne sait pas extraire automatiquement les magnitudes depuis un catalogue, même si les images contiennent des informations astrométriques dans leur entête. Cette liaison avec un ou plusieurs catalogues fera l'objet d'une version future de ce script.

Limitations sur les images

Les images doivent correspondre à un champ stellaire avec un fort recouvrement d'une image à l'autre , de façon à pouvoir être recalées en x,y automatiquement. Si ce n'est pas le cas (comme pour un astéroïde géocroiseur avec un déplacement très rapide sur le fond de ciel, par exemple), il faudra "tronçonner" la séquence en plusieurs sous-séquences dont le recouvrement inter-images soit meilleur. Par contre le recalage photométrique des différentes séquences ne sera pas effectué par le script, et sera donc à faire "à la main".
Les images à traiter ont toutes la même taille c'est-à-dire les mêmes dimensions sur les 2 axes.
Les images ont été préalablement pré-traitées : elles ont été nettoyées des artefacts dus à l'électronique de la caméra, à la température du capteur et au dispositif optique à l'aide d'images de calibration comme les offsets, thermiques (darks) et plats (flats).
Les images doivent être numérotées par un champ numéral à la fin de leur nom de ficher (ex : kandrup_27.fit). Les nombres dans les champs numéraux doivent former une suite sans trous. Il n'est pas nécessaire que le suite commence avec le nombre 1. Et il n'est pas nécessaire que l'ordre de la suite corresponde à l'ordre temporel des images (cf Tri des images par date croissante )

Plan du mode d'emploi

De facon logique, le plan reflète le deroulement normal du script

Saisie des parametres

Dans cette partie, l'opérateur va saisir ou modifier des paramètres de configuration de la session de Calaphot. Dans le cas d'une première utilisation ou dans le cas d'un changement de version de Calaphot, un certain nombre de paramètres reçoivent une valeur par défaut. Dans les autres cas, les paramètres affichés ont la valeur qu'ils avaient reçus lors de la session précédente de Calaphot. L'écran de saisie se présente sous cette forme

Ecran de saisie des paramètres

L'écran est divisé en 3 parties, les 2 premières étant générales pour le script et font l'objet du paragraphe Paramètres généraux , la dernière dépendant du mode de calcul choisi (ouverture, modélisation ou via SExtractor) est décrite au paragraphe Paramètres dépendant du mode de calcul. .

