Mission Enseignement et Education à l`OCA

UNSA_2012-2013
UEL_rencontre avec astron/astrophys
Yves Rabbia,
UNSA OCA Lagrange
chap10_instrum
1
UEL
une première rencontre avec l'astronomie
éléments pour illustrer le cours
chapitre 10 : instruments Yves Rabbia, astronome
Observatoire de la Côte d'Azur,
[email protected]
04 93 40 53 59
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chap10_instrum
2
instruments
qqs rappels d'optique geom
bref aperçu sur diffraction, interferences
l'oeil : premier instrument
chaine de détection
l'oeil assisté : gnomon, baton de jacob, quadrant
fonctions d'un instrument astro
lunettes et telescopes
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rappels
opt geometrique
et
diffraction
chap10_instrum
3
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chap10_instrum
rappels optique géométrique _ 1
4
optique géométrique : quick-look
notions et outil basiques
 rayons, front d'énergie, indice optique, chemin optique, dioptre*
 principe de Fermat, 1657 (chemin optique minimal), et retour inverse
 lois de Snell-Descartes, 1625 (reflexion, refraction)
emploi :
 guidage des rayons
 position et grandeur des images données par système optique**
mot clef : conjugaison "point à point"
*dioptre ( grec "dioptrion" : voir à travers)
= surface de séparation entre deux milieux d'indices différents,
s'applique aux miroirs par extension sémantique
** système optique :
succession de dioptres disposés le long d'un axe (axe principal)
dioptre n1
sphérique
dioptre
plan
n2
dioptre
plan
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rappels optique géométrique _ 2
au passage : un peu de vocabulaire
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5
sources
diaphragmes
faisceaux
source ponctuelle : intuitif
diaphragme :
il isole un ensemble
de rayons
source étendue :
ensemble de sources ponctuelles
chacune envoie ses rayons
faisceau divergent,
angle d'ouverture
axe du faisceau
faisceau convergent
mais ici, d'où arrive la lumière ?
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rappels optique géométrique _ 3
d'où vient la lumière dans le cas d'un faisceau convergent ?
DV
elle vient d'un système optique
S'
CV
S
système optique
S : source ponctuelle , dilution d'énergie
guidage par le système optique
S' : reconcentration d'énergie; S' est une image de S,
S' est aussi une nouvelle source
et avec une source étendue ? comment ça se passe ?
source étendue = ensemble de points
S
S'
système optique
6
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rappels optique géométrique_4
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7
reste le faisceau parallèle !
augmentons la distance source-diaphragme
à l'infini
encore plus loin
loin
source plus éloignée, cône d'angle plus faible
source à l'infini : angle nul ==> cylindre, faisceau parallèle
mais comment avoir un cylindre à partir d'un point source ? explicité en cours !
que se passe-t-il avec une source étendue ?
chaque point envoie son faisceau parallele
une remarque : diamètre apparent (déjà revu)
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rappels optique géométrique_5
montage fréquent : systeme afocal
ici non plus ,
on ne peut pas définir
un grandissement
objet à l'infini
hors d'axe par
plan image
a
a
objet
à l'infini
L1
L2
F
f1
f2
image
à l'infini
image à l'infini
hors d'axe par
L1
plan image
L2
mais l'afocal travaille comme un amplificateur angulaire
On peut alors définir un grossissement angulaire g = b/a
exo : montrer que l'on a g = f1/f2
b
b
plan image
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formation d’une image dans l’instrument (description idealisée)
9
• chaque point de la source donne un faisceau incident parallèle
• pour chaque pointde l’objet l’instrument donne
une concentration d’energie lumineuse dans le plan focal
• la direction incidente est conservée en traversant l’instrument
• la distribution des taches focales reproduit la physionomie de l’objet
q
axe optique
F
f
écran
dimension de l'objet : [ q ] x [distance focale], exemple Soleil à calculer rapidos
pour q suffisament grand (à preciser plus loin)
la dimension de l'image sur l'écran est donnée par
sinon quoi ? voir plus loin
X = f.q
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l'optique géométrique ne suffit pas pour décrire les images
10
l'optique géométrique, avec le tracé de rayons, est actuellement très utilisée
en ingenierie optique (logiciels spécialisés) pour concevoir des systèmes
optiques (assemblages complexes de prismes, lentilles, miroirs, etc...)
