Bruce Gendre – Myrtille Laas-Bourez Astronomie observationnelle De la méthode aux données Bruce Gendre – Myrtille Laas-Bourez

L'étude du Ciel L'étude du ciel remonte au début de l'humanité Premières cartes du ciel connues : Chine, Egypte, Grèce Pendant longtemps seul l'œil était utilisé

Galilée : invention de la lunette astronomique L'étude du Ciel Mars vu par Lowell Galilée : invention de la lunette astronomique Multiplie les découvertes, mais toujours exploitées par un astronome Tout l'art du métier consiste à bien exploiter les images subjectivité des hommes Mars vu par le HST

Limites de l'œil humain 3 exemples parmi d'autres…

Pour palier le problème de l'œil humain… La photographie Les détecteurs Pour palier le problème de l'œil humain… La photographie Daguérotype (début 19e siècle) Photographie (fin 19e siècle) Plaque photographiques lourd peu sensible (temps de pose long) cassant La R&D appliquée à l'astronomie Le CCD (Charge Coupled Device)

Principe du CCD Un CCD transforme les photons lumineux qu'il reçoit en paires électron-trou par effet photoélectrique, puis collecte les électrons dans le puits de potentiel maintenu à chaque photosite, appelé pixel. Le nombre d'électrons collectés est proportionnel à la quantité de lumière reçue. À la fin de l'exposition, les charges sont transférées de pixel en pixel jusqu'à des sites de lecture. Elles sont transformées en tension, proportionnelle au nombre d'électrons, puis filtré avant d'être amplifié et numérisé.

Les méthodes de lectures transfert parallèle-série (capteur pleine trame) Séries par séries Nécessite un obturateur Principe de la photo numérique transfert interligne Transfert dans les colonnes à côté Peu de surface sensible Principe des caméscopes numériques transfert de trame Dynamique élevé Capteurs gros, chers et complexes Principe de certaines caméras

Les caractéristiques d'un CCD La sensibilité (rendement quantique) : charges électriques produite par unité d’énergie de lumière reçu (nombre d'électrons libérés par photon reçu) capteur KAF401LE donnés par Kodak La capacité d’un pixel : nombre maximal d'électrons qu'un puit peut contenir (45 000 à 1000000 électrons). Au delà, si on continu à envoyer des photons, le pixel se sature. Le nombre de pixels : nombre de mesures faites sur un champ donné. Détermine la qualité et la richesse de l’information spatiale La taille et la forme des pixels : de préférence carré, la taille est liée à la focale du télescope

Le choix de la taille du pixel La taille des pixels est choisie en fonction du site et son « seeing » : turbulence atmosphérique de l’échantillonnage : placer la plus petite partie du ciel dans un pixel du pouvoir séparateur du télescope : placer assez de pixels dans la tâche d'Airy pour résoudre deux étoiles proches. Distance minimale entre deux points séparés :  = 0.61  D-1 du champ couvert : limiter le nombre total de pixels

Inconvénients des détecteurs : les bruits Le bruit de lecture : des électrons perdus sont récupérés par d’autres pixels lors du transfert. Lié aux imperfections des composants électroniques et non reproductible Le bruit thermique : l'agitation thermique dans les pixels produit spontanément des paires trous-électrons. Directement proportionnel au temps et à la température. Les bruits électroniques : parasites dus aux appareils électriques ou électroniques. La saturation de charge : lorsque un puit de potentiel est plein, il peut "déborder" le long des colonnes de lecture Les défaillances intrinsèques : certains pixels ont des défauts (saturent trop vite, ne produisent plus d’électrons, ont une sensibilité inférieure à celle des autres)

Bruit total dans un détecteur Le bruit total : dans un capteur CCD est la moyenne quadratique des différents bruits, en faisant l’hypothèse que tous ces bruits sont aléatoires et décorrélés.

