Double et Tavelures 2

 

 

Résultats complets

STF202AB

STF333AB

DA_5

STF795

STF948AB

STF1291AB

STF1333

STF1523AB

STF228

STT20

STT38

BU 4

STF511

BU 720

AC 1

STF59

STF113

STF138

STF147

STF162

STF186

STF269

STF285

HU 544

STF400

STF425

STF521

STF644AB

STF652

STF734AB

STF3050AB

STF2878AB

STF2909AB

STF2950AB

STT12

STT515AB

STT346AB

HDS473

HU304

 

 

 

Accueil Remonter

Mission T60 (Speckles Pic II) du mois de Novembre 2008 (17/11/2008 au 24/11/2008)

Étoiles doubles et Tavelures page 1

Les résultats :

Tous les résultats détaillés sont disponibles sur les liens se trouvant dans la bordure gauche de cette page :

            Venons en maintenant au rapport des mesures proprement dit. Le tableau suivant récapitule à la fois les mesures directes (lorsque ces dernières se sont avérées possibles) et les mesures effectuées sur les pics de la cross corrélation :

Les colonnes Airmass et hauteur correspondent respectivement à l’épaisseur de couche d’air et a la hauteur de l’astre, calculés au moment de l’acquisition de la vidéo, à l’aide du logiciel Prism. Les magnitudes sont extraites du WDS.

WDS NOM usuel

Const

Airmass

Hauteur

Orbite

Magnit.

(WDS)

Mesure directe

Cross-correlation

Couples privilégiés

Epsilon (")

Moyenne Théta

Epsilon (")

Moyenne Théta

STF 202  

Psc

1.4784

+42°29'18"

*

4,1 5,2

 

 

1.83

265.78

STF 333 

Ari 

1.0999

+65°21'25"

 

5,2 5,6

1.36

207.48

1.40

208.61

DA 5

Ori

1.42626

+44°26'52"

 

3,6 4,9

 

 

1.76

76.02

STF 795

Ori

1.24778

+53°12'54"

 

6,0 6,0

1.04

218.98

1.06

219.00

STF 948AB

Lyn

1.0432

+73°25'46"

*

5,4 6,0

1.86

69.39

1.87

69.50

STF 948AC

Lyn

1.0432

+73°25'46"

 

5,4 6,0

8.71

309.50

8.68

308.65

STF 1291

Cnc

1.0645

+69°55'35"

 

6,1 6,4

1.47

309.44

1.47

312.30

STF 1333

Lyn

1.0545

+71°27'39"

 

6,6 6,7

1.81

54.10

1.88

50.05

STF 1523 

UMa

1.3100

+49°42'01"

*

4,3 4,8

 

 

1.58

216.63

Couples difficiles

 

 

 

 

STF 228

 

1.0086

+82°30'16"

*

6,6 7,1

0.86

289.67

0.83

293.28

STT 20

Psc

1.1472

+60°36'38"

*

6,2 6,9

 

 

0.57

187.21

STT38BC

And

1.0000

+89°18'11"

*

5,5 6,3

 

 

0.17

183.12

STT38A-BC

And

1.0000

+89°18'11"

 

5,5 6,3

 

 

9.43

63.02

BU 4

Psc

1.2219

+54°52'25

*

7,4 8,0

0.51

-10.56

0.50

118.18

STF 511

Cam

1.0618

+70°19'17

*

7,5 7,9

0.48

-25.89

0.51

80.55

BU 720

Peg

1.0837

+67°17'56

*

6,0 6,0

 

 

0.54

100.45

  

WDS NOM usuel

Const

Airmass

Hauteur

Orbite

Magnit.

 

(WDS)

Mesure directe

Cross-correlation

Couples délaissés

Epsilon (")

Moyenne Théta

Epsilon (")

Moyenne Théta

AC 1

And

1.0469

+72°45'29

 

7,3 8,3

1.57

216.39

1.84

288.14

STF 59

Cas

1.0895

+66°34'41

 

7,2 8,1

2.26

112.62

2.26

147.90

STF 113A-BC

Cet

1.5455

+40°14'10

 

6,5 7,0

1.57

35.75

1.65

19.05

STF113 BC

Cet

1.5455

+40°14'10

 

6,5 7,0

 

 

<0.16

 

STF 138

Psc

1.3169

+49°20'48’’

 

7,5 7,6

1.77

58.97

1.71

57.14

STF 147

Cet

1.9197

+31°16'48’’

 

6,2 7,3

 

 

0.25

191.45

STF 162 AA

Per

1.0529

+71°43'53

*

6,5 7,2

 

