ComparatifCDR

La constitution d'une courbe de lumière d'astéroïde nécessite l'acquisition d'un grand nombre d'image (plusieurs centaines), qu'il va falloir analyser individuellement. Plusieurs outils sont aujourd'hui à notre disposition (certains étant toujours en cours d'amélioration) pour faire ce travail automatiquement. Je me propose de faire ici une étude comparative de trois de ces outils, sur un cas très concret: l'astéroïde 215 (Oenone). Je souhaite comparer aussi bien la facilité d'utilisation que les résultats obtenus.

Les images ont été acquises le 24 août 2001, à l'observatoire du CALA à proximité de Lyon. L'équipement était le suivant: Audine KAF0400 sur monture GP-DX pilotée par un Skysensor 2000, réducteur de focale (6.3) et filtre rouge. L'observation a commencé à 22h06TU, et terminé à 3h37TU. Disposant d'une monture équatoriale, j'ai du la retrourner vers 1h55TU. Au total, 481 images de 30 secondes en binning 2*2 ont été acquises (344 avant le retournement, puis 137 après). J'avais fait une mise en station par la méthode de King, qui m'a permis un bon suivi pendant toute l'observation (très peu de recalages au cours de la nuit). En revanche, j'ai eu un problème de PEC, qui fait qu'une grande partie de mes images sont bougées.

A la fin de la nuit, j'ai fait des noirs et des flats sur le ciel (Ahhh les flats du petit matin (;>)...).

Pour éviter des problèmes de traitement avec l'un ou l'autre outil, j'ai fait le prétraitement des 481 images sous Iris (3.4), puis j'ai éliminé quelques images abérantes (traces d'avion ou de satellites, bougé dû au recalage du télescope...). A la fin, il me reste 466 images prétraitées, et exploitables. J'ai fait une registration de toutes ces images, avec Audela. Certes, Prism et Iris savent travailler sur des images non registrées (et donc faire le calcul de décalage entre chaque images eux-mêmes). Mais j'ai constaté que de cette façon, les différents softs rejettent moins d'image. Par acquis de conscience, j'ai vérifié sous prism que la différence de résultats entre les images registrées et non registrées est négligeable (de l'ordre du centième de magnitude). Enfin, de cette manière, les trois outils ont travaillé exactement sur les mêmes images.

Afin d'utiliser les mêmes données de départ pour l'analyse avec les différents outils, j'ai repéré sur l'image ci-dessous les étoiles qui serviront ensuite de référence pour l'analyse (les magnitudes USNO sont entre paranthèses):

Je choisis les étoiles A, B et D comme étoiles de référence (de magnitude proche de l'astéroide). L'étoile C servira de test (dans Prism). Les deux étoiles les plus brillantes ont quelques pixels saturés sur quelques images. Je préfère les éliminer. L'étoile F étant dans le halo de la plus brillante, je l'élimine aussi. L'étoile E est trop faible pour être prise en compte.

Pour pouvoir faire cette analyse dans Iris, on doit d'abord ajouter un champ de date (au format "24/8/2001") dans l'entête fits, sinon, la date n'est pas reconnue (et toutes les dates juliennes sont à 0.000); je rappelle que les acquisitions ont été faites avec Audela. J'ai fait cette opération par un script Audela. Note: Cette reconnaissance de date semble ne plus marcher avec Iris 3.51 (je n'ai pas creusé davantage).

Iris ne possède pas de vérification de mesure sur une étoile test (l'étoile C n'est donc pas prise en compte).

On doit calculer manuellement la vitesse de déplaçement de l'objet (dans tous les autres outils, ce calcul est fait automatiquement en cliquant sur l'objet mobile sur la première, puis la dernière image de la série).

Iris offre le choix entre deux méthodes de calcul: Soit par photométrie d'ouverture à base de cercles, soit par modélisation de la PSF. J'ai fait les deux calculs (rayon des cercles par défaut: 8, 12 et 20).

Le calcul est extrêmment rapide (quelques secondes). Deux explications simples: La registration des images est faite précédemment (Iris offre le choix de registrer ou non les images) et Iris est un programme compilé, donc très performant.

Le résultat est un fichier texte contenant les valeurs de magnitude (on peut aussi calculer le flux) de chacun des objets, à une constante près (à aucun moment, on n'indique à Iris quelles sont les magnitudes catalogue des étoiles): Il faut reprendre ces valeurs (sous Excel, par exemple) pour en tirer la magnitude de l'astéroïde (J'ai repris pour cela l'article de P. Martinole sur la méthode des superstars dans CCD&Télescope n°17).