10000 mm
1000 mm
40 mm
et pour optimiser leur qualité (photographie, optique spatiale, ...).
on a du détail (aberrations), mais l'optique géométrique
ne donne pas accès de façon fondamentale (physique)
au détail des images
POURQUOI ?
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l'optique géométrique ne restitue pas
l'aspect détaillé des images. Pourquoi ?
parce que !
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12
parce qu'il y a le phenomene de diffraction
en gros pour l'optique géométrique
l'image d'un point est un point
S
objet
système
optique
S'
image
l'experience montre que ce n'est pas le cas
la cause en est comportement ondulatoire de la lumière
et la diffraction
latin : diffractare / éparpiller
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exemple : image d'un point source à l'infini
diffraction :
l'energie lumineuse n'est plus transportée le long d'un rayon
mais plutôt par une série de vagues (sinusoides)
leurs crètes forment le front d'onde
( les rayons restent localement perpendiculaires au front d'onde)
à la différence de ce qu'on attend avec le modèle des rayons ,
au foyer d'une lentille on ne trouve pas un point
mais une tache de forme particulière (sorte de sombrero)
la tache d'Airy (astronome royal, 18..?)
intensité
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à quels besoins devront repondre les instruments ?
très grossièrement
determination des positions
obtention d'images
analyse du rayonnement (décodage des messages de la lumière)
au cours de l'histoire il y a eu
d'abord le reperage des positions
puis les premières images ( Galilée)
puis des images plus détaillées
puis l'analyse du rayonnement
(puissance, distribution spectrale, .....)
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l'oeil,
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le premier recepteur
cerveau
iris
rétine
cristallin
nerf
optique
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l'oeil : fonctions instrumentales
collecteur de lumière, imageur, récepteur
iris : contrôle de la puissance admise (diametre variable)
cristallin : système optique imageur (lentille, focale variable)
rétine : cellules sensibles, (transducteur : photons  influx nerveux)
nerf optique : cable de liaison vers le processeur (cerveau)
l'information recueillie et mise en forme,
est enregistrée dans le cerveau (de façon plus ou moins volatile)
iris
rétine
cristallin
cerveau
nerf
optique
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les attributs d'une chaine de détection en optique
collecteur
imageur
recepteur (detecteur)
recepteur (detecteur)
champ de vue
(angle solide)
champ de vue (angle solide)
filtre spectral
mise en memoire
collecteur
imageur
filtre spectral
mise en memoire
utilisation :
localiser (angulairement) des points lumineux
dans un domaine angulaire (champ de vue)
former une image sur une matrice de cellules (pixel) chacune étant un recepteur
relié à un processeur (cerveau) qui classe, organise et synthetise les informations
issues de chaque cellule (localisation, energie reçue, couleur, ..)
accumuler en memoire l'info arrivant sur chaque cellule (temps d'intégration)
on retrouve les fonctions de l'oeil
avec temps d'integration non réglable de 0.1 s et si on lui adjoint des lunettes de soleil
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apports de l'observation à l'oeil nu
periodicité solaire (définition du jour, cadrans solaires)
périodicité lunaire et phases de la lune
solstices, équinoxes, saisons, calendriers
previsions d'eclipses
mouvement d'ensemble de la voute celeste
multitude et diversité des astres
constellations (navigation)
decouverte des planetes
chronometrage : dimensions , distances
cometes
supernovae (chine, 11eme siecle ?)
.........
attention : il s'agit d'abord essentiellement de constatations utilitaires,
il n'y a pas d'interpretation ou de modelisation des phenomenes
sauf à travers des mythologies, croyances, religions
premieres interpretations rapportées (approche philosophique) :
antiquité grecque (Thalès, Pythagore, Epicure, Aristote, Aristarque, .....)
