UEL une première rencontre avec l'astronomie éléments pour illustrer le cours chapitre 10 : instruments Yves Rabbia, astronome Observatoire de la Côte d'Azur, rabbia@obs-azur.fr 04 93 40 53 59

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

rappels opt geometrique et diffraction

rappels optique géométrique _ 1 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) n1 n2 dioptre sphérique plan

rappels optique géométrique _ 2 sources diaphragmes faisceaux au passage : un peu de vocabulaire source ponctuelle : intuitif diaphragme : il isole un ensemble de rayons source étendue : ensemble de sources ponctuelles chacune envoie ses rayons faisceau divergent, axe du faisceau angle d'ouverture faisceau convergent mais ici, d'où arrive la lumière ?

rappels optique géométrique _ 3 d'où vient la lumière dans le cas d'un faisceau convergent ? elle vient d'un système optique S système optique S' CV DV 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 système optique S S'

rappels optique géométrique_4 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)

rappels optique géométrique_5 montage fréquent : systeme afocal objet à l'infini image f1 f2 L1 L2 F ici non plus , on ne peut pas définir un grandissement image à l'infini hors d'axe par b L1 L2 a objet à l'infini plan image 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

formation d’une image dans l’instrument (description idealisée) 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 f écran axe optique F q 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 X = f.q sinon quoi ? voir plus loin

l'optique géométrique ne suffit pas pour décrire les images 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...) et pour optimiser leur qualité (photographie, optique spatiale, ...). 40 mm 1000 mm 10000 mm on a du détail (aberrations), mais l'optique géométrique ne donne pas accès de façon fondamentale (physique) au détail des images POURQUOI ?

l'optique géométrique ne restitue pas l'aspect détaillé des images l'optique géométrique ne restitue pas l'aspect détaillé des images. Pourquoi ? parce que !

parce qu'il y a le phenomene de diffraction en gros pour l'optique géométrique l'image d'un point est un point S S' image système optique objet 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

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) intensité 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..?)

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, .....)

l'oeil, le premier recepteur iris cristallin rétine cerveau nerf optique

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 cristallin rétine cerveau nerf optique

les attributs d'une chaine de détection en optique collecteur imageur recepteur (detecteur) champ de vue (angle solide) filtre spectral mise en memoire champ de vue (angle solide) 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

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, .....)

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

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

oeil nu _ illustration eclipse lune, diametres Lune/Terre rapport environ 3 solstices : culminations extrêmes minimale : hiver, maximale :été équinoxes : durée du jour =durée de la nuit solstice d'été équinoxes : printemps, automne solstice d'hiver eclipses : diamètres apparents : lune , soleil phases de la Lune mvts voute celeste diurne et annuel chronométrage eclipse de Lune diametres relatifs et distances multitude et diversité

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.) R p L a h on connaît L on mesure p longueur de l'ombre on deduit et ensuite R cadrans solaires

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 )

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

lunettes illustration Yerkes, 102 cm, record mondial Galilée, 1609, diametre 3 cm

telescopes illustration Newton, 1642- 17xx ESO VLT_Unit 8m CFHT 3.6m projet ESO_OWL 100 m

Large Binocular Telescope, 2 x 8 m

SPACE ! illustration

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 champ de vue selection des directions d'arrivée point de départ : pluie de photons directions, impacts quelconques ouverture collectrice selection des points d'impact monture : poursuite du mvt des astres collecteur champ de vue filtres : selection spectrale

instruments collecteurs imageurs Lunettes et Telescopes configurations optiques et types de montures

les collecteurs-imageurs : lunettes , telescopes lunette : deux lentilles alignées avec axes optiques identiques lentille = guide pour la trajectoire des rayons (refraction) objectif oculaire oeil objet 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

principe et intérêt de la lunette amplification angulaire par système afocal grossissement augmenté, apparence de rapprochement du sujet oeil objectif lunette oeil oculaire lunette plus gros plus écartés

configurations optiques de base : collection et champ de vue instrumentation mesures délimitation du champ de vue collecteur champ de vue diaphragme de champ au foyer montage basique minimal : montage typique : config. optique instrumentation mesures pupille d'entrée de sortie focale équivalente champ de vue

configuration « newton »

configuration « cassegrain »

telescope de Schmidt une variante très popuplaire 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

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

attention il y a résolution et résolution 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 résolution du capteur : N1*N2 pixels On parle ici de la resolution spatiale, mais elle n'est pas forcément reportée sur le ciel attention il y a résolution et résolution résolution angulaire liée à la diffraction : tache focale ou PSF (Point Spread Function) intensité D 1.22 l/D c'est la plus faible étendue d'image que l'on peut espérer obtenir (voir plus loin)

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) cellules retine non séparés 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 diffraction-limited pixel-limited

Travaux pratiques immédiats Testez votre résolution angulaire pas beaucoup assez beaucoup pas mal vachement beaucoup carrement grave super hyper mega top vers résolution meilleure

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, ...