 

<0.16

 

STF 162 AB

Per

1.0529

+71°43'53

 

6,5 7,2

1.90

199.15

1.91

199.36

STF 162 AC

Per

1.0529

+71°43'53

 

6,5 7,2

20.10

179.51

20.42

178.01

STF 186

Cet

1.4952

+41°53'59’’

*

6,8 6,8

0.78

68.03

0.80

65.35

STF 269

Tri

1.1017

+65°09'28’’

 

7,6 9,0

0.51

21.07

1.64

344.70

STF 285

Tri

1.0848

+67°09'31’’

 

7,5 8,1

1.65

162.23

1.71

162.17

HU 544

Per

1.0377

+74°28'20’’

 

6,7 8,2

1.57

100.01

1.60

102.24

STF 400

Cam

1.0635

+70°04'33’’

*

6,8 8,0

1.50

267.81

1.56

266.74

STF 425

Per

1.0442

+73°14'58’’

 

7,5 7,6

1.95

61.84

1.93

62.02

STF 521

Per

1.0208

+78°23’55’’

 

7,4 9,2

2.00

257.10

1.98

258.73

STF 644

Aur

1.0052

+84°06’42’’

 

6,8 7,0

1.58

223.31

1.63

221.42

STF 652

Ori

1.3945

+45°44’42’’

 

6,3 7,4

 

 

1.64

180.03

STF 734

Ori

1.4409

+43°52’27’’

 

6,7 8,2

1.51

11.16

1.65

357.30

STF 3050

And

1.0298

+76°08’53’’

*

6,5 6,7

2.17

335.95

2.25

335.36

Couples liste supplémentaires

 

 

 

 

STF 2878

Peg

1.3484

+47°48’24’’

 

6,9

 

 

1.44

120.05

STF 2909

Aqr

1.5162

+41°11’02’’

*

4,3

2.03

168.17

2.08

169.82

STF 2950

Cep

1.0876

+66°49’05’’

 

6,0

 

 

1.25

279.53

STT 12

Cas

1.0321

+75°39’16’’

*

5,5

 

 

0.28

208.25

STT 515

And

1.0121

+81°01’46’’

*

4,5

 

 

0.51

121.14

STF 346

Ari

1.0689

+69°16’39’’

*

6,2

0.405

249.811

0.404

242.48

HDS473

Per

1.0314

+75°48’18’’

 

3,03

 

 

<0.16

 

HU304

Tau

1.3015

+50°08’46’’

*

5,8

 

 

0.28

13.14

Discussion sur les mesures :

 

Nous allons présenter ici 3 mesures complètes. Chaque vidéo acquise a fait l’objet d’un certain nombre d’opérations : Dans un premier temps, la vidéo à été convertie à l’aide du logiciel Iris en images format Fits susceptibles d’être utilisées. Une sélection par « bestof » à été opérée afin d’extraire les meilleures images de la séquence. Puis nous avons utilisé sur l’ensemble de la séquence, le générateur de script (fichier exel) que nous avons cité dans le premier compte rendu. Ce fichier permet de générer un script de calcul de la somme des intercorrelation entre l’image et son carré (cross-correlation), exécutable sous Iris (ce fichier est disponible sur demande en m’envoyant un mail à l’adresse (btregon@club-internet.fr).

Le résultat de ce calcul sert de base à la lecture des paramètres de position de l’étoile double.

Nous présentons ici l’analyse faite sur STF2909AB, que nous avions déjà étudié lors de la mission précédente

WDS NOM usuel

Const

Date

Date normalisée

Airmass

Hauteur

Asc.dr. 2000
(h min)

Dcl. 2000
(° min)

STF2909AB

Aqr

19/11/2008 03h34 local

2008.888

1.5162

+41°11’02’’

22 28 49

- 00 01 13

Sélection d’images brutes

Meilleure image de la séquence obtenue par « Best of » sous Iris

Cross corrélation sur une séquence de 600 images  (agrandissement)

Rho = 2.025

Theta = 168.171

Rho = 2.077

Thêta = 169.819

(’’)

(°)

(’’)

(°)

Mesure image Seule

Mesure cross corrélation 600 im

L’extraction de Rho et Théta se fait d’abord par mesure directe (quand cela est possible), sur la meilleure image de la séquence. On extrait bêta et par les paramètres de calibration vus plus haut, on remonte à l’écartement et l’angle de position. Nous verrons plus loin que la présence des speckles rend parfois cette opération impossible. Dans un deuxième temps, on procède à l’analyse de l’image de cross corrélation en mesurant la position des 2 pics (correspondant au maximum de cohérence  du couple dans la séquence vidéo, nous verrons cela plus bas). Une fois mesurés les 2 pics, nous faisons la moyenne des écartements et des angles de positions.

