L’observation astronomique

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1 L’observation astronomique
• Télescopes • Instruments et types d’observations • Détecteurs • Images astronomiques

2 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

3 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

4 Caractéristiques principales du télescope
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 / (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

5 Autres caractéristiques du télescope
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)

6 Types de foyers Plusieurs possibilités :
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

7 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

8 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

9 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)

10 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

11 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

12 Détection des photons dans un semi-conducteur
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 : – 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 E e− h+ E bande de conduction bande de valence Egap

13 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 silicium couche isolante électrode V+

14 Fonctionnement du CCD Transfert de charge Collecte de charge
Détecteurs - 5 Transfert de charge (obturateur fermé) Collecte de charge (obturateur ouvert) Fonctionnement du CCD « channel stops » (régions dopées p) + + + électrodes pixel silicium ampli de sortie

15 Sensibilité des CCD Les photons peuvent être absorbés si Eγ > Egap
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

16 Absorption des photons dans le silicium
Détecteurs - 7 Absorption des photons dans le silicium Les photons pénètrent plus profondément quand λ augmente Les électrodes sont opaques dans l’UV silicium couche isolante électrode V+

17 Amélioration de la sensibilité dans le bleu et l’UV
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

18 Linéarité et saturation
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 Nγ ~105 Le transfert de charge est également perturbé → blooming

19 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)

20 Biais, gain et bruit de lecture
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)

21 Non-uniformités interpixels
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… CCD idéal Observation d’un champ uniforme CCD réel* (*un brin exagéré)

22 Non-uniformités interpixels
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

23 Images astronomiques Profil instrumental
Image d’un source ponctuelle à travers une ouverture circulaire = anneaux d’Airy Δθ « Seeing » Observations au sol → turbulence atmosphérique Si pose suffisamment longue → image plus ou moins « floue »

24 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)

25 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 Sciel Sobj

26 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)

27 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

28 L’observation astronomique
• Télescopes • Instruments et types d’observations • Détecteurs • Images astronomiques Fin du chapitre…