brno92

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  1. J'ai pu observé l'astéroïde Nissen mag 16.9 le 25 Janvier de 20h47 à 23h07 TU 558 images de 10 secondes chacune Première image à gauche : c'est une image calibrée de 10 secondes, en début de période où l'on voit l'astéroïde Première Image à droite : ces ont les 558 stackées où l'on voit clairement la trajectoire de l'astéroïde Deuxième image à gauche : stack de 60 images soit 10 minutes : on voit Nissen au début de la trajectoire Deuxième image à droite : idem mais en fin de session Calcul de la position à 20h47 : Mesurée : AR : 6h34'30.3 DEC : 35 48 23 Éphéméride : AR : 6h34'30.2 DEC : 35 48 22 Pour Varuna, j'ai essayé, mais la magnitude est trop faible ! En plus il se déplace plus vite ! Mag 20 : pas possible Si tu veux des .fit, dis le moi Qu'en pense tu ?
  2. Juste pour indiquer que QHYCCD est en train de développer une nouvelle version du software (camera et driver) permettant un mode natif "single shot" et non simplement un échantillonnage du buffer de la camera. Ceci permettra de supprimer un défaut majeur qui est que l'image que j'obtiens n'est pas en général l'image que je demande, mais une précédente !! (décalage dans les filtres, étoiles qui bougent pendant le guidage ou pendant un slew fait pourtant avant l'acquisition, erreur de temps dans l'en-tête FIT). Et permettre enfin d'utiliser la sensibilité exceptionnelle des chips CMOS Sony et Gsense de manière simple ! Je ne sais pas si cette modification nécessitera une évolution du firmware pour les autres cameras utilisant le driver QHYIII , mais c'est le cas pour la QHY 42. Voir : https://www.qhyccd.com/bbs/index.php?topic=6713.15
  3. Aurais tu une suggestion d'objet faible à observer à titre de comparaison ??
  4. Dès que le ciel se fera un peu plus clément, je ferai un essai sur un objet faible
  5. Troisième et dernière partie des mesures effectuées avec la caméra QHY42 : mesure du transit d'exoplanètes et comparaison avec d'autres caméras. En résumé, l'approche consistant à prendre 2500 images de 4 secondes (limite de la saturation du full well), puis de les réduire à 160 images de 60 secondes permet de produire des mesures d'excellente qualité et souvent meilleures que celles fournies par des caméras plus conventionnelles à diamètre de télescope équivalent. Même si cette caméra est d'un usage assez difficile, on peut tirer pleinement profit de son QE très élevé (95%) et de son large spectre notamment en proche IR (60% à 800 nm). bonne lecture ! Transit Measures with QHY 42 Camera.pdf
  6. @Gribol Encore un commentaire à propos de la phrase : "- Le choix des étoiles de comparaison au niveau des indices de couleurs (le plus proche possible de l'étoile à mesurer)" C'est ce que dit la théorie et notamment Bruce dans son livre en expliquant très bien pourquoi !!! (le bleu absorbe plus que le rouge lorsque la masse d'air augmente; c'est pourquoi il a fait construire un filtre dit CBB qui coupe les bleus mais laisse passer les infra rouges moins sensibles à l'absorption atmosphérique et permettant en plus de récupérer beaucoup de flux si votre caméra le permet !! Et la QHY 42 est très sensible dans l'infra rouge ;))) Mais la réalité est plus complexe (comme toujours) ! Si le transit est court et si la masse d'air faible (1.0 - 1.2) la différence de couleur joue très peu : si vous avez la chance d'avoir une étoile check assez proche, un peu plus lumineuse que l'objet, de couleur pas trop différente, n'hésitez pas. Dans mon logiciel qui optimise le poids des étoiles de comparaison, les résultas sont parfois surprenants !! Souvent une étoile qui a tout pour être un bon candidat (proche, même couleur, un peu plus lumineuse) s'avère une catastrophe dans la régression (en clair, si vous l'éliminer, l'écart type s'améliore brutalement t) . Parfois pas d'explication, mais souvent : c'est une étoile double (pas très visible) et donc un shift d'un pixel aura une influence très forte sur le flux, et encore plus souvent il y a un bad pixel (soit dedans soit à proximité). A ce propos, je conseille vivement avant de commencer une série de mesures de décaler un tout petit peu le télescope et de bien regarder s'il n'y a pas de bad pixel à l'endroit du l'objet à mesurer. En effet, si c'est le cas, toutes les mesures seront inutilisables !!!