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insuffisances de l'œil pour l'astronomie
 diamètre de collection : petit (tuyau à photon, diamètre max 5 mm) d'où
faible quantité de lumière admise
faible pouvoir séparateur ( Da = 1.22 l/D), typical => 1 arcmin
 pas possible d'accumuler les photons (temps de pose 0.1 sec)
 pas connecté à un ordinateur (mise en mémoire et traitement ultérieur)
 sensibilité spectrale : domaine visible seulement (0.4 mm - 0.7 mm)
 qualité de mesure : non étalonné (intensité, séparations angulaires)
emploi limité à : repérage mal mesuré d'objets suffisament brillants
morphologie de qqs astres (soleil, lune, cometes)
eclipses
d'où la nécessité de lui adjoindre des instruments
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qqs grandes étapes pour l'instrumentation en Astro
oeil assisté :
alignements matériels au sol (Stonehenge et autres, -5000)
gnomon (baton vertical)
baton de jacob
quadrant
tout cela a permis d'avoir des meilleures mesures (justesse, precision)
pour les directions mais demeurait insuffisant
instruments collecteurs imageurs :
le vrai saut qualitatif a été apporté par la lunette (Galilée 1609)
puis par les autres realisations : telescopes
et surtout : instruments au foyer (spectro, photom, imagerie,....)
grands instruments au sol
saut quantitatif pour diamètre des collecteurs
saut qualitatif avec les interféromètres et l'optique adaptative
domaine Spatial
saut qualitatif, accession à tout le spectre electromagnétique
observations ininterrompues
ouverture de l'Astronomie non-photonique : neutrinos et ondes gravitationnelles
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oeil nu _ illustration
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eclipse lune, diametres Lune/Terre
rapport environ 3
solstice d'été
équinoxes :
printemps, automne
solstice d'hiver
solstices : culminations extrêmes
minimale : hiver, maximale :été
équinoxes : durée du jour =durée de la nuit
eclipses : diamètres apparents : lune , soleil
phases de la Lune
chronométrage eclipse de Lune
diametres relatifs et distances
multitude et diversité
mvts voute celeste
diurne et annuel
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oeil assisté illustration _ 1 cailloux et batons
alignements : Stonehenge, Mésopotamie, Babylone, Egypte
3000 av JC, 2000 av JC ,
mouvement, calendriers, constellations,
predictions eclipses, phases de la lune
a
gnomon et puits
diametre de la Terre : Erathostène (230 av.J.C.)
a
R
a
p
L
h
on connaît L
on mesure p
longueur de l'ombre
on deduit
et ensuite R
cadrans solaires
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œil assisté _ illustration _2 : quadrant + horloge
hauteur d'un astre
et date de passage au méridien
encore plus précis (instrum fixé et stable)
encore plus impersonnel (confort et fiabilité de visée)
une vraie mesure (nombre et incertitude)
Tycho Brahé ( 1546-1601 )
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apports et limites de l'oeil assisté
jusque là on a augmenté la précision et la fiabilité des mesures
pour le reperage des astres mais ceux-ci restent encore
des points ou des taches lumineuses, sans visage
le gain en precision va permettre de determiner plus finement
les orbites des planètes du système solaire connues à l'époque (16eme siecle)
ce qui aura une répercussion decisive, pas seulement scientifique,
sur l'alternative "geocentrisme" ou "heliocentrisme"
remise en discussion par Copernic (1473_1543)
ce sera, à partir des observations de Tycho Brahé (1546_1601)
l'oeuvre de Kepler (1571_1630)
restent toutefois des progrès à faire concernant :
 la sensibilité (astres faibles, non accessibles à l'observation)
 le pouvoir de résolution (pas de fins détails angulaires disponibles)
le pas décisif va être fait avec les lunettes, et plus tard les telescopes
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lunettes illustration
Yerkes, 102 cm, record mondial
Galilée, 1609, diametre 3 cm
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telescopes illustration
Newton, 1642- 17xx
CFHT 3.6m
projet ESO_OWL 100 m
ESO VLT_Unit
8m
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avec astron/astrophys
Large Binocular
Telescope,
2 x Yves8Rabbia,
m
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SPACE !