Réponse d'un détecteur à un signal continu L'élimination du bruit Réponse d'un détecteur à un signal continu I(x,y) = valeur d’un pixel à la fin de l’acquisition, I0 (x,y) = valeur de pré-charge d’un pixel, B(x,y,t,T) = valeur des signaux thermiques, S0 (x,y) = valeur théorique du signal r(x,y) = facteur de réponse du détecteur avec T = température et t = temps de pose Y X I (x,y) = I0 (x,y) + B(x,y,t,T) + S0 (x,y)  r(x,y)

La solution en image Image totale : I (x,y) = I0 (x,y) + B(x,y,t,T) + S0 (x,y).r(x,y) Bias : temps de pose = 0s (t=0), et obturateur fermé (S0 = 0) I biais = I0 (x,y) Dark : temps de pose = celui de l’image brute, et obturateur fermé (S0 = 0) I dark = I0 (x,y) + B(x,y,t,T) Flat : temps de pose = celui de l’image brute, obturateur ouvert sur une source homogène connue (S0(x,y) = constant) I PLU = Idark (x,y) + S0(x,y).r(x,y)

Pour résumer

Recette du chef Série de 9 bias  faire médiane résultante = superbias Série de 9 dark  soustraire le superbias à chaque dark  faire médiane résultante= superdark Série de 9 flat  soustraire le superbias à chaque flat  soustraire le superdark à chaque flat  faire médiane résultante = superflat

Pourquoi faire des médianes ? La médiane synthétise une série d’images (dark, flat…) afin d’éliminer des défauts présents sur quelques unes des images. Mieux qu'une moyenne, qui tiens compte exagérément des extrema

Les CCD et la couleur en astronomie Les images prises par les caméras sont en noir et blanc nécessité d'intercaler des filtres en entrée de caméra Le but des observations en couleur est de : déterminer le site de phénomènes intéressants déterminer la température d'un objet Les poses couleurs permettent de faire de la "spectroscopie" à très basse résolution avec l'information spatiale

(Etoile + 4 x fond) – (4 x fond moyen) Mesure de l'intensité lumineuse : la photométrie Exemple : une étoile sur un détecteur CCD 12 13 15 15 17 11 11 23 18 10 13 12 11 Etoile + 4 x fond = 15+17+23+18 = 73 électrons 12 x fond = ... = 139 électrons d'où le fond = 139/12 = 11,58 électrons en moyenne Etoile = (Etoile + 4 x fond) – (4 x fond moyen) (73) – (4 x 11,58) 26,68 électrons En pratique : moyenne sur plusieurs dizaines de poses si possible

Mesure de l'intensité lumineuse : la photométrie Le nombre d'électrons dépend de la caméra ! En outre, il reste encore dans l'équation du traitement de l'image une constante… magnitude = constante des magnitudes – 2,5 x log ( nombre d'électrons ) Exemple étoile inconnue : Flux = 39490 ADU magnitude = 12.07 (catalogue USNO-B1 sur le CDS) Flux = 286298 ADU constante des magnitudes = 12.07 + 2,5 x log 286298 = 25,71 étoile inconnue : magnitude = 25,71 – 2,5 x log 39490 = 14,22 En pratique, constante des magnitudes calculées sur plusieurs étoiles car bruit statistique !!

Mesure de la position d'un objet : l'astrométrie On repère un point sur une image par rapport à une origine Problème : les pixels ne sont pas infiniment fin La tâche d'Airy a une surface non nulle La position à partir d'une seule étoile donne une erreur statistique on réduit(élimine) cette erreur en refaisant la mesure avec d'autres étoiles La position relative est ainsi très précise il reste à obtenir une position absolue (R.A, DEC, J2000). Ceci passe par des catalogues

A la limite de l'image astronomique : la spectroscopie Etude de la répartition de l'énergie lumineuse selon la longueur d'onde Réalisé grâce à des prismes ou des réseaux dispersifs Perte de toute information spatiale Gain de l'information spectrale Permet d'étudier les phénomènes produisant la lumière