12. Cours d`introduction à l`observation astronomique

12. Cours d’introduction à
l’observation astronomique
 
 
 
 
12.1 Télescope VMC 260: présentation
12.2 Monture CGE
12.3 Mise en station de la monture CGE
12.4 Le détecteur CCD
12.4.1 Introduction
  12.4.2 Fonctionnement simplifié d’un CCD
  12.4.3 Avantages du CCD
  12.4.4 Observations avec un CCD
 
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
12.4.4.2 Réduction des données
 
 
12.5 Camera SBIG STL 4020M
12.6 Projets de travaux de groupe
12.1 Télescope VMC 260: présentation
12.2 Monture CGE
q 
Monture équatoriale de type
allemande
q 
Motorisée en RA, DEC
q 
Système de pointage GOTO
12.3 Mise en station de la monture CGE
q  Mise à niveau
q  Equilibrage de l’ensemble tube+monture en
RA,DEC
q  Calibration du système GOTO
q  Aide à la mise en station sur l’étoile polaire
12.4 Le détecteur CCD
 
12.4.1 Introduction
Première photographie au
moyen d’un CCD: Uranus,
1975 (JPL et Université
d’Arizona).
Longueur d’onde: 890 nm.
12.4.2 Le détecteur CCD : Fonctionnement simplifié
Analogie entre un CCD et la mesure de précipitations grâce à des seaux.
12.4.2 Le détecteur CCD : Fonctionnement simplifié
Pixel
(a)
Electrodes Electrons
Registre
de
sortie
(b)
Vers amplificateur de sortie
Cas d’un CCD simplifié constitué par 9 pixels, un registre de sortie et un amplificateur.
1°Au cours d’une pose: Collection des charges par l’électrode central ayant un potentiel
maximal.
2°A la fin de la pose: Changement des potentiels des électrodes et transfert des charges
d’une électrode à l’autre.
12.4.2 Le détecteur CCD : Fonctionnement simplifié
(a)
(b)
Impuretés (dopage)
QE (%)
Photons
g (é/ADU)
photo-électrons
ADU
 
12.4.3 Avantages du CCD
1) Bonne résolution spatiale;
2) Efficacité quantique aussi élevée que possible;
3) Réponse spectrale très large;
4) Très faible bruit;
5) Dynamique des signaux détectés très grande;
6) Précision photométrique élevée;
7) Linéarité irréprochable;
8) Rigidité fiable.
 
12.4.3 Avantages
du CCD
Mosaïque de 4 CCDs, contenant
chacun 2040 x 2048 pixels. Ce
détecteur composite mesure environ 6 cm de côté et contient un
total de 16 millions de pixels
(Kitt Peak Nationa Observatory,
Arizona).
 
12.4.3 Avantages du CCD
Courbes d’efficacité quantique de divers types de CCD en fonction de la longueur d’
onde, comparées à celles d’autres détecteurs. On remarquera le très grand domaine de
longueur d’onde pour la réponse spectrale des CCDs (McLean 1997).
 
12.4.3 Avantages du CCD
Les CCDs amincis sont caractérisés par une très grande couverture spectrale.
 
12.4.3 Avantages du CCD
Les CCDs constituent des
détecteurs extrêmement
linéaires, contrairement aux
émulsions photographiques.
 
12.4.3 Avantages du CCD
(a)
(b)
Technique du “flat field” (voir texte)
(c)
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
2
1
2
2
2
3
B = B + B + B + ...
(12.6.5.1)
S = So + Sn + Sc,
(12.6.5.2)
B2 = Bo2 + Bn2 + 2 + Bc2,
(12.6.5.3)
S
=
B
S0 + Sn + Sc
2
0
2
n
2
2
c
B + B +l + B
(12.6.5.4)
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
S0 + S n + Sc
S
=
B
S0 + S n + Sc + l 2
S
=
B
(12.6.5.5)
C0
2
Cc
l
1+
+n
C0
C0
S
= C0
B
(12.6.5.6)
(12.6.5.7)
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
S1 = ∑ Si = NSi
B1 =
∑S
i
= NSi
S1
= NSi
B1
(12.6.5.8)
S2 = NSi
B2 = S 2
S2
= NSi
B2
(12.6.5.9)
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
S1 = ∑ Si = NSi , B1 =
2
S
+
l
∑( i ) :
Si
S1
= NSi
B1
l
S2
S2 = NSi , B2 = S2 ,
B2
S1 S2 Si
S2
=
=
B1 B2 l
B2
Nl 2
(12.6.5.10)
NSi
(12.6.5.11)
(12.6.5.12)
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
Comme on peut le voir sur cette série de 4 expositions de 1, 10, 100 et 1000 sec. de
la galaxie M100, obtenues au moyen d’un télescope Célestron de 11 pouces de diamètre ouvert à f/6,2, le rapport signal sur bruit (S/B) augmente de façon significative
en fonction du temps d’intégration … (suite page suivante)
 
