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COMMENT FAIRE LA CDL D'UN ASTEROIDE AVEC LE LOGICIEL CANOPUS

COURBE DE LUMIERE EN PERIODE ENTIERE DE L’ASTEROIDE BINAIRE 2871 SCHOBER en filtre L

 

About Lightcurves (Source ALCDEF)

One of the fundamental properties of a minor planet is its rotation rate, usually expressed in hours. 

The periods of more than 8300 minor planets are now known. They are plotted as frequency (cycles/day) vs. size (km) in the figure below.

From the results used to create this figure, it is possible to draw several important conclusions for rotational statistics.

• Most minor planets have rotation periods that are greater than about 2.2 hours with the majority being between 4 and 10 hours.
• Objects spinning faster than about 2.2 hours must be "strength-bound" (e.g., monolithic), otherwise they would fly apart.
• Most smaller objects spinning slower than 2.2 hours are likely "rubble piles", loose conglomerations held together by mutual gravitation.
• There is an excess of slow rotators among smaller minor planets.

The rotation rates were determined mostly by the analysis of lightcurves, which are plots of magnitude versus time. Mathematical (e.g., Fourier) analysis of those data points leads to the determination of the period. It can also show that a minor planet is binary or in non-principal axis rotation ("tumbling"). In some cases, a carefule review of the rotation period for a given minor planet over the years can show that the minor planet's period is changing, getting slower or faster over time.

The formation of binary minor planets, tumbling action, and period change are most likely due to the YORP effect, which is a thermal process where absorbed sunlight, re-radiated as heat, can affect the minor planet's rotation period and even spin axis orientation. Another effect, the Yarkovsky (the "Y" in YORP), can cause the minor planet's semi-major axis to increase or decrease.

The shape and spin axis orientation of a minor planet can be determined if a sufficient number of lightcurve data are available. For main-belt objects, data from many years, even decades, may be required to get an accurate picture, assuming supplementary data from radar, adaptive optics, and/or occultations are not available.

The minor planet Lightcurve Database (LCDB, Warner et al., 2009, Icarus 202, 134-146) is a repository for minor planet rotation rates and other basic information such as size, albedo, absolute magnitude (H), etc. However, for modeling of shapes and spin axis, and for further development of theories regarding binary formation, tumbling, and the role of the YORP effect, researchers need full access to the complete lightcurve data sets, not just the results of the analysis. The purpose of this site is to allow researchers to upload their observations to a central repository and so make them available for others to use in independent study. As with astrometry data, a standardized format has been adopted so that supplying and using the data require_onces a minimum of effort. The ALCDEF (Asteroid Lightcurve Data Exchange Format) standard follows a "FITS-like" style, using a header with <keyword>=<value> pairs to describe the data and a separate data section with DATA=<data> lines. The full definition is outlined here.

 

1)      PRESENTATION DE L’ASTEROIDE BINAIRE

Cet asteroide a été choisi sur la liste BINAST qui regroupe des observateurs d’astéroides binaires asynchrones (potentiels). La courbe de lumière avait pour but d’ajouter des données supplémentaires.

 

 La cible a été choisie avec Gabriel Malchirand et Liv Sivet en fonction de sa période de rotation et de sa position dans le ciel parmi la liste de 6 astéroides potentiels à observer.

 

 

Des Incertitudes inférieures à 0,15 mag sont demandés -nous avons obtenu 0,003 mag)

 

Cet astéroide possède un satellite dont l’existence a été publiée le 3 février 2023 soit 4 mois après la fin de la mission

dans le CBET 5215

 

Courbes de lumière de la liste BINAST. La période du satellite est d’environ 42h

 

 

L’utilisation d’un logiciel comme CARTES DU CIEL n’assure pas que l’astéroide soit à la bonne position (mauvais paramétrage),

il y a souvent des problèmes dans le calcul des positions des astéroides

Serveur JPL horizon pour afficher les coordonnées précises de la cible.

Pour ne pas se tromper on va utiliser le site du Jet Propulsion Laboratory sur les astéroides

https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons/

 

 

L’éphéméride affiché par le JPL

dRA cos Dec	Déplacement en secondes d’arc par heure
dDec/dt	Déplacement en secondes d’arc
r	Distance Soleil-asteroide
Delta	Distance Terre-asteroide
S-O-T	Angle de phase en degrés
S-T-O	Elongation de l’astéroide en degrés
PlAng	Angle entre le plan de l’orbite de l’astéroide et notre orbitr

 

A.D. : 2h44 environ constellation du Bélier

Déclinaison +18°.

L’élongation est proche de 180°, l’objet est donc à l’est au coucher du soleil et visible une grande partie de la nuit.

Le déplacement en ascension droite est d’environ 40’’ par heure, ce qui est un déplacement plutôt lent.

Acquisition en binning 2x2, exposition de 120 secondes : dans ce cas le déplacement sera de 40 x 2/60 = 1,3 ‘’ en 120 secondes.

Comparons ce résultat avec l’échantillonnage de la caméra

Echantillonnage = 206 x 18 / 4000 = 0,9 ‘’ / pixel

Le temps de pose est légèrement trop grand. On aurait dû retenir un temps de pose de 0,9 x 60 / 40 = 1,3 minutes soit 1 min 18 sec, mais cela ne s’est pas vu sur les images.

