Je suis associé à Serge Demers et Bill Kunkel (Carnegie Institute). Nous sommes à la recherche d'étoiles C dans les galaxies du Groupe local. Les étoiles C nous serviront bientôt à tracer la courbe de rotation de ces galaxies. À ce jour, aucune galaxie exceptés les Nuages de Magellan ne possède de courbe de rotation stellaire. Quelques chercheurs ont déterminé la courbe stellaire près du centre de certaines galaxies, mais nous voulons la courbe jusqu'au rayon optique. Les résultats obtenus par Kunkel et al. (1997) montrent que les masses du Grand nuage déduites par la courbe HI et la courbe "étoiles C" sont différentes: la courbe stellaire donne une masse bien plus petite que la courbe HI.
Malheureusement, le Grand nuage de Magellan n'est pas exactement une galaxie spirale très équilibrée: la Voie lactée et le Petit Nuage de Magellan exercent des forces de marée non négligeables. Voilà pourquoi nous voulons étendre l'étude à d'autres galaxies. Nous choisissons les plus proches. Les étoiles C ont beau être très brillantes, elles ne sont toujours que des étoiles et leur magnitude apparente est d'environ I=20 à la distance de M31.
La première étape du projet consiste donc à découvrir des étoiles C
dans les galaxies qui nous intéressent. Nous procédons selon la méthode
de Brewer et al. (1995, 1996) qui utilisent des observations
photométriques dans 4 bandes. Les filtres R et I sont utilisés pour
découvrir les étoiles les plus rouges et les plus brillantes de la
branche asymptotique des géantes (sur laquelle se trouvent les étoiles
C); et deux filtres étroits sont positionnés, l'un sur le "continu" à
770 nm, l'autre dans une raie d'absorption moléculaire de CN présente à
810 nm dans les spectres d'étoiles C. C'est pour différencier les
étoiles C des étoiles M géantes qui sont à la même position sur le
diagramme H-R. Pour en connaître plus sur les étoiles C, vous pouvez
consulter le deuxième chapitre de mon mémoire.
Nous avons eu trois missions au télescope DuPont (2.5m) à Las Campanas, au Chili en novembre 1998 (Kunkel), en décembre 1998 (Albert et Kunkel) et en mars 1999 (Kunkel) pour un total de quatre nuits et demie pendant la pleine lune (grâce à des missions d'ingéniérie(!) déguisées). Nous avons observé IC1613 et NGC3109 avec le réducteur focal et un Tek5 qui donnent un champ de 25' à une échelle de 0.7"/pixel.
Notre stratégie ambitieuse était d'obtenir des images à grands rayons du centre des galaxies (pour avoir des courbes de rotations aux plus grands rayons possibles). Nous avons imagé les galaxies en deux champs (est et ouest). Nous avons utilisé 1/2 nuit pour chaque côté de IC1613, et 1 nuit et 1/2 pour chaque côté de NGC3109. 1/2 nuit a été consacrée à Sculptor à travers un seeing médiocre.
Les poses étaient de l'ordre de 2 minutes en I (ciel très brillant à cause de la pleine lune!), 4 minutes en R, et 10 minutes dans les bandes étroites f770 (sur le continu) et f810 (dans la bande d'sbsorption). Le détecteur est un 2kx2k, 2^15 tons de gris.
Le principal inconvénient de ce setup est qu'il donne une
mauvaise échelle pour étalonner la PSF (Point Spread Function). Le FWHM
(Full Width at Half Maximum) est d'environ 1.3 pixels (soit 0.9" de
seeing). On deal avec cet inconvénient dans l'analyse finale de
la photométrie avec DAOPHOT, pas avant. Un deuxième inconvénient du
setup est le vignetting sévère à cause du réducteur
focal. En pratique, sur les 2048 pixels, seulement 1880 sont
utilisés. Bref, un cadre sombre ceinture toutes les images CCD et ça introduit des difficultés
non triviales dans l'étape de la réduction des données avec IRAF.
