------------------------  Note Technique n°3  PHEMU  2/11/2002  ------------------------

 
 
I - Introduction
 
L'observation des phénomènes mutuels ne peut avoir lieu que pendant une période favorable très courte. Chaque phénomène lui-même ne dure que peu de temps et on se doit d'être prêt à observer avant chaque phénomène. Toute hésitation peut être fatale à l'obtention de données utilisables. Le but de cette note technique est de passer en revue tous les problèmes à résoudre pour l'observation des phénomènes (rappelons qu'il s'agit d'observations photométriques) et de permettre à chacun d'établir une procédure très stricte à suivre absolument et adaptée au type de récepteur utilisé. Nous ne le répèterons jamais assez: testez matériel et procédure d'observation AVANT les premières observations de phénomènes, en observant les satellites galiléens en dehors des phénomènes ou durant une éclipse par Jupiter, ce qui est un très bon banc d'essai.
 

II - La datation des observations

Indépendamment de la mesure de quantités photométriques, il est aussi nécessaire de dater chaque point des courbes obtenues en Temps Universel coordonné (UTC, c'est l'horloge parlante moins une ou deux heures) afin de pouvoir relier entre elles toutes les observations ainsi mesurées dans la même échelle de temps. En particulier, il est plus prudent de ne pas se fier au temps sidéral ou à une horloge interne à la coupole : il est préférable de se caler dès le début sur UTC. L'expérience a prouvé qu'il ne faut pas attendre car après le phénomène tout peut arriver (en particulier des pannes...) ! Malheureusement, tous les observatoires ne possèdent pas le UTC en permanence. Le mieux est donc de se caler sur UTC avant l'observation en appelant l'horloge parlante et d'appeler à nouveau après l'observation pour voir s'il y a eu une dérive. Le calage absolu doit être fait à mieux que 0.5s. Autrement dit, chaque point de la courbe enregistrée doit en effet être daté avec une précision meilleure que 0,5 seconde de temps. C'est tout à fait faisable. En 0,5s, Io, par exemple, parcourt 8,6km; une précision d'une seconde correspond alors à une précision de 17,2km dans l'espace ce qui est impossible à atteindre par tout autre moyen d'observation.

 N'oublions pas non plus que les prédictions ne sont pas totalement exactes. Les quelques phénomènes durant plus de 20 minutes peuvent se produire de 5 à 10 minutes avant ou après l'heure prédite. Aussi, il importe de commencer l'enregistrement suffisamment longtemps en avance. De plus, les prédictions sont en TT (temps terrestre) qui diffère d'UTC d'1 minute environ (TT - UTC ~ 66 seconds in 2002).
 

III- Le choix des phénomènes à observer

Si l'on ne peut observer qu'un nombre limité de phénomènes, lesquels choisir de préférence ? On peut pour cela appliquer les règles suivantes :

- choisir les phénomènes ne se produisant pas au crépuscule et ceux pour lesquels Jupiter est assez haut dans le ciel,
- éviter les phénomènes rasants (ils peuvent être inobservables du fait de l'imprécision du modèle théorique utilisé pour la prédiction) et préférez les phénomènes dont la chute en magnitude se situe entre 20 et 90%.
- choisir les phénomènes se produisant plutôt loin de Jupiter (à plus de 3 rayons joviens)
- préférez les occultations aux éclipses, surtout celles impliquant le satellite 4 Callisto et les éclipses pour lesquelles le satellite éclipsant est loin du satellite éclipsé
- évitez les phénomènes trop longs si vous ne pouvez pas les observer en entier (Jupiter peut se coucher pendant un phénomène…)

 Cependant, lorsque c'est possible, il faut évidemment tenter le maximum d'observations.
 

IV - Les récepteurs utilisables

Le but de l'observation est d'enregistrer la variation de flux reçu des satellites concernés et d'obtenir une courbe de lumière dont l'échantillonage temporel optimal doit être entre 5 points par secondes et un point toutes les 2 secondes. Cet échantillonage dépendra de la durée des phénomènes.Pour cela divers récepteurs sont utilisables::
- le photomètre photoélectrique à un canal ;
- le photomètre photoélectrique multicanal ;
- le photomètre photoélectrique à plusieurs entrées spatiales ;
- le spectrophotomètre ;
- le récepteur bidimensionnel type CCD ou caméra vidéo.
Nous ne donnerons pas d'informations sur les récepteurs eux-mêmes mais sur leur utilisation pour l'observation des phénomènes mutuels.

a) la bande passante utilisée pour l'observation

La longueur d'onde dans laquelle on observera pourra dépendre du photomètre utilisé; disons que l'on peut observer les phénomènes mutuels dans n'importe quelle longueur d'onde, ce sera toujours utile. Cependant on peut chercher à désigner quelques longueurs d'onde plus favorable.