Paramètres généraux

Nom de l'objet : l'utilisateur peut mettre là le nom de l'astéroïde dont il veut déterminer la courbe de photométrie. Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Nom de l'opérateur : l'utilisateur peut indiquer le nom de l'auteur des travaux. Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Code UAI de l'observatoire : permet de repérer l'endroit des prises de vue. Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Type du capteur : il s'agit d'indiquer, s'il est connu, le type du capteur d'image. Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Type du télescope : l'utilisateur peut indiquer le type de l'optique principale utilisée (télescope, lunette ou objectif photo). Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Diamètre du télescope : il convient de préciser le diamètre en mètre de l'optique principale (lentille ou miroir). Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Focale du télescope : on mentionne la distance focale de l'optique utilisée, incluant toutes les optiques secondaires (aplanisseur de champ, réducteur de focale, lentille de Barlow, etc...). Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Filtre optique : l'utilisateur peut indiquer le ou les filtres utilisés durant la prise de vue (R, V, B ou I). Ne rien mettre en l'absence de filtre. Ce champ sera utilisé dans le résumé final s'il est au format CDR.
Nom générique des images : il s'agit du nom des fichiers d'image, sans le chemin d'accès, ni le suffixe numéral, ni l'extension. Exemple : si les fichiers s'appellent /tmp/kandrup_18.fit, /tmp/kandrup_19.fit, ..., /tmp/kandrup_63.fit, on mettra kandrup_ dans ce champ.
Indice de la première image : en reprenant l'exemple précédent, on met 18 dans ce champ.
Indice de la dernière image : en reprenant l'exemple précédent, on met 63 dans ce champ.
Demi-largeur de la fenêtre : la valeur en pixels donnée dans ce champ va définir une fenêtre à l'intérieur de laquelle on va chercher le centroïde des astres. Une largeur faible va accélérer les calculs, mais si les images sont mal recalées, certains astres risquent d'être mal identifiés car situés en dehors de la fenêtre. A l'inverse, une trop grande fenêtre pourrait faire que 2 astres se trouvent dans la même fenêtre, et fausser les calculs. Par expérience, une valeur égale à 2 ou 3 fois le FWHM moyen des images suffit généralement.
Rapport S/B limite : il s'agit de la valeur du rapport signal sur bruit éliminatoire : si au moins un astre (astéroïde ou étoile de référence) a une mesure de rapport S/B en dessous de cette limite dans une image donnée, l'image sera invalidée, c'est-à-dire que que toutes les mesures faites sur cette image seront éliminées (voir Filtrage à partir des rapports signal sur bruit. ).
Gain de la caméra : il faut indiquer ici la valeur du gain inverse en électron/ADU de la caméra. Cette valeur sert pour certains calculs d'incertitude.
Bruit de lecture : il faut indiquer ici la valeur du bruit de lecture en électron de la caméra. Cette valeur sert pour certains calculs d'incertitude.
Nom du fichier texte résultat : nom du fichier (sans chemin d'accès) qui contiendra l'ensemble des résultats numériques des mesures.
Nom du fichier Postscript résultat : nom du fichier au format Postscript (sans chemin d'accès) qui contiendra le graphique de la courbe de lumière.
Affichage des calculs : les boutons définissent le niveau de verbiage des messages dans la console de l'interface Audela. Depuis "Erreur", mode le moins bavard à "Info", mode très bavard.
Mode de calcul : on indique là le mode de calcul de photométrie retenu pour la séquence. Le détail des calculs effectués pour chacun de ces modes est décrit dans la Documentation technique de Calaphot. Le fait de sélectionner une des modes va changer l'aspect de la sous-fenêtre des Paramètres dépendant du mode de calcul. .
Type des images : on indique là si les images ont été préalablement recalées ou pas, c'est à dire si les coordonnées en pixels des étoiles sont constantes ou pas dans toute la séquence.
- images recalées : le mentionner va accélérer les calculs. Sinon les images seront considérées comme non recalées, et un recalage inutile va être systématiquement fait.
  Note:
  : Si les images sont en fait non recalées, alors qu'on a mentionné qu'elles l'étaient, le script va travailler sur les astres "aléatoires" et va vraisemblablement procéder au Calcul de l'âge du capitaine. .
- images non recalées : les images vont être alors recalées pour connaître le déplacement de toutes les étoiles, déplacement relatif à la 1ère image de la séquence. Une fois le vecteur translation connu, on en déduit les coordonnées des étoiles dans les images non recalées. Tous les calculs de photométrie sont faits sur les images non-recalées.
  Note:
  Les algorithmes de recalage procèdent parfois à des filtrages passe-bas destinés à gommer certains effets visuels dus au changement d'échantillonage, ce qui peut nuire à la justesse des calculs de photométrie. Pour cette raison, il est recommandé de travailler sur des séquences d'images non-recalées.
  Pour accélérer les calculs, les résultats du recalage sont stockés, et sont donc ré-utilisés si l'utilisateur est amené à relancer le script sur la même séquence. Ainsi l'utilisateur n'est "pénalisé" qu'une seule fois.
Date des images : il faut indiquer à quoi correspond la date indiquée dans les entêtes FITS des images (début ou milieu de la pose). Le faible degré de normalisation des entêtes FITS est la cause de cette entrée.
Tri des images par date croissante : il faut répondre 'oui' dans le cas où l'ordre de numérotation des images de la séquence ne correspond pas à l'ordre croissant de leur date d'acquisition. En effet, il est nécessaire que le traitement se fasse suivant l'ordre des dates, de façon à pouvoir calculer la position mouvante par essence de l'astéroïde par interpolation linéaire sur les dates précises des images. Il faut noter que le tri des images de la séquence est un processus qui peut paraître long.
Durée de la pose : il faut indiquer l'unité du temps de pose des images. Le faible degré de normalisation des entêtes FITS est la cause de cette entrée.
Format des données : on definit là le type des informations générées dans le résumé à la fin du fichier texte résultat.
Reprise des objets déjà saisis : en répondant 'oui', on saute l'étape de Repérage des astres. , sous réserve que les astres aient été saisis au moins une fois évidemment.
Note:
Si la séquence d'image a changé, il faut impérativement répondre 'non' à ce champ, pour éviter que le script ne travaille sur des étoiles inexistantes et ne passe dans le mode Calcul de l'âge du capitaine. .

Paramètres dépendant du mode de calcul.