illustration
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fonctions basiques d'un instrument pour l'observation en astronomie
deux volets de la mission : collecter et analyser l'information
ou : recueillir et décoder les messages de la lumière
pour l'instant nous nous limitons à l'aspect :
COLLECTER
point de départ :
pluie de photons
directions, impacts
quelconques
ouverture collectrice
selection des
points d'impact
champ de vue
selection
des directions d'arrivée
filtres :
selection spectrale
champ de vue
collecteur
monture :
poursuite du
mvt des astres
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instruments collecteurs imageurs
Lunettes et Telescopes
configurations optiques
et types de montures
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les collecteurs-imageurs : lunettes , telescopes
lunette : deux lentilles alignées avec axes optiques identiques
lentille = guide pour la trajectoire des rayons (refraction)
objet
objectif
oculaire oeil
objectif = lentille placée du coté de l'objet observé
l'objectif donne une image "toute petite" de l'objet observé
pour que l'œil puisse voir les détails, on lui adjoint une loupe
oculaire = lentille placée du coté de l'oeil
une lunette (telescope) est simplement un montage afocal
les rayons arrivent sur l'œil en faisceau parallele (image à l'infini)
l'œil travaille alors avec le minimium de fatigue
l'image est formée à l'infini pour la ramener à distance finie, on doit utiliser
une lentille supplémentaire cette lentille peut être le cristallin de l'oeil
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principe et intérêt de la lunette
amplification angulaire par système afocal
grossissement augmenté, apparence de rapprochement du sujet
oeil
objectif
lunette
plus gros
plus écartés
lunette
oculaire
oeil
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configurations optiques de base : collection et champ de vue
diaphragme
de champ
au foyer
montage basique minimal :
instrumentation
mesures
champ
de vue
collecteur
montage typique :
délimitation
du champ de vue
config. optique
instrumentation
mesures
pupille
d'entrée
pupille
de sortie
champ de vue
focale équivalente
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configuration « newton »
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configuration « cassegrain »
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telescope de Schmidt
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très important
un immense appareil photo
grand champ
une lame en entrée
au profil étudié
pour corriger
l'aberration de coma
l'image d'un point lumineux
subit l'aberration de coma
quand elle s'éloigne
du centre du champ
une variante très popuplaire
la configuration schmidt-cassegrain
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besoins pour l'aspect imagerie
former l'image de l'astre sur un capteur (plaque photo, cible camera, ..)
besoins :
dependent de l'objet
et concernent les attributs d'une chaine de detection
exemples :
objet etendu : grand champ
objet faible : grande sensibilité photometrique ou longue pose
recherche de la structure de detail : resolution angulaire
la resolution accessible sur l'objet depend
de l'instrument (diametre collecteur, limite de diffraction)
de l'atmosphere ( turbulence ou "seeing" ou "qualité d'image")
du capteur (nbre de pixels)
de la bonne combinaison de ces trois aspects
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pouvoir de résolution
la surface collectrice détermine le pouvoir collecteur
pas de surprise : diamètre plus grand  plus de puissance collectée
elle détermine aussi le pouvoir de résolution angulaire théorique
ou le pouvoir séparateur qui est la capacité à distinguer deux points angulairement proches
il est quantifié par la plus petite séparation angulaire Da qu'on peut atteindre
La diffraction impose Da > l/D, avec D : diametre de l'ouverture
attention il y a résolution et résolution
résolution du capteur : N1*N2 pixels
On parle ici de la resolution spatiale,
mais elle n'est pas forcément reportée sur le ciel
résolution angulaire liée à la diffraction : tache focale ou PSF (Point Spread Function)
c'est la plus faible étendue d'image
que l'on peut espérer obtenir
(voir plus loin)
1.22 l/D
D
intensité
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pouvoir séparateur ou Résolution Angulaire
angle minimal entre deux points que l'on voit séparés
cas de l'oeil ( Da environ 1 arcmin)
deux points de l'objet sont vus comme distincts
si leurs impacts sur la rétine touchent
deux cellules rétiniennes distinctes
similaire pour camera (pixels)
non séparés
cellules
retine
pour tout instrument : image d'un point = tache d'Airy,
Da  1.22 l/D
Si elle s'étale sur plusieurs pixels du detecteur, c'est elle qui limite
la résolution angulaire théorique
Si elle se loge dans un pixel du detecteur, c'est la taille du pixel (reportée sur le ciel)
qui determine la resolution angulaire
pixel-limited
pixel-limited diffraction-limited
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Travaux pratiques immédiats
Testez votre résolution angulaire
pas beaucoup
assez beaucoup
pas mal
vachement beaucoup
carrement grave super
hyper mega top
vers
résolution
meilleure
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montures, but : suivre le mouvement apparent
Les capacités d'un instrument astro ( collection de lumière, grossissement angulaire)
ne sont exploitables que si l'on peut
suivre le mouvement apparent des astres ( pointage permanent).