  7. En fait cela dépend plus de la précision de l'analyse astrométrique de PinPoint (en général 0.2 pixel pour la plaque, soit 0.3 - 0.5 pour le centre) que de la précision de la monture qui est de l'ordre aussi de 0.2-0.3 sec pour un recalage En fait je suis toujours en dessous du pixel, pour le recalage lui-même. Mais avant de recentrer, la monture a pu se décaler de 2-3 pixel sur une durée de 30 - 60 secondes. Avec des images toutes les 2 secondes, je recale tous les 15 images, ce qui est largement suffisant. L'amélioration pourrait venir de Maxim DL lui-même : le calage astrométrique prends du temps et n'est pas toujours opérationnel (parfois, il ne trouve pas la position du tout!) et du coup à moins d'avoir l'oeil rivé sur les mesures (c'est pas mon truc!!) la manip s'arrête !! et il faut relancer à la main! L'idéal serait pouvoir choisir l'algo de rentrage notamment "astro star matching" (comme c'est possible dans la fonction stack!) et non systématiquement "astrometric" : cela serait d'une précision équivalente voire meilleure, beaucoup plus rapide et beaucoup plus fiable. Je n'ai jamais eu le temps de leur passer le message ! Je ne sais pas du tout ce que donnerait cette méthode avec une monture moins performante, mais au départ j'ai eu une monture EQ6 avec un interface ASCOM (un très grand merci au passage à l'équipe qui a développé EQASCOM, multipliant les qualités de cette monture assez bon marché !) et j'ai été très surpris de la qualité de cette monture à partir du moment où elle était pilotée par Maxim DL y compris en recentrage. C'était sans doute pas au pixel près mais pas très loin !
  8. Au sujet de la modélisation du transit, j'ai bien sur commencé avec les feuilles Excel de Bruce Gary, et j'ai beaucoup ramé !! Ensuite, j'ai fait pendant longtemps un pré-traitement assez simple en Excel avant de procéder à une simulation avec le site ETD. L'ennui, c'est que dès que vous voulez voir l'impact de prendre tel ou tel jeu d'étoiles de référence, que vous voulez voir l'impact du rayon d'ouverture, du temps de pose (en moyennant) cela devient très vite fastidieux !! En plus, le site n'est pas complètement à jour par rapport au site de la NASA sur les candidats et leurs paramètres. D'où l'idée d'écrire un software complet correspondant à mes besoins, et en local !!! Aujourd'hui, je m'en sers systématiquement et je n'envoie les mesures à ETD que pour publication finale. Si le jeu vous tente, soit je vous donne une copie de mon logiciel (avec strictement aucune garantie !!) soit je vous donne quelques références documentaires qui permettent de gagner beaucoup de temps : - FitProcedureDescription-Pejcha2008 : c'est algorithme utilisé par ETD lien : http://var2.astro.cz/ETD/FitProcedureDescription-Pejcha2008.pdf - Mandel & Agol, Transit Light Curves : modélisation du transit (utilisé dans Pejcha) lien : http://iopscience.iop.org/article/10.1086/345520/fulltext/16756.text.html - Detection and characterization of extrasolar planets: the transit method (Claire Moutou1 and Frédéric Pont2) http://sf2a.eu/goutelas/2005/chap03-moutou.pdf - Pour l'algorithme de régression non linéaire (Gauss Newton) https://fr.wikipedia.org/wiki/Algorithme_de_Gauss-Newton - Et pour les bibliothèque matricielles (pratique !! déjà écrit en VB) : https://codes-sources.commentcamarche.net/source/44258-inversion-de-matrice-resolution-de-systemes-d-equations-lineaires Voici quelques exemples d'utilisation : Choix d'un candidat à partir du catalogue de la NASA (téléchargeable dans l'application) Mesures moyennisées à partir d'un fichier en sortie de MaximDL : Affichage des mesures brutes de toutes les étoiles (objet et checks) (permet d'identifier des points aberrants) Et enfin et surtout, la réduction des données sur le modèle de transit : et cerise sur le gateau, les prédictions pour un jour donné !!
