III- La mesure de position:
identification d'un corps du système
solaire parmi les étoiles
et le principe du rattachement à
ces étoiles
La technique photographique ou d'imagerie électronique
se pratique donc avec un télescope fournissant une image d'une
partie du ciel, un "champ" dont la dimension est mesurée en angle
sur le ciel.
Bien que l'on connaisse a priori la distance focale du télescope
utilisé, celle-ci n'est pas connue avec suffisamment de précision
pour transformer des mesures en millimètres sur l'image en angles
sur le ciel. Pour cela, il est nécessaire d'avoir une image de
l'objet inconnu entouré d'images d'étoiles de catalogue
dont on connaît très précisément les coordonnées.
Le processus de réduction astrométrique va permettre de
calculer l'échelle de l'image qui transformera des millimètres
en angle et l'orientation qui indiquera la direction de l'est selon l'équateur
céleste. Cela nous conduira aux positions en ascension droite et
déclinaison cherchées. Ce processus de réduction
astrométrique doit être appliqué pour chaque image
pour plusieurs raisons:
-l'image réalisée est plane alors que l'image
d'un morceau de sphère céleste au foyer d'un télescope
est sphérique. Il faut tenir compte de la projection réalisée;
-l'optique du télescope n'est pas parfaite et engendre
des déformations du champ (pas d'isotropie de l'échelle
ni de l'orientation) et les caractéristiques du télescope
(focale de l'optique) ont la fâcheuse tendance à se modifier
avec la température;
-la réfraction atmosphérique rapproche les
astres du zénith: une correction spécifique est aussi nécessaire
et dépend de l'état de l'atmosphère au dessus du
télescope.
Ces effets sont pris en compte en introduisant des inconnues
dans le processus de réduction. Un plus grand nombre d'étoiles
de rattachement est alors nécessaire pour étalonner le champ
observé. La haute précision astrométrique est à
ce prix.
Les catalogues d'étoiles ont beaucoup progressé
au cours des dernières années et on dispose actuellement
d'un "bornage" dense du ciel par les étoiles de catalogue.
On trouvera ci-dessous le processus d'identification d'objet
et de choix d'étoiles d'étalonnage dans le cas du satellite
Phoebe de Saturne (que l'on observe comme un astéroïde).
A droite, le champ du satellite Phoébé de Saturne,
pris le 21 mars 1998 à 2h 52m UTC à l'observatoire
de Haute-Provence (champ de 12 minutes de degré, télescope
de 120cm). On identifie l'astre mobile de deux manières:
- l'astre bouge comme c'est visible en alternant deux poses successives;
- l'astre n'est pas présent sur une image de référence
de même champ faite avec un télescope de Schmidt à
une autre date (voir l'image ci-dessous à droite).
L'objet mobile Phoébé est indiqué par la flèche
jaune.
(d'autres images à étudier sont disponibles
sur le site de l'IMCCE, cf. chapitre
IV) |
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A droite l'image de référence confirmant l'identification
de l'objet mobile. Cette image a été prise avec le
télescope de Schmidt de l'observatoire du Mont Palomar à
une date bien antérieure. On identifie les mêmes étoiles
du champ que l'on va retrouver dans le catalogue (ci-dessous à
droite).
(images disponibles sur le site Internet du DSS, cf. chapitre
IV) |
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Il reste à identifier des étoiles connues de catalogue
qui permettront d'étalonner le champ (détermination
de l'échelle en angle par millimètre et de l'orientation
par rapport au repère équatorial des ascensions droites
et des déclinaisons). Ci-contre à droite une carte
de champ extraite du "Guide Star catalogue", un catalogue très
dense d'étoiles construit pour permettre le pointage du Télescope
Spatial.
(les catalogues d'étoiles sont disponibles sur le site
du CDS, cf. chapitre IV) |
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Nous allons appliquer cette méthode au champ de l'astéroïde
Kalypso et utiliser le catalogue USNO A2 à la place du Guide Star
Catalogue qui contient ne contient pas assez d'étoiles pour ce champ.
Crédit: J.E. Arlot/IMCCE
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