Ce pointage permanent est la fonction des montures
trois sous-fonctions :
tenir le telescope sur une embase fixe
mettre en place deux axes de rotation du tube
commander le mouvement du tube (entrainement ou poursuite)
deux familles principales pour le mouvement du tube (liées aux repères astro)
monture equatoriale
monture alt-azimuthale (ou simplement azimuthale)
d'autres approches existent ( on a pas le temps):
monture alt-alt, monture sphérique, ...
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mécanique : les axes et l'entrainement, toujours deux axes à gérer
cas : monture équatoriale
visée
axe de
declinaison
pole celeste N
Pnord
lien avec
repère équatorial
Nord
horizon
local
zenith
Ouest
d
H
Est
SUD
le tube est entrainé dans un mvt de rotation
vitesse :un tour en un jour sidéral
le tube est incliné d'un angle d par rapport
à l'equateur, et reste à la bonne déclinaison
pendant la poursuite .
Une seule commande de mvt, mvt uniforme
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mécanique : les axes et l'entrainement, toujours deux axes à gérer
cas : monture alt-azimuthale
zenith
axe
azimuthal
h
a
zenith
mvt
hauteur
sud local
Est
Nord
axe de
hauteur
mvt
azimuth
SUD
au cours de la poursuite a et h doivent être continuellement ajustés
sur la direction de l'astre
l'entrainement est moins simple qu'avec la monture équatoriale
deux mouvements non uniformes
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divers "design" opto-mécaniques pour les montures
coudé
axe de declinaison
nasmyth
E
N
S
W
salle de manip
étage en dessous
à fourche
ou fer à cheval
axe de hauteur
W
S
table de
manip
E
N
à berceau
N celeste
N celeste
axe de declinaison
axe de declinaison
N
W
E
axe du mondeS
monture à fourche
pilier
N
E
S
W axe du monde
monture à berceau
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illustration : monture equatoriale
allemande à contrepoids
Yerkes
fer à cheval
CFHT 3.6m
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illustration : configuration Nasmyth
Keck
10m
VLT 8m
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atmosphere
effets sur l'observation
refraction
absorption
turbulence
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6300 km
1 00 km
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atmosphère : structure et composition chimique
la structure à grande échelle est déterminée par des couches
d'épaisseurs inégales,
formées en liaison avec les distributions verticales de temperature et de densité
composition chimique en volume (variable avec altitude et lieu) :
azote N2 (78%), oxygène O2 (21%), gaz rares (Argon, Néon, Hélium...)
et dans les basses couches, vapeur d'eau H2O, dioxyde de carbone CO2 .