Mode photométrie par ouverture

Ecran de saisie des paramètres spécifiques au mode ouverture
- Facteur de division des pixels : pour augmenter la précision des calculs, les pixels sont divisés en sous-pixels (voir les explications techniques). Il faut noter que le temps de calcul du flux d'une étoile va croître comme le carré de ce facteur.
- Rayon de l'ovale intérieur (en fwhm) : on définit une distance exprimée en fwhm qui va permettre de calculer le flux de l'astre dans une ellipse (voir la mesure du flux dans la fenêtre ).
  Note:
  : Cette valeur impacte directement la précision des calculs, et a fait l'objet de [1] (chapitre 5.3) et d'une étude détaillée dans [2].
- Rayon interne de la couronne (en fwhm) : on définit une distance exprimée en fwhm d'une couronne qui va permettre de calculer le niveau moyen du fond de ciel (voir la mesure du flux dans la couronne ).
- Rayon externe de la couronne (en fwhm) : on définit une distance exprimée en fwhm d'une couronne qui va permettre de calculer le niveau moyen du fond de ciel (voir la mesure du flux dans la couronne ).
Mode photométrie par modélisation : il n'y a pas de paramètre spécifique pour ce mode de calcul.
Mode photométrie par SExtractor

Ecran de saisie des paramètres spécifiques au mode SExtractor
- Niveau de saturation (en ADU) : SExtractor a besoin de savoir quel est la plus grande valeur possible d'un niveau de gris. Pour une séquence d'images 16 bits issues d'une caméra d'une linéarité parfaite, ce niveau correspond à $\displaystyle 2^{16} - 1 = 65535$ .

Fin de la saisie des paramètres

L appui sur Annuler va arrêter le script, alors que l'appui sur Continuer va permettre d'indiquer l'emplacement des astres. Dans les 2 cas, tous les paramètres sont sauvegardés dans un fichier et seront repris lors d'une utilisation ultérieure du script.

Repérage des astres.

Le repérage des astres s'effectue en 3 étapes :

Repérage des étoiles de référence.

Il s'agit d'indiquer l'emplacement et la magnitude des étoiles de référence. La première image de la séquence est chargée et affichée, et l'écran ci-dessous s'affiche. Le repérage va se faire sur cette image.

Fenêtre de repérage des étoiles de référence

Ajout d'une étoile : pour ajouter une étoile, il suffit de la sélectionner en dessinant un rectangle autour d'elle, et de cliquer sur le bouton Ajout d'une étoile . S'affiche alors une fenêtre demandant la magnitude de cette étoile, qu'il convient de compléter avant d'appuyer sur OK.
Note:
pour la 1ère étoile, la magnitude proposée est toujours 13,5, puisque l'image n'a pas encore été calibrée. Les étoiles suivantes se voient proposer une magnitude plus conforme à la vraie valeur, puisque la 1ère étoile a pu permettre une calibration photométrique grossière.
Retrait d'une étoile : de la même façon qu'on a pu ajouter une étoile, on peut enlever une étoile de liste des références. On sélectionne l'étoile à ôter et on clique sur Retrait d'une étoile .
Suite du script : une fois toutes les étoiles de référence sélectionnées, on peut passer au Repérage de l'astéroïde. en cliquant sur le bouton correspondant.
Arrêt du script : l'appui sur ce bouton va simplement arrêter le script.

Repérage de l'astéroïde.

Il s'agit d'indiquer l'emplacement de l'astéroïde. Mais comme celui-ci se déplace sur le fond de ciel, l'utilisateur va devoir le repérer dans la première image de la séquence, puis dans la dernière.

Première image de la séquence : cet écran affiche

Fenêtre de repérage de l'astéroïde dans la première image.
- Pos dans la première image : comme pour les étoiles de référence, on sélectionne l'astéroïde et on appuie sur ce bouton.
- Suite du script : une fois l'astéroïde sélectionnée, l'appui sur ce bouton permet passer à la sélection sur la dernière image.
- Arrêt du script : l'appui sur ce bouton va simplement arrêter le script.
Dernière image de la séquence :

Fenêtre de repérage de l'astéroïde dans la dernière image.
- Pos dans la dernière image : comme précédemment, on sélectionne l'astéroïde et on appuie sur ce bouton.
- Suite du script : une fois l'astéroïde sélectionnée, l'appui sur ce bouton permet passer au Repérage des astres indésirables.
- Retour : on peut vouloir revenir sur la première image pour reprendre la sélection de l'astéroïde. Il suffit d'appuyer sur ce bouton, et les coordonnées déjà mémorisées de l'astéroide seront effacées.
- Arrêt du script : l'appui sur ce bouton va simplement arrêter le script.