  9. Pour revenir un peu sur la discussion et à Bruce Gary ! D'abord son livre est une mine d'or à lire et à relire si vous voulez faire de mesures de transit d'exoplanètes ! Celui-ci résume bien la confusion souvent faite entre un temps de pose de n xT et la moyenne de n mesures d'un temps T : "The only improvement in reducing scintillation by using longer exposures comes from the fact that a 4-minute exposure can be obtained more quickly than four 1-minute exposures (due to the difference in number of image downloads). This fact is apparently not appreciated by even some professional astronomers (two that I know about). This warrants repeating (slightly reworded): The average of four 1-minute exposures will exhibit the same level of scintillation as a single 4-minute exposure. Using the previous example, in which a 4-minute exposure has a 7% advantage in duty cycle compared to 1-minute exposures, we can calculate that a sequence of 4-minute exposures will have a 3.4% lower scintillation per unit of observing time than the sequence consisting of 1-minute exposures, due simply to the slight improvement in duty cycle (sqrt(1.07) = 1.034). The same argument can be applied to Poisson noise (described in Chapter 20). The fractional uncertainty of a flux measurement due to Poisson noise is proportional to 1/flux1/2 and since flux is proportional to exposure time the same 1/g1/2 relationship exists between Poisson noise and exposure time. This leads to the same rule stated above for scintillation: The average of four 1-minute exposures will exhibit the same level of Poisson noise as a single 4-minute exposure. I hope these concepts are clear because they are the basis for a lot of observing strategy formulation. It has always puzzled me that “information rate” concepts are lacking from all the text books aimed at amateur astronomers, so I feel the need to compensate for this lack by emphasizing it here." Deuxième sujet sur le thème "l'étoile doit rester sur le même pixel" , qui est de loin une assertion beaucoup trop extrême et cela pour deux raisons : prenons un FWHM courant de 3.5 arc sec, un set up camera-FL de 1 arc sec par pixel (ce qui est optimal) : en photométrie d'ouverture, il est important de mesurer une part importante du flux, soit environ 98% pour une précision de quelques mmag. (voir encore Brune Gary pages 69) : ceci correspond à un rayon d'ouverture compris entre 2.5 (pour les téméraires) et 3.5 (pour les prudents, mais on perd en SNR!) fois le FWHM. Dans notre cas, cela correspond donc à une ouverture de 10 ou 12 pixel. Si l'on choisit un rayon de 12 pixel, cela veut dire que l'on mesurera le flux lumineux sur 450 pixel !!! (et non sur un seul, même si les pixels centraux sont plus illuminés que les pixels du bord !). Un variation de quelques pixels n'est donc pas dramatique ! Cela m'a donné idée de mesurer concrètement ce qui se passe lorsque l'étoile objet n'est plus centrée sur le même pixel : pour cela j'ai pris un flat au hasard et je l'ai calibré, comme j'aurai calibré ma mesure, c'est à dire en y incluant un master flat. Puis j'ai mesuré le flux moyen de l'ouverture (12 pixels) aux quatre points cardinaux décalés de deux pixels. Résultats : Résultat une erreur de 0,64 mmag ! quasi négligeable donc ! Au vu de cela, je me suis dit que se passe-t-il si je décale de 24 pixel, soit le double du rayon d'ouverture (c'est à dire en fait si mon étoile objet se trouve avoir shifté un peu n'importe où !!) Résultat une erreur de 2,4 mmag : ce n'est plus négligeable mais pas forcément majeur vis à vis d'autres paramètres comme le bruit du ciel ou encore la variabilité de celui-ci ou encore la scintillation. En conclusion, maintenir le centre de l'étoile cible à 2-3 pixels suffit amplement pour des mesures de qualité.
