Coefficients de transformation photométrique en science participative

Comme tous les débutants en photométrie, en l’espace d’un an, j’ai peu à peu évolué d’une photométrie rapide sur une image unique compilée sans pouvoir en estimer la valeur d’incertitude de magnitude vers une photométrie différentielle beaucoup plus aboutie en prenant en compte peu à peu toutes les subtilités visant à réduire au maximum cette incertitude par le choix éclairé des bonnes étoiles de comparaison comme de celle de contrôle. Cependant, jusqu’à encore tout dernièrement, il restait une dernière marche à gravir dans mon protocole pour pouvoir réellement revendiquer ma capacité à produire une photométrie réellement qualitative, compatible avec les exigences des chercheurs, notamment ceux qui consultent régulièrement les bases de données de l’AAVSO dont la plupart des contributeurs sont des…amateurs 🙂 : Leur standardisation. Ceci en surprendra sans doute un certain nombre mais quand on observe une étoile dans un instrument et qu’on mesure sa luminosité, on pourrait croire que la magnitude apparente obtenue à l’abrupt avec le logiciel est déjà juste. Mais non, énorme surprise : Il s’agit tout juste d’une magnitude apparente instrumentale mais certainement pas d’une magnitude apparente standardisée (celle attendue d’un professionnel) car chaque instrument possède sa propre personnalité découlant de nombreux facteurs (Filtre, capteur, optique,…) ; Autant de biais influençant assez sensiblement les mesures.

Peu d’amateurs produisent des magnitudes standards en réalité car la majorité d’entre eux se contentant de livrer leurs mesures instrumentales, non transformées, étant donné que ceci est autorisé par l’AAVSO, en réduisant strictement pour ceux-ci leur contribution à la bande TG s’il s’agit d’un capteur couleur (DSLR), étant donné la correspondance assez proche entre TG et la normalisation du V Johnson. Mais quand on a compris que c’est mal et que l’on possède la compétence de les transformer pour les faire correspondre finement à des standards, l’amateur a tout à y gagner, en rendant de fait par transformation les bandes TB comme TR d’un capteur couleur de même utilisables par leur mise en correspondance avec les B Johnson et R Cousin mais aussi TG parfaitement calibré en V Johnson.

Par transformation vers les standards, le capteur couleur devient une véritable opportunité de pratiquer la photométrie tri-bande pour révéler d’autres phénomènes dans une étoile comme la variation possible de couleur de l’étoile au gré de sa période de variabilité par simple comparaison de la relation entre magnitudes B et V. Les coefficients de transformation, outre le fait de pouvoir fournir des magnitudes apparentes « vraies » aux chercheurs, représentent une véritable pépinière d’autres opportunités de faire de la science ; notamment dans la détection de variations de luminosité subtiles dans les courbes de lumière de cibles difficiles.

Le but en finalité : Comparer ce qui est vraiment scientifiquement comparable entre différents observateurs, instruments, lieux, nuits,…

Imaginer simplement dans ces coefficients de transformation un anglais, un allemand et un espagnol s’accordant sur une langue commune pour échanger.

Déterminer les coefficients de transformation : Les champs standards

Pour déterminer les coefficients de transformation qui sont composés à la fois d’un coefficient d’extinction et de transformation filtre/couleur, de nombreux champs standards existent. Dans un premier temps, il s’agit de repérer celui qui est accessible dans la période de l’année où vous observez à une altitude minimale confortable (50°) et de l’acquérir avec votre instrumentation. Posséder une image du champ standard choisi réalisée avec votre instrument permettra par comparaison avec la standardisation du même champ, de déterminer les coefficients de transformation permettant de basculer d’une magnitude instrumentale à la magnitude standard du même champ stellaire. Plus le champ standard utilisé possède d’étoiles et d’autant sera élevée la précision de la conversion bien entendu.

Liste de champs standards utilisables depuis l’hémisphère Nord pour effectuer la conversion :

Voir aussi les catalogues utilisateur pour le logiciel C2A pour faciliter leur utilisation.

Sur le site de l’AAVSO, si votre progiciel ne permet la détermination des coefficients de transformation d’une façon native, un logiciel gratuit vous aidera grandement dans cette tâche plutôt ingrate : Transform Generator (TG). TG a été spécifiquement développé pour simplifier le calcul des coefficients de transformation, évitant ainsi l’utilisation de feuilles de calcul Excel volumineuses. TG prend en charge tous les champs standards précédemment énumérés. Après avoir démarré TG, les utilisateurs saisissent le nom de leur télescope, sélectionnent le champ d’étoiles standard utilisé et chargent le(s) fichier(s) de magnitude de leur instrument. TG calcule toutes les valeurs de transformation. Les utilisateurs analysent chaque transformation en visualisant des graphiques montrant les données brutes avec l’ajustement linéaire qui définit la valeur de transformation. Les points de données aberrants peuvent être désactivés en interagissant avec le graphique. Après avoir examiné chaque transformation, les utilisateurs enregistrent l’ensemble des transformations. Les utilisateurs peuvent ensuite examiner et comparer les ensembles de transformations enregistrés. Ils peuvent sélectionner les meilleurs ensembles et en faire la moyenne, produisant ainsi un ensemble maître de transformations. Cet ensemble maître est enregistré dans un fichier imprimable ou peut être chargé directement dans l’outil TransformApplier (TA) de l’AAVSO.

Appliquer les coefficients de transformation à vos mesures brutes : Transform Applier (TA)

Si votre progiciel de photométrie ne prend pas en charge nativement la détermination des coefficients de transformation, il y a fort à parier que celui-ci ne pourra pas non plus les appliquer à vos rapports d’observation au format AAVSO. La probabilité étant très forte si vous vous lancez dans cet exercice de « peaufinage » de vos résultats que vous ayez déjà un compte personnel AAVSO avec un code observateur pour soumettre vos mesures, vous trouverez le moyen de les appliquer fort simplement dans le fameux logiciel VPhot de photométrie différentielle en ligne de l’AAVSO avec sa redoutable fonction TransformApplier. L’outil a été développé pour l’AAVSO par le « super-bénévole » George Silvis (SGEO), afin de faciliter la soumission d’observations CCD transformées à WebObs, en somme soumettre des observations standardisées afin de faciliter leur utilisation par les astronomes professionnels.

Le but de l’opération étant plutôt simple : Partir d’un rapport AAVSO brut de magnitudes instrumentales produit par votre progiciel de photométrie différentielle habituel pour aller vers un rapport AAVSO transformé avec des magnitudes standards, que vous pourrez ensuite soumettre aux bases de données de l’AAVSO pour délivrer aux chercheurs un travail irréprochable d’amateur consciencieux. 

Avec TransformApplier, il vous suffit d’un fichier de données au format étendu AAVSO et des coefficients de transformation précédemment calculés. Une fois vos coefficients définis dans le profil de votre télescope VPhot, chargez simplement vos observations dans le programme, cliquez sur le bouton « Traiter » et vous obtenez un fichier transformé, au format étendu AAVSO, prêt à être soumis.  Remarque : les observations d’ensemble ne sont pas transformables avec cet outil.