- pour l'intérêt de l'observation astrométrique des phénomènes mutuels, les bandes V et R sont celles qu'il faut choisir de préférence (plutôt R si on est dans un site urbain, cf. ci-après).

- pour éviter la lumière parasite de Jupiter pour les phénomènes ayant lieu très près de la planète, on peut utiliser les filtres interférentiels "CH4 " (7260 Å , 8300 Å  , 8900 Å , ...) mais ce n'est pas très efficace et la photométrie bidimensionnelle est préférable dans ce cas (récepteur CCD ou vidéo).

- pour les observations que l'on fait dans une ville très éclairée, il semble intéressant d'être dans la bande 5000 à 5300 Å. La figure 1 donne la brillance d'un fond de ciel urbain en fonction de la longueur d'onde.

- cas d'un photomètre multicanal: si vous pouvez observer dans plusieurs longueurs d'onde simultanément, faites-le. C'est un moyen de décorréler les accidents photométriques locaux ainsi que d'analyser plus précisément la nature des sols des satellites. L'échantillonage de la courbe de lumière doit alors être au minimum d'un point par seconde et au maximum de 10 points par seconde.

- le temps d'intégration ne doit pas être trop court (il faut avoir un bon rapport signal/bruit) ni trop long (les phénomènes sont courts et il faut un bon échantillonage de la courbe de lumière enregistrée. l'expérience montre que le temps d'intégration peut varier, selon les récepteurs, de 0,1 à 2 secondes de temps.
- l'échantillonage temporel de la courbe de lumière enregistrée va dépendre tout d'abord du temps d'intégration. Après avoir intégré la lumière reçue du satellite, il faut stocker les données "date" et "flux". La donnée "date" peut ne pas être stockée si tous les points sont équidistants: il suffira de connaître la date du premier point, l'espacement entre deux points et -c'est redondant mais cela permet une vérification- la date du dernier point. L'échantillonage temporel doit se situer entre 10 points par seconde et un point toutes les deux secondes. cela dépendra d'abord du récepteur et de la chaîne électronique associée. Il faudra cependant tenir compte de la durée du phénomène. Un phénomène court, durant seulement quelques minutes doit être échantilloné avec plusieurs points par seconde. Un phénomène long, durant plus d'une demi-heure peut être échantilloné avec un point toutes les 2 secondes. Un photomètre multicanal permettant l'observation dans plusieurs longueurs d'ondes nécessite plus de lumière et plus de temps: il sera plus efficace lors des phénomènes longs.

c) le diaphragme

Le diaphragme correspond au champ dont on va mesurer le flux lumineux. Ce diaphragme va pouvoir contenir un, deux ou même trois satellites. Il contiendra aussi le fonds de ciel. Par exemple, dans le cas d'une occultation, il contiendra obligatoirement les deux satellites impliqués, avec éventuellement un troisième si celui-ci est très proche (à éviter!). Dans le cas d'une éclipse, le satellite éclipsant ne sera dans le diaphragme que s'il est très proche. L'enregistrement des satellites indépendamment les uns des autres avant et après le phénomène est indispensable.Attention aussi aux phénomènes longs, durant lesquels un satellite supplémentaire arrive dans le diaphragme! Préparez avec soin l'observation!
Attention, un diapragme trop grand contiendra trop de fonds de ciel et dégradera le rapport signal/bruit. Un diaphragme trop petit rendra difficile l'observation du fait du risque de sortie de diaphragme des satellites (surtout en cas d'agitation atmosphérique).
La notion de diaphragme dépend fortement du récepteur utilisé. dans le cas d'un photomètre photoélectrique à une voie, on choisira en début d'observation ce que l'on met dans le diaphragme et le fond de ciel, l'objet de réference, seront mesurés seuls dans le diaphragme avant puis après l'observation du phénomène.
Dans le cas d'un photomètre multicanal spatial (et non spectral), on mettra dans les différents diaphragmes les satellites occultés ou éclipsés, le fonds de ciel et un objet de référence.
Dans le cas d'un récepteur bidimensionnel type CCD ou caméra vidéo, le diaphragme sera virtuel: c'est seulement lors de la réduction que l'on définira les diaphragmes par fenêtrage des images enregistrées. Il faut veiller à ce que cela soit possible après l'observation pendant la réduction et que l'image contient bien les satellites occultés ou éclipsés mais aussi un objet de référence (autre satellites) quand cela est possible. En particulier, veillez aussi à la stabilité des images: veillez à ce que les images des satellites restent à la même place dans l'image pour faciliter la construction des fenêtres "diaphragmes" par la suite.