  10. Sur le plan théorique pur et statistiquement, une exposition de 10 secondes est exactement équivalente à 10 expositions de 1 seconde en ce qui concerne le rapport signal bruit (et condition bien sur que le read noise soit négligeable par rapport au reste). Pour la scintillation, celle-ci baisse exactement dans les mêmes proportions. Cela se comprend assez bien "naturellement" puisqu'a priori le CCD ne sait pas faire la différence entre un flux d'électrons de 10 secondes et un flux qui arriverait comme 10 fois de manière successive un image de une seconde! Sinon, cela se démontre aussi mathématiquement! D'ailleurs Bruce Gary met en garde sur la tentation de pratiquer des moyennes mobiles qui ne représentent pas la réalité statistique : seule la moyenne représente une réalité, et si en prenant la moyenne de toutes les 3 ou cinq mesures, l'on diminue l'erreur des mesures résultantes, on diminue aussi hélas le nombre de points mesurés !!! C'est exactement le même phénomène ici : en prenant une moyenne de 30 mesures de 1 seconde, j'ai une mesure bien plus précise... mais je n'ai plus qu'un point (au lieu de 30!). Pour mieux comprendre ce phénomène, j'ai pratiqué une "Analyse du stochastic error budget" (d'après Bruce Garry)" sur les images acquises dans mon papier: L’analyse de la provenance de l’erreur de mesure entre 2 sec, 9x2sec et 30x2sec est intéressante : Sur une seule image de 2 secondes, l’erreur vient essentiellement de l’ouverture, elle même provenant essentiellement de la fluctuation du ciel (voir résultats ci-dessous) Sur 9 images de 2 secondes, soit un temps d’intégration de 18 secondes, l’erreur sur le ciel est comparable à l’erreur due à la distribution de type Poisson, mais c’est la scintillation qui devient dominante. Sur 30 images de 2 secondes, l’erreur due la la loi de Poisson devient prépondérante par rapport à l'erreur d'ouverture (tout en restant très faible), mais l’erreur due à la scintillation baisse aussi fortement (car cette erreur est proportionnelle à 1 / SQRT (exposure time) tout en devenant prépondérante par rapport aux deux autres. Au delà, la précision n'augmente plus car c'est l'erreur d'arrondi du fait de la conversion AD sur 12 bits ( soit 1/4096) qui devient prépondérante! (non prise en compte ci dessus) Il faut noter aussi une grande concordance entre la théorie et les mesures réelles en termes d’écart type (sauf dans le premier cas, qui reste à investiguer) J'insiste sur le fait que les écarts types sont des écarts mesurés avec les données acquises, ce qui consolide clairement l'approche. En fait, je ne fais pas des mesures de 2 secondes avec la QHY 42 pour me faire plaisir, mais simplement parce qu'elle sature très vite du fait de sa sensibilité et du faible puit d'électrons de chaque pixel lorsque le gain est élevé. Mais l'intérêt est bien sûr important car le gain lié à cette sensibilité permet de mesurer avec la même précision des étoiles d'environ 2 magnitudes plus élevées qu'avec la FLI 11002. Mon télescope est un RILA fast Officina Stellare de 400 mm et F5.3 et la monture, un monture ASA direct drive DM85 plus : c'est vrai que cela aide ! En ce qui concerne le suivi, je suis d'accord complètement sur l'importance théorique de rester sur le même pixel. Le suivi de mon set up est d'environ 2-3 pixel tous les 30 à 60 secondes selon la position dans le ciel. Après de multiples essais de guidage allant du suivi en parallèle (inutile), à un OAG prisme (épuisant et impossible en remote), à la solution ONAG X M d'innovationsforesights (pas mal, mais tout le flux IR va dans la caméra guide et échappe à la mesure !). La solution que je retiens est de pratiquer un recalcul automatique astrométrique du champ (avec PinPoint) et recalage slew du telescope (précis au 2/10 d'arc seconde) (feature standard dans Maxim DL) et ceci tous les 30 ou 60 secondes. Ceci garantit un suivi entre un et deux pixel près En fait il y a un peu de marges : le seing étant souvent moyen de 3 arc sec environ soit près de 3 pixels, la mesure va s'effectuer sur un rayon de 10 à 12 pixel et la moyenne fluctue donc beaucoup mons vite que si l'étoile était sur un pixel (ce