Ce graphique montre une mesure idéale que nous aurions pu obtenir. Il ne s'agit hélas, que d'une simulation avec une échelle de temps arbitraire en abscisse et sur 8 bits en ordonnées.

  Nous nous étions donnés deux conditions essentielles pour cette mesure.
         - Il fallait en premier lieu, pour faire de la photométrie, ne pas saturer ni avoir un signal trop faible pour pouvoir mesurer la descente en éclat si jamais il y a une atmosphère sur Titania.
         - Il fallait également, si nous souhaitions mesurer cette pente (pour, par la suite détecter la présence ou non d'une atmosphère) avoir un nombre suffisant de points mesures dans le temps (3 ou 4 pour la confirmation). Cette échelle de temps nous est donnée par les professionnels qui suivent ces phénomènes et qui ont établi des éphémérides spécifiques au cas observé. Dans les circonstances de Titania, les groupements d'observateurs structurés pour l'occasion fournissaient ces éléments.

  La dynamique et l'échantillonnage étant suffisant, nous pouvions alors mesurer le temps absolu (moment de l'éclipse), la durée de l'éclipse, la variation de magnitude et la pente de cette variation de magnitude. Cela faisait beaucoup d'informations pour un si bref événement astronomique si facilement accessible aux instruments amateurs. Voilà pourquoi un petit groupe de la SAP s'est intéressé à cet événement passionnant. Il fallait encore choisir les instruments, définir et adapter les méthodes de mesure.

Quelles informations nous fallait-il recueillir ?

  Nous devions pouvoir mesurer une magnitude sur un objet ponctuel (l'étoile -164538-SAO…) pendant quelques minutes à une cadence d'environ 5 images par seconde.
Il fallait connaître
         - le temps absolu
         - le temps relatif
         - la magnitude relative
         - la magnitude absolue
         - notre localisation pour envoyer, seulement les informations brutes, qui intéressent les professionnels au format qu'ils préconisent.

Quelles méthodes appliquer avec quels instruments ?

  La mesure pouvait se faire directement sur une grande série d'images acquises suffisamment rapidement ou faire défiler un détecteur devant les étoiles pour enregistrer en permanence le flux reçu, ce qui peut aussi bien être fait avec une pellicule photo défilant qu'avec un CCD.

  Nous disposions de 2 instruments de 210mm et 254mm au longues focales (environ 2500mm) et des diamètres largement suffisants pour rendre la manip confortable. Nous avons également bénéficié du site magnifique de l'observatoire des pléiades qui nous a accueilli chaleureusement avec un ciel dégagé vers le sud ouest. Côté détecteur, nous pouvions utiliser une webcam et une Audine de la SAP.

  Le plus gros problème qui est rapidement apparu et qui semblait être le principal souci des astrocamiens était la mesure du temps. Nous avons synthétisé les bonnes idées proposées sur internet et par des collègues. Nous avons choisi de filmer, avec une webcam, le réveil radio piloté de ma femme (elle a insisté pour que je la cite, bien qu'elle dormît profondément au moment de l'éclipse de Titania ).
Avec IRIS et sa fonction d'acquisition de série d'images indépendantes, horodatées et non d'AVI (document vidéo daté qu'au début de la séquence) nous devions filmer une série d'images avant et une série d'images après l'éclipse. Deux images horodatées bien choisies de ces séquences auraient permis de mesurer l'offset en temps du PC et de corriger également sa dérive pendant le phénomène. Nous aurions donc pu avec ces paramètres corriger chaque image acquise avec une précision de 0.2s absolu (cette limitation est due à la vitesse du PC liée au mode d'acquisition série d'images *.fit d'IRIS). C'était suffisant pour cette occultation et c'est très probablement une méthode que nous utiliserons à chaque mesure de ce type.

  Pour assurer une mesure de magnitude, il faut au moins deux étoiles connues dans le champ, lorsque nous étalonnons un thermomètre, nous le marquons d'une barre noire au gel de l'eau 0°C et d'une seconde à l'ébullition 100°C, nous pouvons ensuite créer les 100 graduations intermédiaires. Ici, c'est le même principe. La connaissance de la magnitude de la SAO avant éclipse et d'Uranus nous auraient donné deux points. L'important était donc d'avoir Uranus dans le même champ que la SAO non saturées.

