Introduction aux détecteurs - ufe

Introduction aux détecteurs
M. Puech
Animation CCD: G. Bessou
Images: web
DU ECU 2012-2013
L'informatique au DU ECU
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Séance I : le 18/12/12
Introduction aux détecteurs
TPs sur machines : analyse de données
Séance II : le 29/01/13
Introduction à la réduction des images
TPs d'application sur machines
Séance III : le 26/02/13
Introduction à la réduction des spectres
TPs d'application sur machines
Stage de Meudon : du 04/03 au 07/03/13
Journée bases de données : ressources web
Journée spectroscopie : applications stellaire et
galactiques
DONNEES & IMAGES
DONNEES
TIC (Techn. de l'information et la Comm.):
●
Description élémentaire d'une réalité, codée ou non.
En astro: les données codent le signal (en général
électromagnétique) reçu d'une scène astrophysique, c'està-dire l'intensité lumineuse I (ou polarisation) en fonction
de la position et de la longueur d'onde.
●
Type de données collectées :
●
Images I(α,δ)
●
Spectres I(λ)
●
Cubes de données I(α,δ,λ)
ROLE DES OBSERVATIONS
EN ASTROPHYSIQUE
• L’Expérimentation & l’observation sont l’essence
de la méthode scientifique:
• Sans observations l’astrophysique ne serait pas
une science !
IMAGE
En optique:
Concentration bidimensionnelle d'énergie produite par un
instrument optique telle qu'il existe une relation biunivoque
(bijection) entre chaque point de la scène observée et chaque
point de la région de l'espace où cette concentration se produit.
vs.
En TIC:
Matrice de point 2D stockée sous forme binaire (suite de 0 et
de 1). Peut représenter n’importe quoi !
CARACTERISTIQUES
D'UNE IMAGE
1. Résolution
Quelle est la finesse des détails
visibles dans l'image ?
2. Bande passante
Quelles sont les longueurs d'onde
visibles dans l'image ?
3. Profondeur
Quelle est la limite de détection en
flux dans l'image ?
RESOLUTION
Element de résolution spatiale: la plus petite structure
spatiale qui peut être détectée
Depuis le sol :
Seeing
~ 0.6 arcsec
Depuis l'espace :
Resolution
~ 0.05 arcsec
RESOLUTION
Pixel = Picture Element : Echantillonnage spatial
Contient une mesure d'intensité lumineuse individuelle
Quelle est la relation entre pixel et resolution ?
THEOREME DE SHANNON
Il faut au moins deux éléments
d'échantillonnage par période
pour détecter un signal
périodique
ALIASING
BANDE PASSANTE
Gamme de longueur d'onde dans laquelle le détecteur
est sensible
●
Dépend du détecteur et du filtre
photométrique utilisé
●
COULEUR
Principe de la
synthèse
additive : système
RGB (écrans
LCD,
vidéoprojecteurs)
Principe de la
synthèse
soustractive:
système CMJN
(imprimantes,
peinture,
photographie)
Filtre de Bayer
!! Fausses couleurs !!
PROFONDEUR
Dépend du temps de pose et de la sensibilité de l'instrument
(niveau de bruit)
Galaxies observées par le HST à z~0.6
Images seuillées à deux niveaux de S/N (rapport Signal sur Bruit)
NOTIONS SUR LE BRUIT
Sources de bruit :
Bruit de lecture : conversion aléatoire des photons en
électrons (QE) , perte aléatoire d'électron lors du transfert de
charges (CTE) et bruit électronique et de numérisation
●
Bruit de photon : émission aléatoire de photon par la
source astrophysique, le fond de ciel et le fond thermique
●
Niveau de bruit
typique (écart-type σ)
Valeur du signal
NOTIONS SUR LE BRUIT
Rapport Signal sur Bruit S/N :
• S/N > 3-5 pour une détection fiable
• S/N > 10 pour une mesure quantitative fiable
• S/N > 100 excellent (mais rare !)
Erreur sur une mesure de
Magnitude : ∆m ~ 1 / S/N
(régime dominé par bruit de photon)
Bruit
Signal
REGIMES DE BRUIT
« Detector-noise » :
●
●
●
●
S/N limité par le bruit de lecture
Combiner des expositions va augmenter le bruit (de
lecture) : à éviter absolument !
Stratégie d'observation 1: combiner plusieurs expositions
mais de temps d'intégrations plus longs  compensation
du bruit de lecture supplémentaire en réduisant le bruit de
photons
Stratégie d'observation 2 : on « bin » le détecteur en ne
lisant qu'un pixel sur x  réduction de bruit de lecture d'un
facteur x mais ↘ résolution
REGIMES DE BRUIT
« Photon-noise » :
●
●
●
●
●
S/N limité par un bruit de photon (Ex. : source
astrophysique, fond de ciel, agitation thermique du
détecteur « dark current », ...)
