• 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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