Photométrie

Par Cyril Richard

Dans ce tutoriel, nous allons explorer les capacités de Siril à effectuer des traitements photométriques afin d’afficher une courbe de lumière d’une étoile variable.

DY Pegasi, étude d’une variable à courte période

Résolution astrométrique

Je possède une séquence de 46 images FITS trouvées il y a quelques temps sur le web. Ces images sont excellentes pour servir d’exemple.

Séquence dypeg chargée dans Siril

Séquence dypeg chargée dans Siril

La première difficulté est de repérer l’étoile variable dans l’image. Chose aisée dans certains cas, cela peut s’avérer plus compliqué quand on ne connaît pas le champ photographié : ce qui est le cas ici étant donné la provenance des images. L’outil Résolution Astrométrique de Siril s’avère dans ce cas là un outil précieux. Sur cette série d’images, je ne connais ni la focale utilisée, ni la taille des pixels de l’imageur. Il faut donc y aller par essais successifs en fixant une valeur de taille des pixels de façon totalement subjective, et faire varier la focale itérativement. Très rapidement, on arrive au résultat donnée dans la figure ci-dessous. La résolution astrométrique a été faite sur la première image de la séquence.
En tâtonnant un peu, on arrive à trouver des paramètres satisfaisant pour réussir l’astrométrie. A noter que j’ai volontairement décoché l’option qui retourne l’image si celle-ci est en miroir car je ne veux pas que l’image soit dans un sens différent des autres de la séquence.

En tâtonnant un peu, on arrive à trouver des paramètres satisfaisant pour réussir l’astrométrie. A noter que j’ai volontairement décoché l’option qui retourne l’image si celle-ci est en miroir car je ne veux pas que l’image soit dans un sens différent des autres de la séquence.

La console affiche alors les paramètres astrométriques suivant :

20:48:50: Findstar: processing...
20:48:51: Catalog PPMXL size: 411 objects
20:48:51: 27 pair matches.
20:48:51: Inliers:         0.926
20:48:51: Resolution:      1.387 arcsec/px
20:48:51: Rotation:       +0.48 deg 
20:48:51: Focal:        1338.67 mm
20:48:51: Pixel size:      9.00 µm
20:48:51: Field of view:    31' 48.15" x 28' 27.07"
20:48:51: Image center: alpha:  23h08m54s, delta: +17°08'31"

La résolution astrométrique réussie, on a maintenant accès à tout un lot de fonctionnalités intéressantes. Ici, on va utiliser la recherche d’objet en cliquant droit sur l’image, puis sur Chercher l'objet (ou bien en utilisant le raccourci ctrl + /). Une petite boite de dialogue avec une zone de texte s’ouvre. Il suffit de rentrer à nouveau le nom de la variable DY Pega et de valider avec la touche Entrée.

On rentre à nouveau le nom de l’étoile variable.

On rentre à nouveau le nom de l’étoile variable.

L’étoile variable DY Pega est alors annotée, et cela va grandement nous aider par la suite.
L’étoile variable est maintenant annotée.

L’étoile variable est maintenant annotée.

Photométrie de la séquence

Maintenant que nous avons repérer l’étoile au centre de notre attention, nous pouvons commencer l’analyse. Il faut en tout premier lieu aligner les images les unes avec les autres si elles ont des décalages entre elles, cela simplifiera l’analyse d’une même étoile sur toutes les images de la séquence. Rien de plus simple dans notre exemple car le nombre d’étoiles par image est largement suffisant. Le choix de l’alignement se porte donc sur Alignement global. Une particularité cependant est à noter ici : la case Translation seulement est cochée, et ce, pour plusieurs raisons:

  • La première d’entre elles est que cette option permet d’économiser de la place sur le disque dur car aucune nouvelle séquence n’est créée : les informations d’alignement sont conservées dans le fichier .seq.
  • Enfin cela permet également d’éviter de créer des images où les pixels sont interpolés (lorsqu’il y a de la rotation), et les données brutes sont ainsi conservées. Si les images possèdent un petit décalage en rotation, cela n’est absolument pas problématique dans notre cas.

