chap04

L’observation astronomique
• Télescopes
• Instruments et types d’observations
• Détecteurs
• Images astronomiques
Télescopes
• 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
Galilée observant le ciel
Réplique du 1er télescope de Newton
Télescopes - 2
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 - 3
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)
F
• 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
Télescopes - 4
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 - 5
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 - 6
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 - 7
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
Instruments et types d’observations
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)
Détecteurs
• 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 - 2
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 - 3
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 :
E
– 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
−
bande de econduction
Egap
h+ valence
bande de
Détecteurs - 4
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
électrode V+
couche isolante
silicium
Détecteurs - 5
Fonctionnement du CCD
« channel stops »
(régions dopées p)
Transfert
de charge
charge
Collecte de
(obturateur ouvert)
fermé)
(obturateur
+
+
+
électrodes
pixel
silicium
ampli de sortie
Détecteurs - 6
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
Efficacité quantique
= pourcentage des
photons incidents qui
sont détectés
Efficacité quantique d’un type de CCD
Détecteurs - 7
Absorption des photons dans le silicium
Les photons pénètrent plus profondément quand λ augmente
Les électrodes sont opaques dans l’UV
électrode V+
couche isolante
silicium
Détecteurs - 8
Amélioration de la sensibilité dans le bleu et l’UV
CCD amincis et illuminés par l’arrière : thinned backside
illuminated CCDs
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
Détecteurs - 9
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
Ne
Le transfert de charge est
également perturbé
→ blooming
~105
0
~105
Nγ
Détecteurs - 10
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 - 11
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 - 12
Non-uniformités interpixels
Causes possibles :
– légères variations de taille d’un pixel à l’autre
– poussières sur la caméra
– éclairement non uniforme du champ…
Observation d’un champ uniforme
CCD idéal
CCD réel*
(*un brin exagéré)
Détecteurs - 13
Non-uniformités interpixels
Peuvent dépendre de λ:
→ difficiles à corriger si observations
en filtres à large bande
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
Images astronomiques
Profil instrumental
Image d’un source ponctuelle à travers une ouverture circulaire
= anneaux d’Airy
  1.22

d
Δθ
« Seeing »
Observations au sol → turbulence atmosphérique
Si pose suffisamment longue
→ image plus ou moins « floue »
Images astronomiques - 2
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)
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)
Images astronomiques - 3
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
S
 tot (e )  Ne  RON 2
  tot ( ADU ) 
Sciel  Sobj
g
Sobj
 RON
2
Sciel
Images astronomiques - 4
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
L’observation astronomique
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