L'étude du champ des satellites au moment des phénomènes peut se faire à l'aide des logiciles d'éphémérides relatives des satellites accessibles sur le site web de l'IMCCE ou en utilisant le logiciel graphique pour PC "SATEL13" disponible sur le serveur ftp de l'IMCCE.
 

V - L'observation

Les phénomènes étant rapides, préparez une procédure rédigée et minutée pour ne pas manquer de temps pour effectuer les divers étalonnages, et pour ne pas en oublier.

a) la préparation

Bien que la courbe puisse être utilisée de manière relative, la calibration et les rattachements photométriques à des étoiles connues (de type quasi-solaire) peuvent être utiles. Tout cela doit impérativement être fait avant le phénomène si ce dernier a lieu en fin de nuit.
 Le diaphragme doit être prévu en fonction des configurations des satellites et il faut préparer cela avant l'observation. Attention à bien identifier les satellites concernés, surtout dans les cas de montages optiques inversant le champ. Il importe de reconnaître les satellites bien avant le phénomène. Des logiciels d'éphémérides donnent les configurations du système jovien lors des phénomènes mutuels et vous aideront à préparer les observations. Les figures ci-après vous montrent différents cas pouvant se produire.

 Commencer l'enregistrement suffisamment longtemps en avance : comme nous l'avons déjà dit ci-dessus, les phénomènes longs peuvent être prédits avec 10 minutes d'erreur !

 Veillez à ce que Jupiter soit bien visible dans le ciel à l'heure du phénomène : s'il est très bas sur l'horizon (moins de 10 degrés de hauteur) cela pose des problèmes, mais ceux-ci ne sont pas forcément insurmontables comme nous le verrons ci-après. Par contre si Jupiter est derrière une montagne ou un pylône, c'est beaucoup plus gênant. Le logiciel interactif donnant pour chaque lieu la hauteur et l'azimut de Jupiter vous aidera.

Les difficultés dues à la lumière parasite

 La proximité de la Lune posera des problèmes de lumière parasite. Ceux-ci seront parfois surmontables par l'usage de caches ou de tromblons. En cas de clair de lune, les observations dans le rouge seront efficaces pour limiter les fluctuations du fond du ciel. Ce dernier devra être consciencieusement mesuré (cf. ci-après), mais cela est vrai aussi quand il n'y a pas de Lune.

b) L'enregistrement du phénomène

La mesure du fond de ciel est indispensable dans tous les cas, même s'il n'y a pas de lumière parasite. Cette mesure doit être faite avant, pendant (dans le cas de phénomènes de plus de 25 minutes) et après chaque phénomène. La méhode décrite dans le paragraphe précédent est applicable : 4 mesures autour des satellites concernés. Au cas où on est limité en nombre de mesures, se contenter d'une mesure au-dessous ou au-dessus du champ.
 

 L'absorption atmosphérique entraîne une chute d'éclat apparent en magnitude grosso modo proportionnelle à la distance zénithale suivant la "droite de Bouguer". Le texte reproduit en annexe ci-contre, extrait de "Introduction à l'Astrophysique : les étoiles " de J. Dufay en rappelle le mécanisme à ceux qui n'ont pas encore l'expérience pratique de la photométrie. Mais attention : les valeurs données (0,165 mag., 0,29 mag., 0,59 mag.,) ne sont que des valeurs moyennes pour un site de plaine. En réalité elles peuvent varier très sensiblement d'une nuit à l'autre. Elles peuvent même varier en cours de nuit. Dans ce cas, la droite de Bouguer n'est pas une droite : les points se dispersent, surtout lorsque l'on se rapproche de l'horizon. D'où la nécessité d'effectuer des mesures différentielles par rapport à un autre satellite de Jupiter ou par rapport à une étoile standard photométrique de type spectral quasi-solaire.

