Résultat de l’occultation de UCAC4 610-041692 par Romulus du 10 février dernier ( RC600 + QHY 174 MM-GPS)
Data reduction by J; Lecacheux

Voici mon résultat. Malheureusement il confirme qu'il n'a pas existé
d'occultation d'une fraction de seconde par Romulus le 10/02/2020 à Mars,
ainsi que je l'avais anticipé en visionnant avec 'VirtualDub' un AVI
dérivé du fichier .ser original.

Sur la courbe de lumière RES7e.gif ci-jointe le Signal/Bruit de la cible
est en effet de 35. Une bonne performance, soutenue sur plus d'une minute !
Je précise que l'incertitude sur l'UTC de l'occultation ( 21:46:15.7 )
n'excédait pas quelques secondes.

Comme le rapport d'éclats Etoile/Sylvia est environ 1/6, toute occultation
réelle de l'étoile devrait descendre jusqu'au niveau du signal de Sylvia,
c'est-à-dire, sur le graphe, à peu près à l'ordonnée du bord inférieur des
mots "SNR" et "35" ; en d'autres termes à -5.9 sigmas.
Une occultation ne durant que 300 milli-secondes pourrait être représentée
soit par une mesure isolée unique à environ -6 sigmas au-dessous du niveau
non-occulté, soit se répartir sur deux mesures adjacentes, chacune à
environ -3 sigmas.
Comme on ne voit rien de tel sur la courbe, je conclus que le Signal/Bruit
de 35 a été suffisant pour qu'on puisse affirmer qu'aucune occultation
aussi courte qu'une seule pose élémentaire de 300 ms ne s'est présentée,
et donc à fortiori qu'aucune occultation plus longue n'a existé.

Noter au passage que sur les 211 poses de la séquence, 8 poses manquaient
dans les données, soit qu'elles n'aient pas été stockées dans le .ser
pour cause d'embouteillage de l'USB-3, soit que 'Tangra' ait échoué à les
convertir en .Fits.
Ainsi j'ai traité 203 images numérotées de 2553 à 2755, mais en fait il
manquait les 2687bis, 2706bis, 2710bis, 2711bis, 2719bis, 2747bis et
2747ter, enfin 2750bis. Sur la Fig. ci-jointe les images manquantes ont
été sautées, de telle sorte que les points de mesure représentés ont
tous une abscisse correcte, conforme à leur 'timestamp' augmenté d'un
demi-temps de pose.

La "comparaison" est en réalité l'addition des trois étoiles moyennement
brillantes, de magnitude 13, que l'on voit sur toutes les images (Cf. ci-
joint la pose 2653 à titre d'échantillon représentatif. Je la montre en
négatif pour une meilleure vision du bruit de photons. Son 'timestamp'
est 21:46:15.5522103 ).
Le Signal/Bruit moyen de cette comparaison composite est 27. Je n'ai pas
divisé le signal de la cible par celui de la comparaison, car ce serait
inutile (et même un peu contre-productif), puisque que la transparence
de l'atmosphère était manifestement stable.
La luminosité du ciel éclairé par la pleine lune était stable également.
La somme du signal du ciel et d'un biais électronique dont je ne connais
pas la valeur représentait 13.5 % de la dynamique de la caméra.
Le 'seeing' - sans être mauvais - était nettement moins stable que la
transparence du ciel, ou que sa brillance. La moyenne de la 'fwhm',
mesurée sur les trois étoiles de comparaison séparément, était de 5.63
pixels ou 2.6 secondes d'arc. Ici j'appelle pixel le composite qui a
résulté du binning 2x2.

L'amplitude totale de la superposition de l'agitation atmosphérique et
du défaut de suivi du télescope a été contenue en alpha dans 9 pixels
ou 4".2 et en delta dans 5 pixels ou 2".3.
(Rappel: Visée à 14 degrés du zénith, 19 minutes avant le méridien.)

On aperçoit aisément sur toutes les poses 4 étoiles de magnitude V= 15.7,
et plus difficilement (car seulement avec l'aide d'un 'blink') quelques
étoiles de magnitude 16.2 ou 16.3. La magnitude limite des poses de 0.3 s
devait donc être proche de V= 16.25, mais je rappelle que l'observation
se déroulait 1.6 jour après la pleine lune et à la distance angulaire à
la Lune de 72 degrés.
Par une nuit sans lune, quand le ciel serait environ dix fois plus sombre,
on obtiendrait certainement une magnitude limite en 0.3 seconde un peu
au-delà de V= 17.0
Grâce aux trois étoiles de comparaison "a","b","d" je peux d'ailleurs
déterminer avec précision que la brillance du ciel de l'occultation aurait
été V= 18.0 par seconde d'arc carrée si le biais électronique des images
était nul. Comme celui-ci n'était certainement pas nul, en admettant un
biais raisonnable de +2500 adu sur les images originales en 32 bits, je
dois remplacer la valeur calculée V= 18.0 par 18.5.
Noter que le formulaire que j'emploie d'habitude pour prédire la brillance
du ciel illuminé par la Lune prévoyait V= 19.1 par seconde carrée à Mars
au moment de l'occultation. L'écart de 0.6 magnitude entre 18.5 et 19.1 est
purement anecdotique, tant la brillance du clair de lune est sensible à la
présence d'aérosols.

Cette analyse de magnitude limite n'était en rien une digression inutile,
car elle pourra nous aider à préciser à l'avance la faisabilité de futures
observations à 07- Mars avec à peu près le même matériel.

En fait la majorité de nos alertes d'occultation par un TNO ou centaure
impliquent une étoile cible un peu plus faible que V= 17.0. Hélas nous
n'y pouvons rien; c'est simplement parce que les occasions impliquant des
étoiles sensiblement plus brillantes que V= 17 ou 16 sont trop rares en
n'importe quel site particulier. Or il est souvent impossible lors d'une
occultation de faire des poses de plusieurs secondes.

Jean Lecacheux

Annexes:
Occultation TNO2014XR40 extraction video ser

Occultation TNO2014XR40 prévision de passage

Occultation TNO2014XR40 réduction des données