E y i > e, 1 !.11=14.11'Nl'.6}1MY - 1, Ya,lbwdaatdai 1aDN1EMIC0 Yrr idW - a+a EMI [S01EEIMEIa tram= IMP'19 ! +Iiwor 611N]N _i1M4VICM daaaaw1Q-0m'ü[asra[. 116O'7[aiJcom -SW wo1m Fr.= c AV..){1.11W AM a.m. 5..Ain.m1 Ap.iwy ▪ L'Y.wrrary F=yaypyaary F+.[+ [Yana.m..i,I }M.o.='rr la..rt. y. 11fY, mrialr 5w.. s gaussienne [2]. Les courbes gaussiennes se décrivent par deux valeurs : la valeur du pic maximal et la largeur de la courbe à la mi-hauteur (FWHM : Full Width Half Maximum). Dans une logique simple, on pourrait présumer que la position d’un objet serait représentée par le pixel maximum du pic de cette courbe. L’exemple ci-dessus est une image prise avec une lunette Televue NP 101 mm ƒ/5,4 et une caméra CCD ST‐402 ME dans la constellation de Cassiopée ; il s’agit d’une seule image de 120 s qui a été calibrée. Le graphique montre le profil de l’étoile située derrière la ligne dans l’image. L’image de cette étoile, grossie afin d’y voir la structure des pixels (ci-dessous), permet de situer la position du pixel dont la valeur est maximale aux coordonnées (510, 374) de l’image. Si l’image était solutionnée (voir plus loin), on aurait comme coordonnées célestes de ce pixel α = 00 h 11 min 20 s et δ = +58° 49′ 29″. Cependant, avec le dispositif de prise d’image utilisé, chaque pixel représente 3,4″ ; cette mesure a donc une marge d’erreur d’au moins 3,4″… Cette manière de mesurer la position d’une étoile présente quelques problèmes. Premièrement, comme on vient d’y faire allusion, la marge d’erreur est limitée par l’échelle du pixel. Ensuite, l’information d’un seul pixel est utilisée pour déterminer la position. Enfin, si l’étoile atteint le niveau de saturation, ce qui est souvent le cas, la valeur maximale est présente sur plusieurs pixels, augmentant l’erreur de la mesure. La lumière en provenance de l’étoile s’étend sur plusieurs pixels ; cette lumière contient de l’information, non seulement sur la brillance de l’étoile, mais également sur sa position. En calculant un centroïde, basé sur l’ensemble des pixels de l’étoile, on augmente la précision. Le centroïde représente le « centre de gravité » de l’intensité de l’étoile, basé sur tous les pixels affectés par la lumière de l’étoile. Même si l’image d’une étoile s’étend sur plusieurs pixels, la position relative des étoiles d’une image demeure identique, car toutes les étoiles sont sujettes, au même moment, aux phénomènes occasionnant cet étalement : turbulence atmosphérique, erreur de guidage, diffraction, etc. Le centroïde se calcule comme suit : dans une section, ronde ou carré, de l’image entourant l’étoile, une valeur moyenne est calculée. Cette valeur moyenne est utilisée pour déterminer quels sont les pixels appartenant à l’étoile. Dans le logiciel MaxIm DL, les pixels sont considérés comme appartenant à l’étoile si leur valeur en ADU (analog/digital unit) est supérieure à la moyenne et si un des pixels adjacents appartient déjà à l’étoile ; cette dernière condition permet d’éliminer les pixels chauds dans le calcul. Finalement, le centroïde de deux axes perpendiculaires est calculé à partir des pixels ayant été attribués à l’étoile en se basant 8 Astronomie-Québec Mars-avril 2013