Au début du fichier, on trouve la liste des objets avec leur position (en pixels) dans la première image. Ensuite, on trouve pour chaque image la date julienne, et la magnitude de chacun des objets; le premier étant l'astéroïde.

J'attribue la forme générale de ces courbes "en cuvette" a la masse d'air qui a évolué au cours de la nuit.

Après avoir fait le calcul de magnitude de l'astéroïde par la méthode de la super star (dans un fichier Excel), voici le résultat obtenu, par photométrie et par modélisation (PSF):

Afin de mieux visualiser les détails, voici un zoom de la même courbe sur les 50 premières valeurs de la série:

On constate que la différence de résultat entre les deux méthodes de calcul (modélisation de la PSF et photométrie d'ouverture) conduit, pour chaque point, à une différence de plus de 0.1 magnitude. Pour être plus précis, j'utiliserai par la suite l'écart-type sur les 50 premières valeurs de la courbe - faisant ainsi l'hypothèse que la magnitude de l'astéroïde est constante sur cette période de temps (vue la période de l'astéroïde - probablement plus de 24 heures - cette approximation est raisonnable). Dans le cas présent, l'écart-type est de 0.050 magnitudes pour la modélisation, et de 0.053 pour la photométrie d'ouverture.

Le script de Laurent Bernasconi permet l'utilisation de plusieurs étoiles de référence, dont on indique les magnitudes catalogues (méthode de la superstar). Il a aussi le grand mérite de faire un calcul analogue sur une étoile test, permettant ainsi de valider le calcul sur une étoile de magnitude fixe (il permet même de détecter une étoile variable parmi les étoiles de référence !). Enfin, ce script sait éliminer les images dont certaines étoiles de référence s'éloignent trop de la moyenne de la superstar. Seul le calcul par modélisation est disponible.

Pour faire aboutir le calcul, j'ai dû retirer deux images (n° 118 et 153), sur lesquelles Prism mesurait un décalage aberrant. En outre, le script a rejeté 17 images, et le résultat contient donc 447 mesures (contre 466 pour les autres courbes). Note: Aucune image n'a été rejetée parmi les 50 premières, et le graphe ci-dessous est donc comparable au précédent.

Sur les conseils de Laurent, j'ai supprimé la partie graphique du script, qui plante sous Windows 98. Je récupère donc, là encore, un fichier texte, mais dans un format directement exploitable (cette fois, on saisit les magnitudes des étoiles de référence, et donc on a un résultat direct).

Le résultat du calcul se retrouve donc dans un fichier, ayant à peu près le contenu suivant (J'ai retiré des lignes de commentaires et les mesures pour les 466 images...

C'est clairement le fichier de résultat le plus fourni des trois outils que je compare ici.

Pour exploiter directement les images, j'ai dû modifier les seuils d'affichage dans toutes les images (là encore, par un script Audela), afin que les étoiles soient bien visibles à l'écran.

L'analyse des 466 images prend environ 30 minutes (sur un PC portable, PIII à 300MHz). C'est bien sûr dû au fait que le script est interprété. Dans la pratique j'ai dû refaire plusiseurs tentatives (par exemple à cause d'un plantage inexpliqué à l'image 308), et cela finit par prendre pas mal de temps. Mais d'un autre côté, vu la masse de calculs effectués, on lui pardonne...

Comme pour Iris, voici le résultat obtenu pour la totalité de la courbe, et en zoomant sur les 50 premières valeurs. Ici, une seule méthode de calcul est disponible (modélisation) mais on voit aussi le calcul de magnitude sur l'étoile test (j'ai conservé la même échelle d'affichage):

L'écart-type sur la mesure de l'astéroïde (50 premières valeurs) est cette fois de 0.037 magnitudes. Celui de l'étoile test est de 0.032 magnitudes... Pas facile de discerner qui est la référence, et qui est l'objet variable - ça confirme en tout cas que l'astéroïde est plutôt stable sur cette période de temps (:>) !