qui est absolument à proscrire d'ailleurs) (en revanche il faut absolument éviter tout dead pixel dans les environs !) Pour les étoiles de comparaison, je prends en général environ une dizaine de comparaisons, et le logiciel que j'ai écris de calcul de la meilleur courbe fittant les mesures optimise le choix et les poids attribués à chaque comparaison. Ceci moyennise aussi beaucoup les erreurs liés au guidage. Il est intéressant de constater que lorsque le ciel est très dégagé et homogène, le logiciel garde des étoiles de comparaison assez lointaines, alors que lorsque le ciel est de qualité médiocre et surtout changeant, le logiciel ne retient que des étoiles proches (ce qui est intuitif!). En fait, l'essentiel de l'erreur vient de l'étoile à mesurer et non des étoiles de comparaison (si bien sur celles ci sont correctement choisies !). Tout cela est bien sûr à consolider par l'expérience, dès que le ciel (pourri depuis 4 mois !!!) voudra bien se dégager avec des mesures concrètes de transits avec la nouvelle caméra ! Pour info en annexe, une mesure de HAT P 32b effectuée avec la FLI 11002 en décembre 2017 et dépouillée avec mon logiciel (d'après Ondrej Pejcha - identique au model fitting du site ETD exoplanet mais entièrement ré-écrit en VB )
  11. Enfin, un peu de ciel clair pour faire quelques images, M33 en l'occurence Comparaison de photos faites avec une camera Starlight SX 694 doté d'un capteur Sony ayant une très bonne efficacité quantique (tp=30 secondes) et une photo de 150x2 secondes QHY42. La différence est assez flagrante. Il faut environ 90 secondes avec la SX 694 pour atteindre le même SNR que la QHY 42. La deuxième image est 150 x 2 secondes QHY 42 (G=7, soit 0.45 e-/ADU) : pas mal pour juste 5 minutes d'exposition
  12. @Dolguldur : merci du compliment ! En fait, j'ai beaucoup hésité et beaucoup galèré sur ce sujet de la QHY 42, et je me suis dit, faisons un petit effort pour rédiger tout ce qui m'a pris 6 mois à acquérir pour le partager avec les autres !!
  13. Pour la qualité du logiciel de la QHY42, j'aimerai être précis ! L'installation n'a été possible qua grâce au support du Dr Qin lui-même ! Maintenant que j'ai vu, je peux installer drivers et autres composants sans problème, mais la première fois c'est pénible (beaucoup à cause de Windows 10 il est vrai - avec 7 et 8 no problemo). !! Disons que les choses s'améliorent ! Je suis totalement en remote ! et le système est stable ! Des difficultés pour passer en USB 3 à travers une connection IP. Finalement, cela marche OK avec une passerelle SILEX 600, à condition de ne pas descendre en dessous de 0,5 sec de temps de pose. Les problèmes sont plutôt : - l'offset a besoin d'être réglé deux fois pour être pris en compte (avec Maxim DL)(Mystère !) - quand on déconnecte la caméra, ML plante (ainsi d'ailleurs que tous les autres softs) - mais les drivers semblent sains et fiables J'ai pu prendre 4 heures d'images de 2 secondes sans problème et aucun arrêt. Voilà pourquoi c'est agaçant mais pas fatal !! (c'est vrai aussi pour qui a connu le soft de FLI, c'est une grosse régression ;))
  14. J'ai acheté une caméra QHY42 en avril 2018, en comptant sur son extrême efficacité (QE et bande passante) pour améliorer les mesures de transit d'exoplanètes. J'ai d'abord mesuré les paramètres de la caméra, parce qu'il y a très peu de données sur ce sujet, y compris sur le site de QHYCCD. C'est la première partie de la pièce jointe Puis, j'ai ensuite essayé la caméra "sur le ciel" et notamment sur la précision que l'on peut atteindre sur des mesures de flux d'étoiles. En résumé, je en regrette pas cet achat avec deux remarques : - le logiciel d'acquisition est encore assez buggé, ce qui énerve pas mal !! mais n'est pas fatal - il est nécessaire de changer l'approche concernant les longues poses : la caméra extrêmement sensible (c'est une qualité) sature très vite (c'est un défaut) il ne faut pas hésiter à changer des poses de 60 secondes par 30 poses de 2 secondes par exemple. Mais le résultat est très prometteur !! N'hésitez pas à me contacter pour plus de détail Bruno Mesures QHY42 %22on sky%22 .pdf Mesures QHY42 testbed V3 .pdf