Traces de méthane CH4 et autres
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UNSA OCA Lagrange
chap10_instrum
rappel front d'onde
influence du milieu traversé ( géométrie et indice de réfraction)
n1
n2
n3
n1<n2<n3
surfaces onde plus ou moins "cabossées"
image idéale
image aberrée
53
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chap10_instrum
atmosphère : structure à petites échelles
cellules convectives et turbulentes, très variables en dimension
pression, température et humidité locales
Les grands mouvements convectifs forment de grandes cellules (km)
qui se décomposent en cellules de plus en plus petites par redistribution
de l'énergie de mouvement ( rotation et fractionnement,
cascades d'énérgie, Kolmogorov) jusqu'à une échelle de l'ordre de qqs mm
Conséquence : les cellules sont imbriquées et donnent
une structure très inhomogène et aléatoire (espace et temps) :
qui se répercute sur la distribution spatio-temporelle de
l' indice de réfraction
54
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chap10_instrum
55
effets sur observations _ 1
l'atmosphère perturbe le rayonnement qui nous parvient des astres :
trois effets principaux pour nous
refraction : modifie la direction de propagation initiale
absorption : perturbe la transmission et l'accès au spectre
turbulence : perturbe les images (fonction de transfert)
un quatrieme aspect est le rayonnement propre de l'atmosphere :
production d'un bruit d'ambiante important dès l > 1 mm
et croissant avec l
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effets sur observations _ 2
juste pour le plaisir
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réfraction_1
chap10_instrum
56
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effets sur observations _ 3
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chap10_instrum
absorption_1
absorption spectrale (molécules)
l'atmosphère n'est transparente
que pour certains intervalles spectraux
note : c'est à partir de ces fenetres atmosphériques
que sont établies les bandes du systeme JP11
IJ
H K
L
M
N
conséquences :

certains domaines spectraux sont inaccessibles depuis le sol

la transmission dans les fenetres n'est pas forcément stable
57
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chap10_instrum
une autre limitation : turbulence atmosphérique
58
telescopes ,plus grands = davantage de puissance collectée
MAIS .... images pas meilleures à cause de l'atmosphère
qui détruit le pouvoir de résolution théorique
( séparation minimale en radian
 longueur d'onde / Diamètre)
une affaire de surface d'onde toute distordue à l'arrivée,
à cause de la turbulence atmosphérique
turbulence faible
structure de tache image theorique
encore presente (compacte)
turbulence typique
structure de tache image theorique
complètement détruite
et apparition d'un speckle pattern (tavelures)
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effets sur observations_4
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chap10_instrum
59
dégradation des images_1
dégradation provoquée par la turbulence atmosphérique (Kolmogorov)
variation aléatoire de la distribution inhomogène de l'indice de réfraction
L'effet porte sur le front d'onde qui est aléatoirement distordu
rappel
n
front incident front émergent
les distorsions de front d'onde
se traduisent principalement
par 3 effets (attention jargon):
piston (inoffensif quand on a une seule ouverture)
tip-tilt ( mouvement de la tache au foyer)
speckles (structure complexe au lieu de tache d'Airy)
n
front incident
front émergent
front d'onde incident
plan
front d'onde émerge
distordu
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effets sur observations _5
front d'onde incident
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60
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dégradation des images_2
f(x)
tout bouge
toutbouge
bouge
tout
tout bouge
P : piston
intervient entre
deux (ou N collecteurs)
pb pour interferométrie
P
tél.1
TT
TT : tip-tilt
mouvement aléatoire de la tache image (voir plus loin)
angle de tilt : pente du front d'onde sur l'ouverture
Speckles :
r0
D
x
tél.2
au lieu de la tache d'Airy
on observe un "speckle pattern"
( voir plus loin)
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illustration : speckle pattern
 l/r0
 l/D
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chap10_instrum
dégradations en "live"
turbulence faible
turbulence typique
structure de tache d'Airy
encore perceptible
structure de tache d'Airy
complètement détruite
mouvement d'ensemble de
la tache image
et apparition
d'un speckle pattern
(tavelures)
62
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comment réduire ces limitations ?
deux remèdes : espace et optique adaptative !
d'une manière gérérale :
pour ne pas avoir d'ennuis avec l'atmosphére
aller dans l'espace !
tout le spectre électromagnétique accessible !