Repérage des astres indésirables.

Certains astres peuvent s'avérer gênants car ils sont situés proches du trajet de l'astéroïde. L'écran suivant va permettre de les sélectionner afin qu'ils soient effacés de l'image au fur et à mesure de la progression du script dans la séquence.

Fenêtre de repérage des étoiles à supprimer.

Ajout d'une étoile : pour ajouter une étoile indésirable, il suffit de la sélectionner en dessinant un rectangle autout d'elle, et de cliquer sur le bouton Ajout d'une étoile .
Retrait d'une étoile : de la même façon qu'on a pu ajouter une étoile, on peut enlever une étoile de liste des indésirables. On sélectionne l'étoile à oter et on clique sur Retrait d'une étoile .
Suite du script : une fois toutes les étoiles indésirables sélectionnées, on peut passer au Calculs automatiques de photométrie en cliquant sur ce bouton.
Arrêt du script : l'appui sur ce bouton va simplement arrêter le script.

Calculs automatiques de photométrie

Durant cette phase du script, l'écran de l'utilisateur ressemble à ceci

Phase des calculs automatiques.

Les astres repérés par l'utilisateur sont entourés par des petits carrés sur chaque image. Cela permet à l'utilisateur de vérifier que les calculs s'effectuent sur les bons astres.
Un bouton Arrêt s'affiche. L'appui sur ce bouton permet d'interrompre immédiatement le script.
Un graphique de visualisation des premiers résultats photométriques va aussi s'afficher, ce graphique permet juste aux impatients de suivre la progression des calculs qui peuvent parfois durer plusieurs dizaines de minutes. Dans ce graphique, les valeurs de magnitude affichées pour chaque astre sont relatives, c'est-à-dire que les valeurs représentées sont les différences entre la magnitudes calculées pour une image et celles calculées sur la première image de la séquence.
Les détails sur les calculs lancés pour la séquence d'image font l'objet de la Documentation technique de Calaphot , et en particulier du paragraphe Séquencement des opérations.

Résultats

Courbe de lumière

Une fois les calculs terminés, une fenêtre similaire à celle-ci s'affiche

Cette fenêtre est automatiquement sauvegardée au format PostSCript sous le nom saisi par l'opérateur. De même que pour la phase des Calculs automatiques de photométrie , cette fenêtre contient des valeurs de magnitude relative.

Fichier texte

Le logiciel créé un fichier texte de résultats dont le nom a été saisi par l'opérateur. Ce fichier contient 3 parties :

Récapitulation des saisies. Les saisies faites dans les parties Saisie des parametres et Repérage des astres. du script sont résumées sous une forme analogue à celle donnée en exemple ci-dessous.

 * Récapitulation des paramètres
 * Nom de l'objet : kandrup
 * Nom de l'opérateur : Tycho Brahé
 * Code UAI de l'observatoire : 615
 * Type du capteur : Kaf401E
 * Type du telescope : Schmidt-Cassegrain
 * Diamètre du télescope (m) : 0.203
 * Focale du télescope (m) : 2.000
 * Catalogue de référence : USNO A2,R
 * Nom générique des images : z_
 * Indice de la première image : 1
 * Indice de la dernière image : 60
 * Demi-largeur des fenêtres : 10
 * Rapport S/B limite : 20
 * Gain de la caméra (e-/pas codeur) : 3
 * Bruit de lecture (e-) : 20
 * Nom du fichier texte résultat : resultat.txt
 * Nom du fichier PostScript résultat : resultat.ps
 * Mode de calcul : Phot. d'ouverture
 * Type des images : Recalées
 * Date des images : Début de pose
 * Durée de la pose en : Secondes
 * Format des données : CDR
 * Facteur de division des pixels : 4
 * Rayon du cercle intérieur (en sigma) : 3
 * Rayon du cercle central (en sigma) : 6
 * Rayon du cercle extérieur (en sigma) : 9
 *
 * ------------Etoile de référence--------------
 * ----------------------------
 * Etoile n1: 148.00 182.50 13.50
 * Etoile n2: 415.00 466.47 13.80
 * ----------------------------
 * ------------Asteroïde--------------
 * Vitesse de l'astéroïde (pixel/jour)     0.32/   -0.32
 * ----------------------------
 *
 * ------------Pas d'étoile à supprimer--------------
 *
 * Magnitude de la super-étoile 12.887
 *

