• Télescopes • Instruments et types d’observations • Détecteurs • Images astronomiques L’observation astronomique
Jan 18, 2016
• Télescopes
• Instruments et types d’observations
• Détecteurs
• Images astronomiques
L’observation astronomique
• Fin du 16e siècle : les premières « lunettes d’approche » sont construites aux Pays-Bas
• 1609 : Galilée construit une lunette et s’en sert pour observer le ciel
• 1671 : Newton construit le premier télescope réflecteur
Télescopes
Galilée observant le ciel Réplique du 1er télescope de Newton
Types de télescopes
• Réfracteur (lunette astronomique) :
− basé sur des lentilles
→ taille limitée à ~1 m
aberrations chromatiques
• Réflecteur (télescope) :
− basé sur des miroirs
→ pas de verre à traverser
mais obstruction partielle
Télescopes - 2
Caractéristiques principales du télescope
• Diamètre du miroir primaire d
→ surface collectrice
• Distance focale F
→ échelle de l’image dans le plan focal :
F / 206235 (en mm/arcsec si F en mm)
• Rapport d’ouverture F / d
→ vitesse optique (concentration du flux)
• Pouvoir séparateur θ = 1.22 λ / d
pour une ouverture circulaire de diamètre d
d
F
Télescopes - 3
Autres caractéristiques du télescope
• Qualité d’image
− diamètre angulaire du cercle dans lequel se concentre une fraction donnée de la lumière issue d’une source ponctuelle
• Champ
− région du plan focal éclairée
ou :
− région du plan focal où la qualité d’image est suffisante
• Courbure du plan focal
(ex : télescope de Schmidt – grand champ mais plan focal courbé)
Télescopes - 4
Types de foyers
Plusieurs possibilités :
(1) on place le détecteur au foyer primaire
(2) on utilise un miroir secondaire pour renvoyer le faisceau vers un autre foyer
– Newton
– Cassegrain
– Coudé
– Nasmyth
Télescopes - 5
Monture équatoriale
Pour que le télescope reste pointé vers un objet céleste, il faut compenser la rotation de la terre
→ télescope monté sur 2 axes :
– un 1er axe parallèle à l’axe de rotation de la terre (axe horaire)
– un 2d axe perpendiculaire à celui-ci (axe de déclinaison)
→ il « suffit » de donner à l’axe horaire un mouvement de rotation d’un tour par jour sidéral
Télescopes - 6
Monture altazimutale
Grâce aux ordinateurs, on peut revenir à une monture plus simple :
– un 1er axe vertical (axe d’azimut)
– un 2d axe horizontal (axe d’élévation)
Avantages :
– plus simple, plus compact → moins cher
– axes parallèle et perpendiculaire à la gravité
→ plus stable
→ système adopté pour les grands télescopes modernes
Télescopes - 7
La grande majorité des observations astronomiques consistent à analyser les photons collectés par le télescope :
• Photométrie : nombre de photons par unité de temps
dans une bande spectrale donnée (→ filtres)
• Imagerie : photométrie + nombre de photons en fonction de la direction d’observation
• Spectroscopie : répartition des photons en fonction de leur énergie
(→ de leur longueur d’onde λ)
• Polarimétrie : répartition des photons en fonction de leur polarisation
+ Combinaisons de ≠ techniques (ex : spectropolarimétrie)
Instruments et types d’observations
• Le premier détecteur utilisé fut l’œil humain (ou plutôt sa rétine)
Inconvénients : – temps d’intégration court (~ 1/15e de seconde)
– pas de conservation (fiable) de l’enregistrement
• L’émulsion photographique apporta un progrès énorme
Avantages : – possibilité de longs temps d’intégration (plusieurs heures)
– enregistrement conservé
Inconvénients : – faible efficacité (~ 3% des photons sont détectés)
– non linéarité (le noircissement de l’émulsion n’est pas proportionnel au flux lumineux)
– mauvaise reproductibilité
Détecteurs
Détecteurs électroniques
Les années 70 et 80 voient le développement de détecteurs électroniques (Reticon, Digicon…)
Parmi ceux-ci, c’est le détecteur CCD (Charge-Coupled Device) qui s’impose assez rapidement.
Avantages par rapport aux émulsions photographiques :
– efficacité quantique (jusqu’à > 90%) → gain d’un facteur 30 !
– linéarité
Inconvénients :
– taille réduite (quelques cm2)
– sensible aux rayons cosmiques
Détecteurs - 2
Détection des photons dans un semi-conducteur
Les CCD sont basés sur des semi-conducteurs (généralement Si)
Ceux-ci se caractérisent par une bande de valence et une bande de conduction séparées par un gap.
