cours-reduc-photom-2009
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CalibrationPhotométrie Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010adCalibration● Il es t tou jours n écessaire d e tra iter l es observations bru tes p our tra nsformer les observables e n paramètres p hysiques indépendants de s c onditions d 'observation● Calibration :– astrométrique ( positions: x,y - > , )– photométrique ( ADU - > flux ou m ag)– longueur d'onde ( spectre) Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Calibration as trométrique● Le b ut e st d e convertir l es p ositions ( x,y) des objets d étectés s ur u ne image e n coordonnées● On utilise d es c atalogues d e ré férence:– HIP PARCO S ( 120 000 * - 1mas)– Tycho ( 2.5 M * - 25mas )– UCA C ( 48 M* - 20-70mas)– USNOB1.0 (1 000 M * - 0.2ar csec) Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Calibration a strométrique● Besoin de c onnaître:– position du centre d e l'image– taille d es pix els– rotation● Matrices d e tra nsformation– optimisation du jeu de par amètres (a0...a5)– x'= a0*x + a1 *y + a2– y'= a3*x + a4 *y + a5– En c as de di stortions: aj out de termes no n-linéaires Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Calibration a strométrique● World Co ordinate S ystem (WC S)● FITS ( Flexible Imag e Transport Sy stem) headers Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Calibration ...
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Français
Cours M1, Leso jbte sedl U'inrsvet eurlebs oavrenoitD .Sirre 200ere,109/20
Calibration Photométrie
1M sruoCejstd e ,eL sbos et leul'Univeroita .Snbo rvres20, /209rrDereie100
Il est toujours nécessaire de traiter les observations brutes pour transformer les observables en paramètres physiques indépendants des conditions d'observation
●
●
– astrométrique (positions: x,y -> a , ≅ )
Calibration
Calibration :
– photométrique (ADU flux ou mag) -> – longueur d'onde (spectre)
sruoCurlebs ovaerontiD .Sirre,ere002 M1, Les objets edl U'inevsre t01/902
– HIPPARCOS (120 000 * - 1mas) – Tycho (2.5 M* - 25mas) – UCAC (48 M* - 20-70mas) – USNOB1.0 (1000 M* - 0.2arcsec)
On utilise des catalogues de référence:
●
Le but est de convertir les positions (x,y) des objets détectés sur une image en coordonnées
●
Calibration astrométrique
leur obsvers et .SD reirreavitno209/10e,er00 2
Calibration astrométrique
●
Besoin de connaître:
– y'=a3*x + a4*y + a5
– En cas de distortions: ajout de termes non-linéaires
– position du centre de l'image
– rotation
– taille des pixels
●
Matrices de transformation
– x'=a0*x + a1*y + a2
– optimisation du jeu de paramètres (a0...a5)
de l'Uni objets M ,1L seCuosr
Calibration astrométrique
FITS (Flexible Image Transport System) headers
●
World Coordinate System (WCS)
●
errier D9/00 2e,resbo ru.Snoitav0201ouC Mrs l'Univers et le,1L seo jbte sed
●
●
Réalisation de sources étalons difficile, et comparaison aux sources astro aussi
– domaines très variés de longueur d'onde – présence de l'atmosphère – conditions d'observation
Calibration photometrique
Convertir les observables en flux (magnitudes)
●
Etalonnages absolus
●
longueur d'onde
–
intensité
–
Spectre
Nécessité d'étalonner en :
ru s1M ,eL sboejCol te rueesbotavr dtsl'e ivUns er2/1002900. DeionSre, rrie
Puissance transportée
●
Photométrie énergétique
Eclairement monochromatique
I Η (Wm -2 sr -1 Hz -1 ) Intensité spécifique monochromatique du rayonnement en M dans la direction k
●
dP Η = I Η ( k ,M) d Μ d W d Η
– Α Η = ∫ source I Η cos Q 1 d W (Wm -2 Hz -1 )
– 1 Jansky = 10 -26 Wm -2 Hz -1
●
20, /209001
Photométrie énergétique
L = ∫ ace ∫ 4 ϑ ∫ Η dP Η surf
● Luminosité : puissance totale (watt) émise par une source astrophysique dont le volume est limité par une surface:
ioatrvserrDe. nS02 ,erei0102/90
Magnitudes
m l = – 2.5 log ( F l ) + q l (constante)
Vient des astronomes grecs
●
– quantification par une loi log – mesure relative de l'éclairement produit par une source
●
Pogson (1856) :
●
– 1ere grandeur, 2eme grandeur, ... L'oeil a une sensibilité ~ logarithmique
On mesure des magnitudes pour les domaines: proche UV, visible, IR
●
En pratique, la mesure se fait dans une bande spectrale finie
●
– utilisation d'un filtre avec transmission – différents systèmes photométriques
Magnitudes
stejbo snU'l ed ets erivobr eu ltaoiesvreDrrSn ., 20iere01009/2Cours M1, Le