CANOPUS peut mesurer avec des ouvertures elliptiques, un léger bougé n’est pas gênant.

 

 

2)      REDUCTION PHOTOMETRIQUE DE LA COURBE DE LUMIERE AVEC LE LOGICIEL CANOPUS

Ce logiciel est spécialement conçu pour réduire des images d’astéroides.

La BIBLE de Brian Warner « A practical guide to lightcurve photometry and analysis » a été utilisé pour les support théoriques sur la photométrie, notamment la particularité de mesure des astéroides.

Les deux principales différences avec une CDL d’étoile variable sont :

-          les étoiles de comparaison changent d’une nuit à l’autre. On ne peut donc pas utiliser les champs de l’AAVSO.

Il faut donc une technique pour trouver les étoiles de comparaison.

Pour cela on utilisera un graphique qui affichera les étoiles dont l’indice B-V est proche du type solaire (car l’astéroide réfléchit la lumière du soleil)

Toutes les manipulations indiquées ici sont basées sur le fichier d’aide de MPO CANOPUS de Brian Warner

-          l’astéroide se déplace dans le champ, le logiciel doit pouvoir suivre l’astéroide entre la 1^ère image et la dernière. SI il passe sur une étoile, un outil permet de supprimer l’étoile afin d’effectuer les mesures photométriques. Ce soir-là, par chance, l’astéroide n’est passé sur aucune étoile

 

Indiquer la focale, la taille des pixels, le gain de la caméra et les coordonnées du site

C’est le gain de a caméra en e/adu qui permettra de calcule le SNR de chaque mesure et l‘incertitude associée

Le gain doit être renseigné exactement sinon le calcul du SNR est faux.

Plus le SNR augmente, plus l’incertitude diminue selon la relation

Incertitude (mag) = 1,08 / SNR (livre de BW)

 

Nous ouvrons une session en indiquant le numéro de l’astéroide. CANOPUS cherche l’astéroide et affiche l’angle de phase (Phase), 

la distance au soleil (S.D.) et à la Terre (E.D.).

La FWHM est de 2 pixels mais a largeur de l’étoile est proche de 10 pixels, la largeur de l’ouverture sera prise égale à 11 pixels

car Canopus demande une valeur impaire.

Les diamètres utilisés (en pixels) pour la mesure par photométrie d’ouverture.

Automatch entre l’image et la carte du ciel (astrométrie sur le champ)

Le SNR est de 375 (indiqué en bas dans la barre d’état) sur la dernière image ce qui donne une incertitude de 1/375 x 1,08 = 0,00288 soit environ 3 millième de magnitude.

Nous utilisons maintenant  le CSS Comparator Star Selector pour sélectionner 3 étoiles de comparaison le long de la droite qui donne la valeur de la magnitude en fonction de la magnitude instrumentale.

Ici nous ne pouvons pas utiliser une carte de champ de l’AAVSO puisque l’astéroide se déplace de nuit en nuit.

1^ère image

L’astéroide est le cercle jaune, les autres cercles sont les comps

82^ème image

Les 3 comps (1, 2, 3 ) et l’astéroide (T)

Ce graphique montre la variation de magnitude instrumentale

Idéalement on devrait avoir une courbe qui monte si l’objet monte dans le ciel et descend si l’objet descend.

Ici il semblerait que des nuages soient venus perturber les mesures

La différence de magnitude brute de la cible – comp

C’est normal d’avoir une courbe qui est proche de la variation de l’astéroide.

 

La différence de magnitude moyenne de la cible – comp 2

C’est signe qu’il n’y a pas d’anomalie que nous ayons des lignes droites

La courbe de lumière finale

 

3)      ENVOI DES DONNEES A RAOUL BEHREND ET SUR LE SITE ALCDEF.ORG

A) Envoi des données à Raoul Behrend, astronome à l’observatoire de Genève 

Il reçoit les CDL des asteroides des amateurs, traite le fichier reçu (généralement 3 colonnes : JJ, mag de l’astéroide, erreur/mag) avec ses logiciels professionnels  

et affiche la CDL sur son site : la CDL affichée sur son site est une validation des données de la part d’un professionnel

 

B) Le site alcdef.org reçoit les courbes de lumière des astéroides sous le format ALCDEF (tenu par Brian Warner, concepteur du logiciel MPO CANOPUS)

Le fichier est issu d’un export de CANOPUS. Il indique de très nombreuses informations de l’observation, dont les observateurs.

Ci-dessous, le fichier téléchargé du site une fois uploadé sur la BDD

  

Nous voyons que l’incertitude de mesure est proche de 3 millièmes de magnitude, ceci grâce au fort rapport SNR

La valeur précise de la magnitude de l’astéroide est compliquée à calculer, j’ai donc retenu une valeur différentielle pour les mesures (relative)

 

COPIES ECRAN ISSUES DU SITE ALCDEF.ORG

Courbe de lumière en Jours juliens

Courbe de lumière en diagramme de phase de 0 à 1 puisque la durée de l’observation est supérieure à la période de révolution.

SOURCE : ALCDEF