Afin de comparer la validité des nos mesures avec la littérature, nous avons ensuite procédé sur chaque couple au récapitulatif suivant :

Récupération des mesures disponibles sur le couple via différentes sources (USNO, Observatoire de Nice «  Sidonie  http://sidonie.obs-nice.fr/scripts/SidonieAccueilF.asp.»)

-         Récupération des paramètres d’orbites officiellement publiés (même source)

-         Simulation et ajout sur le même graphe des mesures obtenues

L’ensemble des simulations ont été réalisées à l’aide du fichier Exel de calcul des orbites, disponible sur le site de A. et S. Rondi : (http://www.astrosurf.com/rondi/t60/crabe-tambour/speckle.htm)

Les éléments orbitaux utilisés sont les éléments dynamiques et les éléments de Campbell. :

Auteur

 P

 n

 T

 a

 e

 i

 o

 w

FRANZ 1958

600

0.6

1972.75

4.013

0.45

137

124.37

253.62

HEINTZ 1983

760

0.4737

1968

4.507

0.5

135.87

124.64

63.42

Nord en haut

STF 2909 AB

Tous les couples étudiés ont fait l’objet de ce traitement. Seulement 18 étoiles sur les 44 disposent d’une orbite déterminée.

 

            Nous prendrons à titre d’exemple pour illustrer la corrélation avec les mesures officielles le cas de l’étoile STF228 :

 

WDS NOM usuel

Const

Date

Date normalisée

Airmass

Hauteur

Asc.dr. 2000
(h min)

Dcl. 2000
(° min)

STF228

And

17/11/2008 23h58 local

2008.888

1.0086

+82°30'16"

02 14 02

+47 29 03

Sélection d’images brutes

Meilleure image de la séquence obtenue par « Best of » sous Iris

Cross corrélation sur une séquence de 1200 images  (agrandissement)

Rho = 0.862

Theta = 289.66

Rho =  0.828

Thêta = 293.27

(’’)

(°)

(’’)

(°)

Mesure image Seule

Mesure cross corrélation 600 im

Mesure officielle la plus récente (source : Sidonie & USNO  )

Date

Théta

Rho

2004.972

286.8

0.915

 

Orbite disponible 

 P

 n

 T

 a

 e

 i

 o

 w

Heintz 1983

143.6

2.507

1898.8

0.253

0.908

63

99.2

321.6

Nord en haut

STF228

 

Nous pouvons voir ici que les mesures sont particulièrement bien corrélées avec la liste des mesures officielles. Un premier constat est, par contre, que les pics de cross corrélation sont souvent étalés pour les étoiles dont la séparation est inférieure à une seconde. Cet étalement peut être interprété comme une distorsion locale due à la turbulence durant le temps d’acquisition de la vidéo. Nous discuteront ce point plus loin.

Nous pouvons poursuivre avec l’analyse que l’on peut considérer comme limite, d’une étoile de séparation inférieure à 0.5’’.

Exemple d’un systèmes serré :

 

WDS NOM usuel

Const

Date

Date normalisée

Airmass

Hauteur

Asc.dr. 2000
(h min)

Dcl. 2000
(° min)

HU304

Tau

19/11/2008 23h47 local

2008.888

1.3015

+50°08’46’’

04 23 51

+09 27 39

Sélection d’images brutes

Meilleure image de la séquence obtenue par « Best of » sous Iris

Cross corrélation sur une séquence de 1200 images  (agrandissement)

Rho = S/O

Theta = S/O

Rho = 0.282

Thêta = 13.14

(’’)

(°)

(’’)

(°)

Mesure image Seule

Mesure cross corrélation 600 im

                     

 

HU304 est un cas limite, l’obtention de la position des pics de maximum de cohérence est obtenue par calcul du centre de gravité des pixels hors axe, dans une fenêtre symétrique de part et d’autre de l’origine, entourant la position estimée du pic de cohérence. L’incertitude est donc très importante sur l’angle thêta.

Mesure officielle la plus récente (source : Sidonie & USNO )

Date

Théta

Rho

2005.103

12.6

0.232

 


 

Orbites disponibles 

 P

 n

 T

 a

 e

 i

 o

 w

SCARDIA 85

54.525

6.60251

1937.402

0.2

0.6882

32.44

26.41

190.65

Nord en haut - Mesure directe non disponible

HU304

Nous voyons ici que malgré la dispersion (l’étalement) de la cross corrélation, les mesures sont en accord avec les orbites prédites, à la condition toutefois de faire une analyse correcte de la géométrie de l’étalement des pics.