(voir fichier /imdir/loic/mars/moire/README)
Ce repertoire contient les images pour fabriquer une image des franges d'interference de Moire presentes dans les bandes I a Las Campanas. Le fichier listemoire contient les 7 images flatfieldees ayant servies pour construire MoireI. J'ai utilise imcombine avec median et crreject pour fabriquer MoireI. J'ai utilise imsurfit (response, 1, 1, leg) pour obtenir MoirenormalI. Le resultat est tres bon. L'image MoireI est tres peu bruitee. Les deviations standards sont de 30 sur un flux de 9100, soit environ 0.4% (un S/B > 200). Au fait, le patron de Moire ne change pas de nuit a nuit, meme de mission a mission. Il reste le meme.
Exposé du problème:
Après avoir flatfieldé, le ciel n'est pas encore uniforme pour les images dans les filtres interférentiels. Il reste une structure lisse concentrique. Dans le filtre f770, le ciel est brillant au centre et et plus sombre vers les bords de l'image (image.gif). Pour le filtre f810, c'est le contraire. La difference bord-centre est de l'ordre de 10%. J'attribue ce phénomène aux raies du ciel qui qui interfèrent différemment au centre et au bord de l'image car les filtres n'étaient pas placé dans un faisceau vraiment parallèle au télescope. Ce problème ne se présente pas du tout pour les deux filtres à bande large R et I où; le fond du ciel est vraiment uniforme à moins de 1%. Solution: Je veux appliquer une correction de très bas ordre sur toutes les images prises dans f770 et f810 affligées de ce problème. Je divise les images par cette correction comme je diviserais une image non flatfieldée par le flatfield. Selon la tâche ccdproc de IRAF, ça s'appelle une correction d'illumination. Fabriquer l'image de correction n'est pas du tout trivial dans mon cas à cause des pourtours mis à zéro. Voici les étapes à suivre.
Il existe plusieurs façons de fabriquer une image de correction d'illumination. Au fond, c'est simplement une image qui épouse le ciel, un fit de la surface. Et bien il s'avère difficile de faire un tel fit avec IRAF.
Comme l'illumination du ciel est concentrique (centre brillant, bord sombres) on devrait tout bonnement faire un fit polaire de la surface de chaque image de IC1613 et NGC3109 dans les filtres f770 et f810. On laisserait le centre comme paramètre libre puis la tâche IRAF fitterait une fonction d'ordre 2 ou 3 radialement. Cela permettrait de rejeter la galaxie (qui se trouve sur le bord des images) du fit radial. Ça ne fitterait vraiment que le fond du ciel. MAIS, IL N'Y A PAS DE TÂCHE IRAF QUI FASSE DE FIT EN COORDONNÉES POLAIRES!
Cependant, IRAF contient la tâche imsurfit qui fitte la surface d'une image le long des lignes et colonnes (en coordonnées cartésiennes). Ça réussit plutôt bien à fitter le ciel dans le filtre f770 avec une fonction de legendre d'ordre 2 (parabole). Mais pour le filtre f810, la surface n'est pas parabolique (le centre est plus plat et les bords plus pentus). Il faut un fit d'ordre supérieur. Mais alors, de sévères effets de bord apparaissent. Ça vient du pourtour du CCD mis à zéro à cause du vignetting. En fait, je pense que l'effet de bord existerait même si l'image occupait tout le CCD (j'essaierais quand même si mes images étaient bien carrées sans vignetting).
En pratique, imsurfit fonctionne donc pour le filtre f770, mais sur quelle image doit on l'appliquer? Pas sur l'image scientifique seule, car ce n'est pas un fit polaire et la galaxie n'est pas rejetée comme point déviant par un fit cartésien (pensez-y un peu...). La galaxie influence donc le fit du ciel, ce qu'on ne veut pas. Il faut donc fabriquer une image du ciel avec le moins de pollution d'objets étendus. Il existe trois techniques.
Il existe une tâche nommée median dans IRAF qui filtre les images. Je l'ai utilisée sur chacune de mes images d'intérêt astronomique pour fabriquer ma correction d'illumination. median lisse une image pour ne laisser pratiquement que les structures basses fréquences. Les étoiles sont complètement fondues grâce à une boîte de lissage médiane de 51x51 pixels. De plus, les effets de bords sont inexistants. J'ai opté pour cette technique car chaque image génère sa propre correction d'illumination de façon simple. Voici les détails.