Principe de l'acquisition propre à la webcam

  L'intérêt de la webcam n'apparaît ici que dans le cas ou les étoiles sont de magnitude assez faible 7.2. Le faible temps de pose (temps d'intégration) permettait donc d'avoir une image de l'étoile étudiée (la SAO) et d'Uranus exploitables avec un diamètre d'instrument supérieur à 100mm. Un film vidéo *.avi n'acquière pas les images de façon synchronisée, nous avions donc décidé d'utiliser le nouveau mode " série d'image *.fit " proposé par IRIS. Nous aurions encadré et suivi avec une webcam, pendant quelques minutes le phénomène pour ensuite exploiter, avec l'heure précise sur chaque image, la magnitude de chaque astre.
Nous envisagions un dépouillement fastidieux image par image en mesurant l'intensité d'Uranus et de la SAO. Nous aurions corrigé la turbulence grâce aux fluctuations d'Uranus (variation d'offset dans le temps).

  Ces mesures tracées sur un graphique X Y excel par exemple auraient fourni un document intéressant sur cette occultation en répondant à tous les critères que nous nous étions fixés.

Principe de l'acquisition avec une Audine

  Un nouveau mode d'acquisition venait d'être implémenté sur IRIS pour ce type de mesure. La méthode développée dans les leçons de C.Buil étant très claire, je ne parlerais pas de la procédure mais du principe de façon imagée.

  Imaginons qu'un liquide rouge, toxique s'écoule, de façon inégale, dans une rivière en amont d'un point de mesure ou les contrôleurs effectueraient les prélèvements. L'objectif serait de mesurer une variation de quantité de liquide toxique qui s'écoule dans la rivière au moment ou un opérateur ferme une vanne en amont et la rouvre ensuite.
A l'endroit où le prélèvement serait fait, il faudrait pouvoir comparer la densité de produit toxique rouge à un étalon pour le mesurer cette quantité de toxicité et voir sa variation au cours du temps. Lorsque l'opérateur fermerait la vanne de produit toxique, nous continuerions la mesure jusqu'à ce qu'il l'ouvre de nouveau. Nous pourrions également imaginer faire couler un liquide rouge neutre plus en amont pour tenir compte d'une légère dispersion du liquide dans l'eau et surtout des variations de débit.

  Pour corréler cette image avec notre mesure il suffit de remplacer:
         - le tronçon de lit de rivière analysé par une matrice CCD
         - l'eau claire par les rares photos du ciel noir
         - le débit de liquide rouge toxique par le débit de photons de la SAO dans le temps
         - les photons d'Uranus par notre liquide de référence étalon au débit constant à la source (mais tenant compte des aléas de la rivière tout comme celle des photons à travers l'atmosphère au point de mesure).
         - La ligne de mesure au registre ligne de transfert du CCD

  Le retard entre l'événement et la mesure (offset) peut être connu grâce à la vitesse d'écoulement de la rivière. Sur le CCD les premières lignes qui nous arrivent et ne font pas apparaître la SAO correspondent à ce retard qui est connu grâce au temps de transfert d'une ligne à l'autre vers le registre de lecture fixé par l'opérateur.

  Dans la procédure de C.Buil il faut simplement s'imaginer les lignes du CCD transférées à l'image du débit de la rivière vers le registre de lecture qui n'est autre que notre point de prélèvement du contrôleur. Il va mesurer la toxicité de produit en fonction du temps et nous, la magnitude de la SAO…En aucun cas il ne faut considérer la matrice comme une image instantanée. En photographiant simplement la rivière, nous ne serions pas capable de mesurer le débit toxique.

  Une simple barrette CCD aurait pu suffire mais la difficulté aurait été de positionner la SAO et Uranus (parfaitement centrées et idéalement ponctuelles) sur la barrette. Mission impossible techniquement.