Au zéro absolu :
– la bande de valence est pleine
– la bande de conduction est vide
– un photon peut être absorbé en communiquant son énergie à un e− de la bande de valence qui est envoyé dans la bande de conduction
Détecteurs - 3
E
bande de conduction
bande de valence
Egap
E
e−
h+
Collecte des charges
Les e− de la bande de conduction sont libres de se déplacer dans le silicium
Des électrodes placées sur la surface créent des puits de potentiel qui attirent ces e− libres
Détecteurs - 4
silicium
couche isolante
électrode V+
Détecteurs - 5
Fonctionnement du CCD
++
+
« channel stops »(régions dopées p)
silicium
électrodes
pixel
Collecte de charge(obturateur ouvert)Transfert de charge(obturateur fermé)
ampli de sortie
Sensibilité des CCD
Les photons peuvent être absorbés si Eγ > Egap
Nγ ~ α (E − Egap) tant que E pas trop élevé puis sature et diminue
Détecteurs - 6
Efficacité quantique d’un type de CCD
Efficacité quantique = pourcentage des photons incidents qui sont détectés
Absorption des photons dans le silicium
Les photons pénètrent plus profondément quand λ augmente
Les électrodes sont opaques dans l’UV
Détecteurs - 7
silicium
couche isolante
électrode V+
Amélioration de la sensibilité dans le bleu et l’UV
CCD amincis et illuminés par l’arrière : thinned backside illuminated CCDs
Détecteurs - 8
silicium
couche isolante
électrode V+
L’indice de réfraction du Si est élevé → possibilité de réflexions multiples aux grands λ → possibilité de franges si les surfaces ne sont pas parfaitement planes
Linéarité et saturation
Lorsque le puits de potentiel approche du remplissage, les e− libérés sont de moins en moins attirés vers les électrodes → non linéarité puis saturation
Détecteurs - 9
Ne
Nγ
0~105
~105
Le transfert de charge est également perturbé → blooming
Signaux indésirables
Courant noir : e− libérés par effet thermique → refroidir le CCD
Impacts de rayons cosmiques : particules ionisantes qui traversent le CCD → libération d’un grand nombre d’ e− dans quelques pixels contigus (repérés par leur forme ou par poses multiples)
Détecteurs - 10
Biais, gain et bruit de lecture
Ampli de sortie → bruit interne intrinsèque (dépend de l’électronique, de la vitesse de lecture) = bruit de lecture (RON – readout noise) typiquement quelques e−
Dynamique du CCD : RON ~1 , saturation ~105 → dynamique ~105
Convertisseur analogique – digital (ADC) : transforme le signal mesuré en un nombre (ADU – Analog to Digital Unit) généralement 16 bits (0 → 65535)
Gain : g = Ne / NADU ~1 (unité : e− /ADU)
Biais : constante additive pour éviter des signaux négatifs (et donc de perdre un bit pour le signe)
Détecteurs - 11
Non-uniformités interpixels
Causes possibles :
– légères variations de taille d’un pixel à l’autre
– poussières sur la caméra
– éclairement non uniforme du champ…
Détecteurs - 12
CCD idéal
CCD réel*Observation d’un champ uniforme (*un brin exagéré)
Non-uniformités interpixels
Peuvent dépendre de λ:
→ difficiles à corriger si observations en filtres à large bande
Détecteurs - 13
Non-uniformités intrapixels
La sensibilité dépend de l’endroit dans le pixel où le photon est absorbé
→ difficiles à corriger si image pas bien échantillonnée
Profil instrumental
Image d’un source ponctuelle à travers une ouverture circulaire
= anneaux d’Airy
Images astronomiques
d
22.1 Δθ
« Seeing »
Observations au sol → turbulence atmosphérique
Si pose suffisamment longue
→ image plus ou moins « floue »
Résolution spatiale (ou angulaire)
≈ distance angulaire minimale entre deux sources ponctuelles de même intensité qui peuvent être résolues
≈ largeur à mi-hauteur de l’image d’une source ponctuelle
(FWHM = Full Width at Half Maximum)
Images astronomiques - 2
FWHM
Par abus de langage, on appelle seeing la FWHM d’une source ponctuelle observée par un instrument au sol
Typiquement, le seeing est ~1" (~0.5 " dans les meilleurs sites)
Rapport signal-sur-bruit : S/N
= rapport entre le signal et son incertitude de mesure (le « bruit »)
– dans un pixel
– dans un objet astronomique
Comptage des photons : obéit à la statistique de Poisson → σ = √Ne
Images astronomiques - 3
S
Sciel
Sobj
2)( RONNe etot
2)( RONg
SSADU objciel
tot
Magnitude limite
= magnitude de l’objet le plus faible que l’on peut détecter sur une pose donnée, avec un rapport S/N donné (ex : S/N = 3)
Images astronomiques - 4
Réduction d’image
= transformation d’une image brute en une image scientifiquement utilisable (image réduite)
• soustraction du biais (mesuré sur images de temps de pose nul)
• correction des non-uniformités interpixels (division par une pose sur un fond uniforme : flat field)
• repérage des impacts de rayons cosmiques + correction à des fins esthétiques (scientifiquement, l’information est perdue dans ces pixels → σ = ∞)
• soustraction du fond de ciel
• calcul de l’image des σ
Images astronomiques - 4
L’observation astronomique
Fin du chapitre…
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