12.4 Observations avec un CCD
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
En plus de l’amélioration du rapport S/B en fonction du temps d’exposition, on voit
aussi très clairement le changement de régime de bruit, principalement causé par le
bruit de lecture du CCD dans la pose la plus courte, au bruit de photons du ciel dans
la pose la plus longue.
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données
… Image traitée
Image brute ...
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données: les biais
q  Valeur constante B (le biais)
systématiquement ajoutée au signal de
chaque pixel
q  Première étape de la réduction des
données: soustraction de ce biais
q  Obtention de plusieurs biais pris à
l’abri de toute lumière et avec un
temps d’intégration le plus cours
possible (typiquement 1/1000 s ou
moins).
1/1000 s à -20° C
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données: les darks
Sn(t) = Rn0 2(T - T0) / ΔT t.
q  Même en l’absence de lumière les
(12.6.2.1) pixels d’un CCD accumulent des
charges proportionnellement au
temps d’intégration. C’est ce que
l’on appelle le bruit thermique.
q  Ce bruit thermique diminue lorsque la
température baisse
q  Obtention d’un dark (cliché non
exposé à la lumière) à la même
température que le cliché image et
avec le même temps d’intégration.
60s à -20° C
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données: les darks
ST = N S et BT2 = (N B2),
(12.6.2.2)
ST
S
= N
BT
B
(12.6.2.3)
2
2
B
=
B
+
B
S = Sa - ST et
a
T
S a − ST
S
=
B
Ba2 + BT2
(12.6.2.4)
(12.6.2.5)
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données: technique du flat
field
SS == So / Sf, 1
q  Correction nécessaire des effets de
 
B
2
( B0 / S0 ) + ( B f
/ Sf )
2
(12.6.3.2) la réponse variable des pixels
individuels ainsi que de l’irrégularité
d’illumination du CCD (poussières,
vignettage,…)
q  Obtention d’un flat field (plage de
lumière uniforme): obtenir cliché
image d’un fond éclairé
uniformément (lumière du
crépuscule, dome éclairé,…).
0.5s à -20° C
q  Série de flat field pour augmenter
autant que possible son S/B
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données
 
Image brute
(gauche) de
laquelle on
soustrait l’
image biais
(à droite) ...
et l’image
dark (cidessous) …
(voir suite à
la page suivante)
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données
 
On divise ensuite le résultat obtenu par
l'image flat field (ci-dessus) et on obtient l’image finale (à droite).
 
12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.2 Réduction des données: rayons cosmiques
Les impacts de très
nombreux rayons
cosmiques sont
visibles sur cette
image d’un dark.
12.5 Camera SBIG STL 4020M : carte d’identité
+ Roue à filtres de couleur intégrée: filtres R, G, B
12.5 Camera SBIG STL 4020M :
Camera CCD+télescope 260 F/D=11.5
q  Champ imagé
⎛ d ⎞
Θ = arctan ⎜ ⎟
⎝ F ⎠
Sans réducteur de focale:
17.5’*17.5’
Avec réducteur de focale (F*0.62): 28’*28’
q  Echantillonage
Sans réducteur de focale: 1 pixel=0.52’’
Avec réducteur de focale: 1 pixel=0.83’’
Critère de Nyquist: 2 pixel/élém de résolution
Seeing ~ 2’’ à 4’’ en imagerie
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.1 Détermination du gain et du bruit de lecture
de la caméra STL 4020 M
g ∼ Nmax / 216.
B2 = BO2 + Bn2 + Bc2 + 2,
B2 = So + Sn + Sc + 2,
B2ADU = SADU / g + BDL2.
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.1 Détermination du gain et du bruit de lecture
de la caméra STL 4020 M
2
⎛ f1 / f 2 ⎞
⎜⎜
⎟⎟ =
σ f1 / f1
⎝ σ f1 / f2 ⎠
(
1
2
) + (σ
f2
/ f2
σf2 = (f2 / 2) (σf1/f2)2.
B2ADU = SADU / g + BDL2
)
2
:~
1
2 (σ f / f )
2
(12.6.1.1)
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.1 Détermination du gain et du bruit de lecture
de la camera STL 4020 M
Bruit (ADU)
en fonction
du signal
(ADU)
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.2 Test de linéarité de la camera STL 4020 M
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.3 CCD : principes de la photométrie d’ouverture
ADU de l’étoile+ciel
q  Choix ouverture centrée sur étoile
44
48
43
45
44
46
41
39
38
39
48
42
41
47
50
49
50
49
40
41
46
48
49
50
47
78
79
69
48
47
50
47
42
45
41
79
95
75
46
45
42
39
38
39
43
77
81
74
51
48
32
43
47
42
45
49
51
43
45
43
41
44
38
50
48
50
45
51
47
39
43
47
49
42
45
42
38
44
45
40
49
50
52
47
46
50
46
42
47
43
45
47
40
39
45
44
44
42
38
41
ADU du au fond de ciel
q  Additionner ADU dans toute
l’ouverture = 707 ADU
q  Choix ouverture centrée sur région
du ciel dépourvue d’étoile
q  Additionner ADU dans toute
l’ouverture = 419 ADU
q  Soustraire ADU causés par le ciel de
ceux de l’étoile+ciel pour obtenir les
ADU intrinsèques à l’étoile = 288 ADU
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.3 CCD : Photométrie différentielle
Les 5 étapes précédentes qui mènent au nombre d’ADU
intrinsèques de l’étoile peuvent être automatisées en
utilisant des programmes astronomiques de traitement
d’images comme IRAF.
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.3 Mesures photométriques: courbe de lumière
d’étoiles variables
q  La Méthode de photométrie différentielle permet de mesurer la
magnitude d’étoiles variables au cours du temps (construire leur courbe
de lumière) si la magnitude de quelques étoiles étalons sont connues
dans le même champ que l’étoile variable.
q  Le catalogue général d’étoiles variables (GCVS) contient 38000 étoiles
variables de types divers. (Choisir Période pas trop longue: qques jours
au plus).
q  Equipement dont on a besoin: Télescope (avec réducteur de focale) +
CCD + filtre V
q  Précision photométrique typique: 0.01-0.05 mag. Quel RSB faut-il?
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.3 Mesures photométriques: détection du transit
d’une exoplanète
Site web: www.transitsearch.org
Baisse de magnitude de l’ordre de 0.01 mag. Atteindre bruit de photon de
l’ordre de 0.005. Ce qui équivaut à atteindre un S/B de l’ordre de 200.
Etoile très brillante donc temps de pose très réduit. Faire attention à la limite de
linéarité pour ne pas saturer l’étoile. Besoin d’une étoile de comparaison
suffisamment brillante dans le même champ pour la photométrie différentielle.
Courbe de lumière de l’étoile avant, pendant et après la fenêtre du transit.
Précision à atteindre extrêmement élevée donc réduction des données doit être
très soignée.
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.3 Mesures photométriques: Détermination de
la magnitude limite d’un cliché astronomique en
fonction du temps de pose et du seeing
 