pas de turbulence (on est dans le vide)
pour la qualité d'image au sol :
compenser les défauts introduits par la turbulence
par l'optique dans l'instrument
optique adaptative
63
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optique adaptative
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64
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adaptative optics NACO VLT
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illustration optique adaptative _ 1
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66
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illustration principe optique adaptative _ 2 ( clip Gemini )
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68
besoins pour compenser les insuffisances de l'oeil

surface collectrice plus grande
plus grande puissance collectée
meilleure resolution angulaire théorique (fins détails)

système optique donnant un plus fort grossissement angulaire

capacité à suivre le mouvement apparent
observation prolongée (possibilité de dessin)
et plus tard photographie
(long temps de pose, accumulation d'energie collectée,
et par suite meilleure sensibilité)
d'où
accès à de nouveaux astres (faiblement lumineux)
et à leur physionomie (images)
mais aussi (surtout ?) chaines de detection :
instruments au foyer des telescopes : photometrie et spectrometrie
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photometrie et spectrometrie _ 1
besoins : mesurer le flux dans des bandes spectrales définies
photometrie :
bandes spectrales larges , non adjacentes et peu nombreuses
spectrometrie :
bandes spectrales étroites formant une distribution quasi-continue
illustration synoptique
F(l)
photometrie
l
F(l)
spectrometrie
l
des choix instrumentaux à faire :
comment fixer la largeur des bandes ( resolution spectrale) ?
69
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70
photometrie et spectrometrie _ 2
comment fixer la largeur des bandes spectrales ?
photometrie :
il y a le souhait de bien couvrir le spectre visible (UBVRI)
et en dehors du visible
il y a les fenetres atmospheriques qui imposent les choix
(systeme JP 11 deja vu : UBVRIJHKLMN..)
on utilise des filtres "standard" bien définis et accessibles commercialement
spectrometrie :
c'est le besoin scientifique qui commande.
deux aspects : identifier des raies spectrales (elements chimiques)
determiner le profil de la raie (conditions physiques)
aspect "identifier"
dl
dl
la resolution spectrale
R= l / dl
adaptée sera donnée
par le design
de l'instrument
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photometrie et spectrometrie _ 3 montages basiques
photometrie :
batterie de filtres et de lames dichroiques
dans la chaine d'acquisition
(filtres utilisés en sequence ou simultanement)
plusieurs detecteurs
un pour chaque bande
spectrometrie :
il faut entrer dans le design
(voir apres)
en attendant voyons
un "simple spectroscope"
71
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photometrie et spectrometrie _4
spectro : un schema de principe
simpliste (mais commode pour notre propos)
composant
dispersif
telescope
pupille de sortie
du telescope









72
collim
de sortie
f1
fente
d'entrée
collim
d'entrée
f2
cible
camera
l'image de l'étoile est formée sur la fente d'entrée
la fente d'entrée limite le champ de vue du telescope
le collimateur d'entrée forme un faisceau parallele (image de l'étoile à l'infini)
l'element dispersif separe les longueurs d'onde en faisceaux paralleles
l'incidence de ces faisceaux sur le collimateur de sortie depend de l
le collimateur de sortie forme dans son plan focal
une image de la fente (et de l'etoile) en un point dépendant de l
l'étalement minimal de cette image est Dx = l .f2 / D (Airy)
où D est le diamètre du faisceau arrivant sur le collimateur
ce n'est le cas que si la largeur de la fente est inferieure à l .f1/ D
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chap10_instrum
73
exemples instruments pour l'imagerie
grand champ : telescope de schmidt (déjà vu)
amas stellaires, recherche de cometes,
asteroides, debris spatiaux
milliers d'objers sur une image (champ 5 °)
petit champ (arcmin) :
telescope amateur
+ webcam par exemple
très petit champ (milli arcsec)
interferometrie
mais c'est un peu à part
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VLT : Very Large Telescope, 4 fois 8m
Chili , Cerro Paranal, alt. 2800m
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chap10_instrum
Le Keck Interferometer
deux fois 10 m, Mauna Kea ( 4200 m), Hawaii
75
UEL_rencontre
avec astron/astrophys
Large Binocular
Telescope,
2 x Yves8Rabbia,
m
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chap10_instrum
76
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au sol, il y a aussi
les radio-telescopes
et pour les autres domaines que
Visible , InfraRouge et radio
il n'y a que l' Espace
77
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radiotelescopes
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chap10_instrum
78
79
radiotelescope d'Arecibo (puerto-rico) , 300 m de diametre
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radiotelescope de Nançay ( France)
miroir 200 m
chariot focal
mobile
pour suivre
le pointage
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Very Large Array
( Socorro,new mexico,USA)
chap10_instrum
81
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chap10_instrum
82
encore le VLA
Image courtesy of NRAO/AUI
very large array
radioastronomie
desert de Socorro,
New Mex, USA
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astronomie non photonique illustration
antarès et superkamiokandé
détection de neutrinos
virgo et lisa (space)
detection des ondes gravitationnelles
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pourquoi aller dans l'espace ?