Dans ce régime : S/N ∝ N/√N = √N (loi de Poisson)
Stratégie d'observation: N∝T => S/N ∝ √T
Allonger T  augmentation du S/N
Problème : saturation du détecteur (surtout en IR)
Solution : Combiner des poses successives non
saturées
Toujours être dans ce régime !
1 image
∑ de 32 images
CHAINE
D'ACQUISITION
DES IMAGES
Boîtier électronique du CCD de la caméra ACS sur le HST
L'OEIL
L’œil est un appareil photo :
Boîtier
Globe oculaire
Pellicule/capteur
Objectif
+
Mise
au point
Diaphragme
+pupille
Câble USB
L'OEIL
Photorécepteurs :
- cônes :
✔
Vision diurne (pas très sensibles)
✔
Perception des couleurs (RGB) et des détails (denses)
✔
Vision centrale (fovéa)
- bâtonnets :
✔
Vision nocturne (très sensibles)
✔
Vision périphérique (peu denses)
✔
Pas sensibles au rouge (cf. utilisation du rouge comme
éclairage non agressif la nuit)
OEIL & ASTRONOMIE
1. Temps d'adaptation : 15' minimum – 1h optimal
- vision nocturne : dilatation de la pupille
- régénération de rhodopsine qui augmente la
sensibilité des bâtonnets (20-30')
- si éblouissement => nouvelle période d'adaptation
(pas d'aller/retour, filtres rouges sur lampes sinon)
2. Vision périphérique/décalée :
- utilisation des bâtonnets : 8-16° du cote de nez /
axe central
- privilégier l’œil directeur
- attention au point aveugle : région de la rétine où
commence le nerf optique : 13-18° du coté de la
tempe / axe central
- images fantômes : changer de direction de visée
3. Condition physique: pas de jeûne (collation !),
pas d'alcool, ne pas fumer (?), ne pas avoir froid, être
bien reposé.
OEIL & ASTRONOMIE
L'oeil est à la fois la première lunette et le premier détecteur
utilisés en astro :
- diamètre ~ 5-7 mm
- objets observables : magnitude
apparente < 6
- résolution : ~ 1 arcmin
Système solaire : planètes jusqu'à Mercure. Uranus à l'opposition
Stellaire : ~ 1500-2000 étoiles ; couleurs pour les plus brillantes
Amas stellaires (Pléiades, Hercule), nébuleuses (Orion, Trifide)
Extragalactique : MW, nuages de Magellan, M31, M33 (objet le
plus lointain observable à l’œil nu)
CAPTEUR PHOTOMETRIQUE
●
Appareil de mesure d'intensité lumineuse
• Conversion d'intensité lumineuse en courant électrique
mesurable (photon ⇨ électron) par effet photo-électrique
Photon incident
Métal
• Observé experimentalement par Becquerel en 1839
• Explication physique par Einstein (prix Nobel 1921)
CAPTEUR D'IMAGE
• Capteur d'image = Matrice de capteurs photométriques
• Plusieurs millions de photosites par capteur
Photo-sites
Pixels
• Conversion signal analogique (électrique) en signal
numérique: technologies CCD vs. CMOS
CAPTEUR D'IMAGE: LE CCD
CHARGE-COUPLED DEVICE
• Matériaux semi-conducteurs : Si
• Taille des pixels : quelques µm
CCD Subaru - Mosaïque de 8x(2k-4k)
COMPLEMENTARY METAL–OXIDE
SEMICONDUCTOR (CMOS)
Chaque photo-site est lu
directement : pas de
transfert de charge
HAWAII-2RG 2k x 2k
(HgCdTe/ « CMOS »)
CCD vs. CMOS
CMOS
CCD
CCD vs CMOS
CCD vs. CMOS en ASTRO
QE du CCD de VIMOS au VLT
Rendement Quantique (QE)
CCD : Optique
CMOS : NIR
QE de HAWKI @ VLT : 4x (2k x 2k)
Chauffe et doit donc être
refroidi (-80°C min.)