Calculs de photométrie : Suivent ensuite les résultats des calculs faits image par image. Le niveau des informations données dans cette partie dépend du paramètre affichage des calculs rentré par l'utilisateur. En mode "Info" (mode par défaut), les informations sont analogues à celles qui suivent

 * No      JJ                  | Mag.    Err    Flux    S/N    | Mag.    Err    Flux    S/N    | Mag.    Err    Flux    S/N    | mag.abs | v
 * 00001 2008/04/26 19:56:36.7 | 14.3102 0.0501 0004490 0033.7 | 13.4965 0.0365 0009483 0068.2 | 13.8035 0.0365 0007170 0052.6 | 22.2428 | Y
 * 00002 2008/04/26 20:01:23.5 | 14.3349 0.0501 0004705 0033.4 | 13.4258 0.0364 0010450 0071.0 | 13.8742 0.0364 0007404 0051.4 | 22.3185 | Y
 * 00003 2008/04/26 20:03:32.3 | 14.3436 0.0501 0004555 0033.4 | 13.4957 0.0358 0009925 0069.6 | 13.8043 0.0358 0007498 0053.6 | 22.2919 | Y
 * 00004 2008/04/26 20:05:41.9 | 14.3112 0.0532 0004816 0031.7 | 13.4833 0.0387 0010233 0065.0 | 13.8167 0.0387 0007644 0049.4 | 22.3199 | Y
 * 00005 2008/04/26 20:07:51.5 | 14.3021 0.0498 0005127 0034.0 | 13.5299 0.0363 0010604 0067.7 | 13.7701 0.0363 0008268 0053.6 | 22.3787 | Y
 * etc ...
 *

La dernière colonne indique si l'image sera prise en compte ou pas dans le rapport final.

Résumé final : La dernière partie reprend les informations issus des calculs de photométrie dans un format compatible avec d'autres logiciels. Le choix du type de compatibilité a été défini par l'utilisateur dans le champ Format des données
- Format Canopus : les données sont sensées pouvoir être comprises par ce logiciel commercial MPO Canopus .
- Format CDR : le format CDR est l'appellation du format d'entrée du logiciel CourbRot mis gracieusement à disposition des amateurs par Raoul Behrend, astronome à l'observatoire de Genève. Ce logiciel permet de déterminer les coefficients principaux d'une série de Fourier représentant au mieux la courbe de lumière décrite par les données en entrée. Il a aussi une sortie graphique et est l'outil principal de génération des pages du projet CdR/CdL. Les données au format CDR se présentent sous la forme d'un entête et d'une liste de données analogues à :
```
 * ---------------------------------------------------------------------------------------
 * Format CDR
 * ---------------------------------------------------------------------------------------
 * NOM Kandrup
 * MES Tycho Brahé @615
 * POS 0 120.00
 * CAP Kaf401E
 * TEL 0.203 2.000 Schmidt-Cassegrain
 * CAT USNO A2,R
 * FIL -
 * ; Données traitées par CalaPhot v5.0 sous AudeLA
 *  1 1 20080426.83098 T 14.310  0.050
 *  1 1 20080426.83430 T 14.335  0.050
 *  1 1 20080426.83579 T 14.344  0.050
 *  1 1 20080426.83729 T 14.311  0.053
 *  1 1 20080426.83879 T 14.302  0.050
 *  1 1 20080426.84028 T 14.368  0.059
 *  1 1 20080426.84178 T 14.288  0.052
 *  1 1 20080426.84327 T 14.332  0.053
 *  1 1 20080426.84476 T 14.349  0.050
 *  1 1 20080426.84776 T 14.354  0.059
 *  1 1 20080426.84925 T 14.295  0.052
 *  1 1 20080426.85075 T 14.306  0.046
 *  1 1 20080426.85224 T 14.313  0.046
 *  1 1 20080426.85373 T 14.274  0.049
 *  1 1 20080426.85524 T 14.339  0.047
 * 
```
  L'utilisateur peut, par un copier-coller, récupérer telles qu'elles ces données pour les stocker dans le fichier "courbrot.obs" à partir duquel travaille Courbrot

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