 Notons que les courbes ne sont pas obligatoirement symétriques (en raison d'un mouvement relatif qui peut être non linéaire), et que le minimum peut ne pas être plat dans le cas des phénomènes annulaires (du fait de taches sur les satellites). Des "gags" peuvent se produire; exemples : arrivée d'une étoile dans le champ; pire : arrivée de Jupiter dans le champ (alors il y a danger pour le photomultiplicateur : la magnitude V de Jupiter est environ +5 par seconde carrée).
 

c) Observations délicates à faire dans des conditions difficiles

Les observations effectuées bas sur l'horizon : dans ce cas il faut se méfier de 2 choses : tout d'abord de la réfraction qui augmente rapidement et qui nécessite de faire un guidage qui en tienne compte (ne pas se fier à l'entraînement du télescope); ensuite l'absorption variable doit être mesurée grâce à un objet de référence qui peut être un satellite ou une étoile standard. Pour les phénomènes longs, l'objet de référence doit être mesuré en cours de phénomène.

d) Rappel de quelques erreurs fréquentes à éviter :

 . se tromper de satellite ! (confusions Nord-Sud, Est-Ouest; miroirs à 45°,...) :

 . commencer l'observation trop tard (incidents d'enregistreurs,...) et imaginer qu'on va faire les calibrations et rattachements photométriques après le phénomène (il y a des surprises...) ;

 . sous-estimer la possibilité de faire des mesures valables à 10° de l'horizon et moins, surtout en montage (mais attention aux dérives de réfraction !)

 . choisir un mauvais diamètre de diaphragme et devoir le changer pendant l'observation ;

 . croire que le déplacement mutuel est toujours linéaire uniforme ;

 . croire que l'on sait tout sur les satellites galiléens, en particulier que les magnitudes sont bien connues ( elles varient d'ailleurs d'un point à l'autre de l'orbite) ;

 . ne pas être sûr de sa montre : il faut absolument se rattacher à UTC.
 

EN BREF : PREPARER SOIGNEUSEMENT CHAQUE OBSERVATION ET SUIVRE MINUTE PAR MINUTE UNE PROCEDURE REDIGEE A L'AVANCE.
 

VI - Récapitulation des points importants à bien examiner

1 . être sûr que l'on a une base de temps  UTC à mieux de 0,2 seconde ;

2 . vérifier que Jupiter ne se cachera pas derrière un obstacle  pendant l'observation ;

3 . vérifier que chaque point de la courbe de lumière est datée avec une précision meilleure que 0,2 seconde ;
4 . penser à utiliser le cas échéant un filtre  adapté : 5000-5300 Å en site urbain, rouge dans le crépuscule ou près de la pleine lune, ... mais indiquez bien quel filtre vous avez utilisé ;

5 . si vous utilisez un récepteur dont vous n'avez pas l'habitude, méfiez-vous du traquenard des filtres "mal bloqués" qui laissent passer le rouge (cas général des gélatines Kodak) ;

6 . bien identifier les satellites et se méfier des montages optiques qui retournent le champ ;

7 . prévoir combien de satellites seront dans le diaphragme, avec quelle séparation et bien choisir ainsi le diamètre du diaphragme qui devra convenir pour toute la durée du phénomène;

8 . prévoir les mouvements des satellites pour le guidage  et se méfier de l'augmentation de la réfraction  lorsque l'on se rapproche de l'horizon ;

9 . voir si la Lune ou la proximité de Jupiter risque de gêner l'observation du fait de la lumière parasite  et y remédier (cf paragraphe 5. b) ;

10 . faire des mesures photométriques individuelles de chaque satellite plusieurs fois au cours d'une observation si le phénomène est suffisamment long, sinon avant et après le phénomène ;

11 . mesurer le fond de ciel  dans plusieurs zones, plusieurs fois au cours de chaque observation ;

12 . mesurer l'absorption atmosphérique  grâce à un objet de référence (autre satellite ou étoile standard photométrique de type solaire) que l'on mesurera plusieurs fois au cours d'une observation;

13 . prendre des précautions particulières pour les phénomènes ayant lieu au crépuscule , mais ne pas hésiter à les observer en se préparant la veille dans les mêmes conditions.