Rupture de la chaîne
de transfert des
électrons à faible T°
CARACTERISTIQUES DES
DETECTEURS
QE = Quantum Efficiency : rapport du nombre d'électrons
créés au nombre de photons incidents. Typiquement 80% en
astronomie
●
CTE = Charge Transfer Efficiency : % de charges
transférées comparées au nombre collecté (=100
% dans le NIR)
●
Gain : nombre d'électrons nécessaires à la création d'un
signal numérique (=1 ADU, Analogic to Digital Unit), en
e/ADU
●
Plage de linéarité : domaine où lequel le signal de sortie
(électrons) est proportionnel à l'intensité lumineuse incidente
●
LE STOCKAGE D'IMAGES
●
Informatique: codage binaire des données
• Bit = Binary Digit = 0 ou 1
;
1 Octet = 8 bits
• Dynamique de l’image = nombre de bits codant l'intensité du
signal = nombre de niveaux de gris ou de couleurs
Quantification
Nombre de niveaux
Type d’image
1 bit/pixel
noir et blanc
film au trait
8 bits/pixel
256 niveaux de gris
Image en demi-teinte
8 bits/couleur/primaire
256x256x256 couleurs
Image RGB
12 bits/couleur/primaire
4096x4096x4096 couleurs
image en RGB + Alpha
16 bits/couleur/primaire
65536x65536x65536couleurs
RGB HD / Astro.
QUANTIFICATION
Réalisé en sortie de capteur par un convertisseur A/N
Plus le nombre de niveaux sur lequel le signal est converti
est important, plus le bruit est faible
Exemple en 8 bits:
Snum=Sanalog/MAX*256
+ Paliers
TRAITEMENT DE LA
COULEUR
Appareils photo :
Chaque photo-site est recouvert d'un filtre
Système RGB mais G (vert) moins sensible => x2
Grille de Bayer
Pixel = 4 photo-sites
Astronomie :
Filtre en amont du détecteur
Une image couleur nécessite trois poses successives
Pixel = 1 photo-site
+
+
=
CODAGE DES COULEURS
Vraies couleurs
(« True color »)
Couleurs indexées
(« Look Up Table » ou LUT)
24 bits = 16 millions de couleurs
8 bits = 256 couleurs
Chaque valeur de pixel
contient un code
24 bits = 3 octets ; 1 octet
pour le bleu, 1 octet pour le
rouge et 1 octet pour le vert
(espace RVB/RGB)
Chaque valeur de pixel
contient un code
8 bits correspondant à
une couleur de la LUT ;
seules les couleurs
présentes dans la LUT
sont utilisables
FORMATS D'IMAGE
• Formats grand public : GIF, TIFF, BMP, PNG, EPS, JPEG, etc. :
DYNAMIQUE
COMPRESSION
LIBRE
COULEUR
.gif
8 bits
Non
Non
RGB/CYMK
Non
Non
.bmp
.jpg
24 bits
Oui
Oui
RGB/CYMK
.tif
32 bits
Oui
Non
RGB/CYMK
.png
32 bits
Oui
Oui
.eps
hybride
Non
Oui
Non exhaustif ou complet (ni exact?)
FORMAT
• Optimisation de la portabilité : limite/compresse l'information au
maximum  l'intensité lumineuse réelle (grandeur absolue : par
ex. 1.24e-17erg/s/cm²/A) est perdue (si elle a jamais été connue !)
au profit du niveau (grandeur relative : par ex. LUT 158), suffisant
pour un affichage cosmétique.
FORMATS D'IMAGE
✔
En astronomie : Format FITS = Flexible Image Transport System
✔
16 bits (quantification de 0 à 65535)
✔
Composés de Header(s) et une (des) image(s)
✔
Header : suite de mots clés donnant des info sur les
données (ex. : historique, taille de l'image, temps
d'exposition, filtre, unités du signal, ...), codé en ASCII
(texte)
ANALYSE DE
DONNEES
ANALYSE DE DONNEES
• Mesure quantitative d'intensités à partir de données
réduites (correction des imperfections des détecteurs, voir
prochaine séance de TP)
• Astronomie amateur: recherche d'esthétisme qui n'existe
pas dans l'astronomie professionnelle (exception:
communiqués de presse): optimisation de contraste, des
couleurs, etc.
• Analyse de données à partir d'images: astrométrie
(positions d'étoiles), photométrie (flux d'une étoile,
couleur), morphologie (forme d'une galaxie)
ANALYSE SCIENTIFIQUE
• Mesure puis estimation de paramètres physiques à partir
des intensités mesurées dans l'image (ou le spectre).
Exemple: estimation du taux de formation stellaire d'une
galaxie à partir de la mesure de son flux UV et IR
• Interprétation de ces mesures/estimations et de leurs
erreurs
• Publication des résultats dans des revues scientifiques
avec comités de lecture (« peer review »)
• Présentation dans des conférences internationales
• Diffusion vers le public: conférences, communiqués de
presse