mécanique : les axes et l'entrainement, toujours deux axes à gérer cas : monture équatoriale SUD zenith Est Nord Ouest Pnord H d lien avec repère équatorial visée pole celeste N horizon local axe de declinaison 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

mécanique : les axes et l'entrainement, toujours deux axes à gérer cas : monture alt-azimuthale sud local zenith a h axe de hauteur axe azimuthal mvt azimuth 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 SUD zenith Est Nord

divers "design" opto-mécaniques pour les montures axe de declinaison S E W N salle de manip étage en dessous coudé axe de hauteur S E W N table de manip nasmyth à fourche ou fer à cheval axe du monde axe de declinaison S E W N N celeste monture à fourche à berceau axe du monde axe de declinaison S E W N N celeste pilier monture à berceau

illustration : monture equatoriale allemande à contrepoids Yerkes CFHT 3.6m fer à cheval

illustration : configuration Nasmyth Keck 10m VLT 8m

atmosphere effets sur l'observation refraction absorption turbulence

6300 km 1 00 km

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

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

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

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

effets sur observations _ 2 réfraction_1 juste pour le plaisir

effets sur observations _ 3 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 I J K H L M N conséquences : certains domaines spectraux sont inaccessibles depuis le sol la transmission dans les fenetres n'est pas forcément stable

une autre limitation : turbulence atmosphérique turbulence faible structure de tache image theorique encore presente (compacte) une autre limitation : turbulence atmosphérique 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 typique structure de tache image theorique complètement détruite et apparition d'un speckle pattern (tavelures)

effets sur observations_4 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 n front incident front émergent rappel front d'onde incident plan front d'onde émergent distordu 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)

effets sur observations _5 dégradation des images_2 front d'onde incident tout bouge x f(x) P TT tél.2 tél.1 P : piston intervient entre deux (ou N collecteurs) pb pour interferométrie 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 au lieu de la tache d'Airy on observe un "speckle pattern" ( voir plus loin)

illustration : speckle pattern  l/r0  l/D

dégradations en "live" turbulence faible turbulence typique structure de tache d'Airy encore perceptible mouvement d'ensemble de la tache image dégradations en "live" turbulence typique structure de tache d'Airy complètement détruite et apparition d'un speckle pattern (tavelures)

comment réduire ces limitations 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

optique adaptative

adaptative optics NACO VLT

illustration optique adaptative _ 1

illustration principe optique adaptative _ 2 ( clip Gemini )

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

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 l F(l) l F(l) photometrie spectrometrie des choix instrumentaux à faire : comment fixer la largeur des bandes ( resolution spectrale) ?

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) dl aspect "identifier" dl la resolution spectrale R= l / dl adaptée sera donnée par le design de l'instrument

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"

photometrie et spectrometrie _4 spectro : un schema de principe simpliste (mais commode pour notre propos) fente d'entrée collim de sortie composant dispersif cible camera f1 f2 telescope pupille de sortie du telescope 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

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

VLT : Very Large Telescope, 4 fois 8m Chili , Cerro Paranal, alt. 2800m

Le Keck Interferometer deux fois 10 m, Mauna Kea ( 4200 m), Hawaii

Large Binocular Telescope, 2 x 8 m

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

radiotelescopes

radiotelescope d'Arecibo (puerto-rico) , 300 m de diametre

radiotelescope de Nançay ( France) miroir 200 m chariot focal mobile pour suivre le pointage

Very Large Array ( Socorro,new mexico,USA)

encore le VLA very large array radioastronomie desert de Socorro, New Mex, USA Image courtesy of NRAO/AUI

astronomie non photonique illustration antarès et superkamiokandé détection de neutrinos virgo et lisa (space) detection des ondes gravitationnelles

pourquoi aller dans l'espace ? pas de turbulence ! qualité d'image maximale tout le spectre electromagnétique accessible 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..... transmission 1 à toutes les longueurs d'onde longueur d'onde

quelques problèmes (parmi d'autres) pour l'Espace 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

encore des exemples pour l'Espace Topex et Jason (geophysique et oceanographie) Corot (transit exoplanètes) EnviSat (environnement)

encore beaucoup de choses à raconter mais on doit aller voir du coté des étoiles

bonus special fous-furieux

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" écran ou dépoli 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"

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 F centre optique 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 F centre optique un point hors d'axe à l'infini image dans le plan focal, en un foyer secondaire F centre optique

rappels optique géométrique _ 9 exemple classique de construction : objet à distance finie p p' objet image objet image d' d F formules associées (géométrie) : 1/p +1/p' = 1/F et g = d'/d = grandissement autres exemples objet étendu à distance infinie objet étendu au foyer objet F objet au foyer image à l'infini a dimension image d = F. a F objet à l'infini image réelle a d

interferences la diffraction considere une infinité d'ondes car la modelisation du phenomene pose que chaque point de la pupille émet une onde c'est une approche differentielle avec passage à la limite pupille points où les deux ondes arrivent en phase 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