cours-reduc-photom-2009

Sd

Description

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 ...

Informations

• Publié par: Thoov
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• Langue: Français

Extrait

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

,1M seL CsruonoitavreirreD .S00 2e,er10209/te so jbU'inedl  et vers obsleur

 

 

●

●

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

iverl'Un de jets sbo ,eL s1MoCrureierrDe. nSioatvresbo ruel te s

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

eu lobr erivets  ed nU'lbo sstejs M1, LeCour

 

 

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

019/20 200ere,errite sedl L seo jbours M1,CnoitD .Ssbo avret  eurleni'Ursve

 

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