 
 
 
Choix d’un champ d’étoiles avec plusieurs étoiles étalons
dont la magnitude est précisément connue.
Imager le même champ d’étoiles avec les différents filtres
R, V, B; cela pour plusieurs temps d’intégration et sur
différentes nuits pour avoir des conditions de seeing
différentes. Attention de ne pas atteindre la limite de
saturation pour ne pas saturer le détecteur et rester dans le
régime linéaire.
Mesure de la magnitude limite par photométrie différentielle
Mesure du seeing: mesure de la FWHM (largeur à mi
hauteur) d’étoiles non saturées dans le champ avec logiciel
astronomique comme IRAF.
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.4 Mesures astrométriques
 
 
 
 
Effectuer une mesure astrométrique c’est déterminer avec la
meilleure précision possible la position des astres dans le ciel
(RA, DEC).
Déterminer position précise d’un astre (étoile, astéroide) dans
le ciel sur base de plusieurs étoiles de référence dans le
même champ pour lesquelles on connaît très précisément les
positions (RA, DEC)
Quelle précision peut-on espérer en fonction du S/B?
Rapport S/B requis en astrométrie beaucoup plus faible que
celui requis en photométrie: un S/B de 10 déjà très bien.
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.4 Mesures astrométriques: séparation
angulaire et angle de position d’étoiles binaires
 
 
Périodes d’étoiles binaires: quelques dizaines d’années ou
plus. Impossibilité d’obtenir orbite sur base de mesures
effectuées sur une année seulement
Très peu d’étoiles binaires dont orbite bien déterminée.
Seulement 2000 sur plus de 100000 étoiles doubles
répertoriées dans le Washington Double-Star Catalog. 6400
étoiles doubles suffisamment séparées (sep> 3 arcsec) et plus
brillante que m=11.
Séparation angulaire:
Angle de position:
⎛
⎞
DP − DS
ϕ = arctan ⎜⎜
⎟⎟
⎝ ( RAP − RAS ) cos ( DP ) ⎠
12.6 Projet de travaux de groupe
12.6.5 Déroulement des projets de groupe
q Choix du projet de groupe à déterminer. Groupe de 3 ou 4
étudiants.
q Proposition d’un projet de travail de groupe par les
étudiants et confirmation par l’assistant.
q Mise sur pied d’1 ou 2 séance(s) d’observation du ciel
chapeautée(s) par les assistants pour se familiariser avec
l’utilisation du télescope et de la caméra CCD. Date(s) à
fixer
q Réalisation par les groupes d’étudiants de leur projet
pendant l’année.
q Présentation orale par groupe de la méthode et des
résultats obtenus.