L’alignement des images est une étape essentielle pour réussir la photométrie de la séquence.

L’alignement des images est une étape essentielle pour réussir la photométrie de la séquence.

Dans mon exemple, l’alignement s’éxécute sans encombre en un temps très court.

21:47:25: Sequence processing succeeded.
21:47:25: Execution time: 8.31 s.
21:47:25: Registration finished.
21:47:25: 46 images processed.
21:47:25: Total: 0 failed, 46 registered.

Une fois les images alignées on peut passer à la partie photométrie de la séquence. Pour ce faire, nous allons commencer sur l’étoile variable, en traçant une sélection tout autour (le clic du milieu permet de tracer automatiquement un carré de dimension généralement suffisante). Puis, à l’aide d’un clic droit pour faire apparaître le menu, on choisit PSF pour la séquence.

La photométrie est faite sur l’étoile variable pour toutes les images de la séquence.

La photométrie est faite sur l’étoile variable pour toutes les images de la séquence.

La photométrie est alors exécutée sur toute la séquence. Il est maintenant possible d’afficher différentes courbes dans l’onglet Graphique : rondeur, FWHM, amplitude, magnitude, fond de ciel et les positions en X et Y. La courbe du fond de ciel est très intéressante. Elle nous permet d’en apprendre plus sur l’évolution des images lors de la soirée. Ici, on observe une montée constante en luminosité. Cela rend d’autant plus important la sélection d’étoiles supplémentaires afin de servir de référence et d’enlever cette ligne de base qui n’est absolument pas constante.
Courbe du fond du ciel. On note très clairement que les images s’éclaircissent au fur et à mesure de l’avancée de la séquence.

Courbe du fond du ciel. On note très clairement que les images s’éclaircissent au fur et à mesure de l’avancée de la séquence.

Une autre courbe nous intéresse ici tout particulièrement : la magnitude. Elle est donnée en valeur relative, et seules les variations comptent, pas les valeurs absolues. On voit sur la figure ci-dessous une courbe en cloche, synonyme de la variabilité de l’étoile.
Courbe de la magnitude de l’étoile telle qu’on peut l’afficher dans l’onglet Graphique.

Courbe de la magnitude de l’étoile telle qu’on peut l’afficher dans l’onglet Graphique.

On cherche maintenant à effectuer la photométrie sur les étoiles de référence. Idéalement il faut choisir des étoiles qui ne sont pas variables, ou au moins avec une variabilité négligeable par rapport à l’étoile analysée. Si on ne connaît pas les étoiles en périphérie de DY Pega, une option peut s’avérer utile :

  • On sélectionne une étoile
  • Clic droit -> PSF (pas sur la séquence cette fois)
  • Clic sur Plus de détails sur la nouvelle fenêtre ouverte.
  • Une fenêtre internet s’ouvre avec les données sur l’étoile sélectionnée

Ici, dans un but didactique, je n’ai volontairement pas poussé l’analyse autant en profondeur en choisissant au hasard 3 étoiles de référence. On essayera cependant de prendre des étoiles à la luminosité assez semblable, et situées pas trop près du bord de l’image (Attention à ce que l’étoile soit présente sur toutes les images de la séquence !!). Après sélection de chaque étoile, relancer l’analyse PSF pour la séquence.

Trois étoiles de référence ont été choisies dans l’image.

Trois étoiles de référence ont été choisies dans l’image.

Lorsque l’on affiche les courbes de magnitude, le bouton Courbe de Luminosité se dégrise et permet d’afficher, comme son nom l’indique, la courbe de lumière de l’étoile variable. Un fichier de données est également enregistré à des fins d’analyse plus poussées. Attention cependant, l’affichage d’une telle courbe nécessite l’installation au préalable du logiciel gnuplot.
Courbe de luminosité de DY Pega.

Courbe de luminosité de DY Pega.