L'analyse consiste à extraire les magnitudes stellaires à partir des images. C'est une tâche non-triviale qui demande beaucoup de soins afin d'obtenir une bonne précision. Peter Stetson distribue un package de programmes FORTRAN qui effectuent plus que convenablement cette analyse. Il s'agit des programmes DAOPHOT-II (IRAF ne contient que la première version de DAOPHOT) qui détecte les étoiles et détermine une PSF, ALLSTAR qui mesure les magnitudes approximatives sur une image, et ALLFRAME qui détermine par itération les magnitudes des étoiles sur plusieurs images simultanément en fittant une PSF sur chaque étoile. Ces programmes sont installés sur le réseau d'astro. Il est essentiel de lire la documentation pour comprendre, sur venus, elle se trouve sur /usr/local/soft/daophot-II/ALLframe/cook2.2.ps (ALLFRAME) et /usr/local/soft/daophot-II/daophotii.tex (DAOPHOT ET ALLSTAR).
Ordre des manipulations
L'objectif avec DAOPHOT / ALLSTAR est de caractériser la PSF des
sources stellaires dans l'image qui nous intéresse, c'est-à-dire,
construire une PSF. Ça peut être très long car il faut procéder par
itérations pour raffiner la solution finale. C'est donc aussi très
répétitif. Voilà pourquoi j'ai écrit des scripts pour me faciliter la
tâche. ALLFRAME utilise ensuite la PSF finale de chaque image pour
déterminer la photométrie finale dans plusieurs images
simultanément. Voici donc les étapes que je suis pour trouver la PSF
finale:
Pour tout ce qui suit, je suppose que la réduction des images
(bias, flat field) est déjà faite.
Par défaut, le seuil de détection des étoiles est à th=5
dans le fichier daophot.opt. Il faut quand même trouver le bon
threshold pour chaque image. On peut faire ça à la main avec
DAOPHOT en lançant FIND et en changeant le paramètre th puis en faisant
un graphique du nombre d'étoiles détectées en fonction du paramètre
th. Il faut alors choisir la valeur de th là où se situe le coude dans
le graphique. J'ai mis au point un script
qui fait ça plus rapidement, il lance FIND pour plusieurs valeurs de th
différentes. Voici le script. Il n'est pas encore capable de déterminer
tout seul automatiquement la bonne valeur de th. Il faut encore écrire
ces valeurs dans un fichier et à déterminer comme avant le coude dans le
graphique.
Il faut lancer DAOPHOT,
Vous voulez (ou vous devez!) transformer la position de vos objets en coordonnées célestes? Voici la méthode que j'ai utilisée. Elle met à profit IRAF.images.imcoords et le merveilleux Skycat. Tout ce qu'il vous faut, c'est un lien internet qui fonctionne, une liste de positions d'étoiles en x,y et l'image scientifique que vous voulez calibrer. Voici les étapes à suivre.
ra1 dec1 ra2 dec2 ra3 dec3
x1 y1 x2 y2 x3 y3
qui servira dans ccxymatch pour une première solution approximative.
input = liste.xy
referenc = liste.radec
output = liste.matched.stars
toleranc = 1 ou 2 ou ? secondes d'arc
refpoin = liste.3stars
lngcolu = colonne de liste.radec contenant les ra
latcolu = colonne de liste.radec contenant les dec
xcolumn = colonne de liste.xy contenant les ra
ycolumn = colonne de liste.xy contenant les dec
matchin = tolerance
Ça produit une liste d'étoiles matchées (liste.matched.stars). Ajustez le paramètre toleranc pour incorporer plus ou moins d'étoiles. Ma liste contenait 227 étoiles.
input = liste.matched.stars
database = database_des_solutions
solutio = solution_1
images = votre image scientifique en format fits (ou imh?)
lngcolu = colonne de liste.radec contenant les ra
latcolu = colonne de liste.radec contenant les dec
xcolumn = colonne de liste.xy contenant les ra
ycolumn = colonne de liste.xy contenant les dec
update = yes
Il y a d'autres paramètres pour parfaire votre fit. Vous pouvez les changer interactivement. C'est ce que j'ai fait pour améliorer la solution. Le paramètre update écrit la solution dans le header de votre image si bien que lorsque vous ouvrez ensuite l'image avec Skycat, les coordonnées apparaissent! N'est-ce pas fantastique!
input = liste.cstars.xy
output = liste.cstars.radec
database = database_des_solutions
solution = solution_1
xcolumn = 2
ycolumn = 3
J'ai ainsi réussi à déterminer la position de mes étoiles avec une dispersion de l'ordre de 0.3".