pas de turbulence ! qualité d'image maximale

tout le spectre electromagnétique accessible
84
transmission 1 à toutes
les longueurs d'onde
longueur d'onde

observation en continu (nuit permanente )

exploration directe (lune, mars, asteroides , cometes,...)

applications pour la vie quotidienne :
environnement, ressources terrestres, météo,
géologie, telecommunications , GPS, océanographie,
alerte sur catastrophes.....
quelques problèmes (parmi d'autres) pour l'Espace
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le côut d'une mission !
le temps de réalisation
typiqmt vingt ans
pour un projet spatial
avant lancement
et l'encombrement croissant
de l'Espace par
les débris spatiaux
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chap10_instrum
85
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encore des exemples pour l'Espace
Topex et Jason
(geophysique et oceanographie)
EnviSat
(environnement)
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86
Corot (transit exoplanètes)
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87
encore beaucoup de choses à raconter
mais on doit aller voir du coté des étoiles
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bonus special fous-furieux
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rappels optique géométrique _ 7
image réelle, image virtuelle
image réelle : on peut la former sur un écran
image virtuelle : elle est formée à l'intérieur du
syst optique
elle n'est observable
qu'à travers un autre système optique (exemple oeil)
pour l'observateur
il y a une image réelle
formée par le syst optique
elle peut aussi servir d'objet pour le système "oeil"
pour l'observateur
il y a une image virtuelle,
elle est située dans le syst optique
elle ne peut être qu'un objet ( virtuel)
pour le système "oeil"
écran
ou dépoli
89
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chap10_instrum
rappels optique géométrique _ 8
régime paraxial : on peut souvent construire "à la main"
c'est de la géométrie
parmi les rayons issus de l'objet (source)certains, remarquables,
suffisent à construire l'image (intersection de ces rayons)
comportement de rayons particuliers (outils)
les rayons passant par le centre optique ne sont pas déviés
les rayons paralleles à l'axe sont déviés, leur nouvelle direction passe par le foyer
F
centre
optique
centre
optique
F
rayon issu d'un point sur l'axe à distance finie
on l'inclut dans un faisceau parallèle, qui converge
dans le plan focal, ce qui donne la direction emergente
un point hors d'axe à l'infini
image dans le plan focal,
en un foyer secondaire
F
centre
optique
F
centre
optique
90
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91
chap10_instrum
rappels optique géométrique _ 9
exemple classique de construction : objet à distance finie
objet
objet
d
F
p
p'
d'
image
image
formules associées (géométrie) :
1/p +1/p' = 1/F
g = d'/d = grandissement
et
autres exemples
objet étendu à distance infinie
objet
à l'infini
objet étendu au foyer objet
F
F
a
d
a
dimension image
d = F. a
image
réelle
objet
au foyer
image
à l'infini
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interferences
la diffraction considere une infinité d'ondes
car la modelisation du phenomene
pose que chaque point de la pupille émet une onde
pupille
c'est une approche differentielle
avec passage à la limite
pour les interferences
c'est le même phénomène
que la diffraction,
mais en general
on parle d'interferences
quand il y a un nbre finie d'ondes
qui se rencontrent
experience familière (?) trous d'Young
chap10_instrum
92
points
où les deux
ondes arrivent
en phase