Nous verrons cela plus loin.

Discussion sur la méthode d’extraction :

            Plusieurs solutions dans l’analyse des pics se présentent : soit une analyse que l’on pourrait qualifier de statistique (qui consiste à considérer que la somme des corrélations nous donne accès à la position réelle du couple, via sa probabilité temporelle d’apparition dans l’image), soit une analyse purement géométrique, consistant à considérer la position du centre des pics, en analysant la dispersion (hors des intensités intrinsèque des pixels du pic de corrélation).

N’étant pas encore suffisamment au fait de ces techniques, j’ai intuitivement choisi d’utiliser la première analyse, à savoir la détermination de la position du pic par interpolation avec une fonction gaussienne, et si l’algorithme ne convergeait pas, via la détermination du centre de gravité du pic de corrélation.

L’étalement du pic à empêché dans certain cas (pour les étoiles très rapprochées, typiquement moins de 0.2’’), d’établir une mesure sans ambiguïté. Ce fut le cas pour 4 étoiles sur les 44 observées.

Dans les cas où le rapport signal sur bruit était insuffisant sur la mesure de la corrélation, il a été nécessaire de travailler sur un nombre plus important d’images (jusqu'à 1800, soit 3 séquences de 600 images). Ceci s’interprète à la fois comme conséquence de la limite sur la magnitude, mais plus particulièrement par une décohérence prononcée due à une forte turbulence atmosphérique locale.

            Si nous faisons une comparaison brute de la méthode de lecture directe de la position, par rapport à une approche par étude de la corrélation, nous pouvons dégager un avantage certain en faveur de cette dernière méthode. En effet, la totalité des mesures a pût être effectuée par l’analyse de la corrélation, alors que les vidéo comportant un grand nombre de speckles qui n’ont put être dissociées, ont empêché la mesure directe (17 étoiles non mesurées par lecture directe).

            Nous pouvons voir sur l’exemple de STF333AB et STF2909 que les speckles rendent impossible la détermination des position des centroïdes des étoiles étudiées :

STF333AB

 

STF2909AB

La cross corrélation permet d’étudier en particulier la présence des similitudes correspondant à l’image du couple hors turbulence, reproduite un certain nombre de fois sur la même image par la distorsion de la turbulence:

Les cercles de couleurs identiques reproduisent l’image unique du couple, que la turbulence, agissant comme un système de déformation optique, reproduit en plusieurs exemplaires.

Ce phénomène induit en particulier une incertitude notable sur l’écartement, mais aussi sur les angles que l’on mesure sur un image unique. Prenons le cas de STF 652 pour laquelle la turbulence provoque un phénomène d’interférence locale, rendant impossible une analyse de position cohérente d’une image sur l’autre :  

STF652

 

Conclusion de la partie interférométrie :

            La météo au cours de cette mission nous a permis de travailler sur un total de 47 étoiles. 3 étoiles de la sélection de départ on été rejetées pour des raisons de hauteur sur l’horizon, qui après examen des positions semblaient hors des conditions de mesures définies dans le livre de Paul Couteau. Au total 44 étoiles se sont avérées vraiment exploitables. Un constat personnel sur la méthode de dépouillement actuellement utilisée : autant l’acquisition est rapide (dans une prochaine mission, avec des conditions de météo favorables, il peut être envisageable facilement de doubler voire tripler le nombre d’étoiles étudiées), autant le traitement actuel est long et fastidieux (près de 2 mois pour compléter le dépouillement).

            Un autre point à approfondir, est celui de l’utilisation pour la détermination de la position du pic de maximum de corrélation, d’une procédure de type « fit gaussien ». D’autres méthodes seraient peut-être plus adaptées et plus précises pour la mesure de cette position.

Au rang des perspectives à envisager, il serait peut-être intéressant de coupler l’analyse interférométrique à une analyse spectrale, afin de compléter l’étude d’une étoile double serrée sur 3 dimensions. Je ne désespère pas avoir un jour le temps de me mettre à la spectro…..

Une question que l’on peut aussi se poser est, jusqu’a quel écartement limite peut-on descendre en utilisant cette méthode ? On peut intuitivement penser atteindre le seuil de séparation théorique du T60 (ce qui à 0.55microns de longueurs d’onde est de 0.23 secondes), mais certaines mesures semble montrer que l’ont peut descendre encore au dessous en augmentant l’échantillonnage.

Une mission ultérieure nous le dira peut être.

 

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