Expériences

Observations depuis le sol

Traitement des données

Etoile RV Uma :

Grâce au dispositif télescope/caméra CCD on a obtenu des images du ciel. Pour les afficher et y effectuer des calculs on a utilisé un programme mathmétique MATLAB.

En première étape on affiche notre carte de champ du ciel pour repérer les étoiles qui nous intéressent.
Pour cela on fait la soustraction image - Dark (voir Image.1). Ceci nous permet d'éliminer le bruit du fond du ciel et des pixels chauds de la caméra CCD.
Ensuite on prend un carré de 21 x 21 pixels de l'image qui n'est pas affecté par une étoile ou autre lumière parasite et on calcule sa médiane. On soustrait cette valeur à la nouvelle image obtenue (image - Dark) dans le but d'éclaircir l'image et d'apercevoir plus d'étoiles dans le champ (voir Image.2).

    

    

Ainsi on obtient la carte de champ non polluée suivante (voir Image.3) :

En deuxième étape on positionne sur l'image l'étoile à étudier, une étoile de référence et l'étoile la plus brillante de la carte de champ (Image.4).
Après cela, on calcule la distance qui sépare l'étoile la plus brillante à l'étoile à étudier et la distance qui sépare l'étoile la plus brillante à l'étoile de référence.

En troisième étape on intègre l'intensité lumineuse dans des carrés de pixels autour de l'étoile cible ainsi que l'étoile de référence dans la même carte de champ, pour ensuite calculer la différence de magnitude des deux étoiles en question. Le choix de l'étoile de référence est alors important car elle doit absolument être une étoile à intensité lumineuse constante pour effectuer ce calcul (on a du vérifier si c'était le cas sur SIMBAD, un logiciel de la NASA qui permet d'obtenir les caractéristiques de n'importe quelle étoile).


Une fois la nuit d'observation finie, nous possédions 95 images similaires à celle-ci pour l'étoile RV Uma (87 pour U Com la nuit suivante). Mais il y a des décalages entre elles.
Donc en quatrième étape on cherchera sur chaque image la position du pixel dont l'intensité lumineuse est la plus forte (qui est dans l'étoile la plus brillante) et on utilisera la distance qui sépare les étoiles pour retrouver les coordonnées des étoiles à étudier et de référence.
Enfin on réitère la troisième étape pour toutes les images dans une boucle itérative.

Enfin en cinquième étape nous avons tracé une partie de la courbe de lumière qui met en valeur la différence de magnitude d'une étoile étudiée et d'une étoile de référence en fonction du temps (Jour Julien) et également en fonction de la phase (voir formule ci-dessous) (voir partie Résultats).

Par abus de langage on affichera sur l'axe des ordonnées sur les courbes de lumière RV Uma magnitude et U Com magnitude même si ce sont des différences de magnitudes à chaque fois.