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Calcul des distances : methode B-V d'obtention des distances

Categorie Astronomie

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Calcul des distances : methode B-V d'obtention des distances

Cette methode permet d'obtenir une approximation a 20-30% de la distance des etoiles.

On commence par determiner un indice de correction de magnitude a appliquer aux etoiles presentes sur des images acquises a la CCD et pretraitees aux DARK et PLU. Puis on calcule l'indice de magnitude apparente B-V d'un ensemble d'etoiles. On positionne ensuite les etoiles sur la sequence principale d'un diagramme HR pour en obtenir la magnitude absolue. Connaissant la magnitude apparente et la magnitude absolue, il ne reste plus qu'a calculer la distance.

Images à acquérir
On doit acquérir des images mono-chromatiques de l'objet ciblé à l'aide du filtre vert et du filtre bleu. A défaut d'acquisition mono-chromatique, une image RVB obtenue à la WebCam par exemple, on peut séparer les différentes chaines pour obtenir l'image mB. Si l'on souhaite remplacer le filtre vert mV par l'image en visuel, une conversion de l'image en niveau de gris fera l'affaire.
Un logiciel de traitement d'images astronomique disposant de fonctions de photométrie, par exemple http://www.msb-astroart.com/" title="AstroArt">AstroArt (payant) ou http://www.astrosurf.com/buil/iris/iris.htm" title="Iris">Iris (Gratuit) facilitent la tâche.

Correction des images
Les mesures sur les images acquises doivent être corrigées en fonction du télescope, de l'instrument d'acquisition utilisé,  et des conditions d'observations. Un pré-traitement permettra d'éliminer les imperfections liées au bruit d'acquisition CCD. Image traitée= (IMAGE - DARK) / (PLU - PLUDARK).
On obtient alors le flux f de lumière émises par les étoiles.
La constante de correction C s'obtient en comparant le flux reçu par des étoiles étalon contenue dans l'image et dont on peut trouver la magnitude apparente m dans un catalogue astronomique, TYCHO par exemple.
C=2,5log(f)+m
La constante est à déterminer pour mV et mB. (CV=2,5log(fV)+mV  et CB=2,5log(fB)+mB). Il est préférable d'utiliser plusieurs étoiles étalon puis d'effectuer une moyenne des constantes de correction.
La moyenne de cette constante sera appliquée dans les calculs de magnitude.

Calcul de l'indice B-V
Les magnitudes m (mV ou mB) s'obtiennent ensuite par m=C-2,5log(f).
On détermine, pour chaque étoile, la magnitude apparente sur les images acquises à l'aide d'un filtre Bleu mB, et la magnitude apparente obtenue à l'aide d'un filtre vert mV, puis on fait la différence des deux magnitude.
Indice B-V=mB-mV
Pour limiter le nombre d'images à acquérir, on peut substituer la magnitude visuelle à mV; les deux magnitudes étant relativement proches. On perd par contre un peu en rigueur.

Positionnement sur le diagramme HR
Une fois l'indice B-V obtenu, on positionne les étoiles mesurées sur la séquence principale d'un diagramme HR (diagramme de Hertzsprung Russel).

Diagramme HR des étoiles du catalogue Hiparcos (credit : ESA)

La séquence principale est la diagonale principale du diagramme. 90 % des étoiles se situent sur cette séquence (les autres sont dans la séquence des géantes en haut de diagramme ou des naines blanches en bas de diagramme), les erreurs de positionnement ne devraient logiquement pas remettre en cause la globalité du résultat en fonction du type d'objet étudié. Attention cependant aux populations d'étoiles homogènes, de type amas, qui peuvent, étant nées en même temps, avoir des caractéristiques de séquence communes et ne pas être positionnables sur la séquence principale

Calcul de la distance
Le positionnement des étoiles mesurées sur la séquence principale HR, avec en abscisse l'indice B-V, permet d'obtenir la magnitude absolue M de l'étoile. La loi de Pogson permet ensuite d'obtenir la distance de l'objet en parsecs :
M-m=-5 (log (d) -1)
ou
Log d=(m - M +5)/5 en parsecs.
1 parsec =3,26 al.