Le script d'Olivier Thizy (intégré à Audela 1.05 et suivantes) offre trois méthodes de calcul, que j'ai toutes utilisées ici: Photométrie simple (dans un rectangle), photométrie à base de trois cercles (comme dans Iris, mais les tailles des cercles par défaut sont 5, 7 et 10), et modélisation par une gaussienne. Ce script travaille avec une superstar (j'ai donc utilisé les étoiles A, B et C), et fournit un résultat de magnitude directement acceptable. Le calcul de la vitesse de l'astéroïde est automatique (par sélection dans la première et la dernière image). Le résultat du calcul se trouve dans un fichier qui a la forme suivante:

Comme pour les outils précédents, voici les résultats graphiques de cet outil (toujours avec les mêmes échelles), pour toute la courbe, puis pour les 50 premières valeurs:

Ces trois courbes sont plus bruitées que les précédentes... Les écarts-type sont de 0.047 pour la photométrie d'ouverture, 0.058 pour la photométrie simple, et 0.075 pour la modélisation !

La figure ci-dessous montre l'ensemble des courbes précédentes, mais en les ayant décalées:

Le résultat le plus évident est que la courbe générée par Prism est sensiblement plus propre que les autres. Cela se confirme par les écarts-type sur les 50 premières valeurs:

Outil	Ecart-type (50 val)
Prism	0.032
Iris photométrie (cercles)	0.053
Iris modélisation PSF	0.050
Audela photométrie	0.058
Audela photométrie cercles	0.047
Audela modélisation	0.075

Je rappelle que j'ai pris les valeurs par défaut pour la taille des cercles avec Iris (8, 12, et 20 pixels) et Audela (5, 7 et 10 pixels). Ceci peut expliquer la différence de résultats obtenus - j'ai bien conscience qu'il faudrait regarder avec attention ces paramètres majeurs de la méthode de photométrie d'ouverture. Sans avoir eu cette approche d'optimisation de la taill des cercles, j'ai tout de même relancé Iris avec la même taille de cercles que Audela (5-7-10). Voilà ce qu'il en ressort sur les 50 premières valeurs:

On constate une grande similitude entre les courbes - mais tout de même pas un résultat strictement identique (les algorithmes devraient pourtant conduire à un résultat strictement comparable...). Pour information, l'écart-type de Iris dans ce cas est de 0.048 (contre 0.047 pour Audela, et 0.053 pour Iris avec les cercles par défaut).

En revanche, la méthode de modélisation n'appelle aucun paramètres, et seule la qualité de modélisation entre ici en ligne de compte. Il est intéressant de constater que c'est avec cette méthode que l'on obtient le meilleur résultat (Prism)... et le pire (Audela). Je ne crois pas me tromper en affirmant que Prism dispose d'un excellent algorithme de modélisation !

Sans entrer dans le détail de l'ergonomie de chacun, l'utilisation de ces trois outils m'a permis de noter les points suivants:

- La fonction photométrie automatique de Iris nécessite de faire le calcul de la vitesse de l'astéroïde à la main... ce qui est plutôt fastidieux ! En outre, il faut reprendre les résultats dans un tableur pour obtenir la magnitude de l'astéroïde en fonction de la super-étoile. Certes on a l'avantage de parfaitement contrôler le calcul, mais ce n'est pas d'une simplicité exemplaire.

- Les deux autres outils sont des scripts dédiés au dépouillement des courbes de lumière d'astéroïdes. Les défauts évoqués plus haut sont donc éliminés. Le script de Prism offre pourtant quelques avantages à l'utilisation: On peut sélectionner une à une les images (dans la pratique, il y a toujours des images qui sont à éliminer à cause d'un bougé de l'instrument, ou du passage de satellites...), et le fichier de résultat est plus fourni. En outre, il génère un fichier au format directement exploitable au sein de Aude (cf site de Raoul Behrend). Enfin, le système de rejet des images aberrantes est tout à fait efficace (visible sur la dernière figure)!

Ma principale conclusion, après avoir fait cette étude comparative, est que le dépouillement des images nécessite une attention particulière, et pas uniquement pour le prétraitement... Je ne m'attendais pas à trouver de tels écarts en partant d'une série d'images donnée. De fait, on mesure un phénomène dont la variation est de l'ordre de 0.1 magnitude, mais dont l'incertitude est de l'ordre de... 0.05 magnitude !

Ensuite, j'ai bien réalisé en faisant cet exercice toute la souplesse apportée par les scripts. Certes le déroulement du calcul est sensiblement plus long que pour une fonction codée en C++, mais on peut ainsi automatiser, et améliorer graduellement, toute une série d'opérations fastidieuses.

Enfin, en l'état actuel, il me semble qu'il faut préférer Prism, et l'excellent script de Laurent Bernasconi pour ce type de traitement. Mais mon petit doigt m'a dit que des améliorations sensibles sont en cours sur le script de Audela ! A suivre, donc...

Bien entendu, je tiens à votre disposition l'ensemble des données qui m'a permis de faire cette étude.