Une promenade dans l’astronomie éléments pour illustrer le cours chapitre 8 : instruments_ 2 Yves Rabbia, astronome Observatoire de la Côte d'Azur,

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1 une promenade dans l’astronomie éléments pour illustrer le cours chapitre 8 : instruments_ 2
Yves Rabbia, astronome Observatoire de la Côte d'Azur,

2 instruments collecteurs imageurs Lunettes et Telescopes fonctions de base configurations optiques et mécaniques

3 fonctions basiques d'un instrument pour l'observation en astronomie
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

4 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

5 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

6 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

7 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

8 retour sur la refexion .....pour arriver aux telescopes
vision intuitive et phenomenologique : on considère le miroir comme localement plan au point d’impact du rayon incident incident réfléchi i i ' Centre de courbure C Foyer

9 telescopes : une transformation de l’emploi de la lunette au moyen de miroirs

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12 telescope de Schmidt une variante très populaire
un immense appareil photo grand champ une lame en entrée au profil étudié pour corriger l'aberration de coma très important une variante très populaire la configuration schmidt-cassegrain l'image d'un point lumineux subit l'aberration de coma quand elle s'éloigne du centre du champ

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14 configuration « newton »

15 configuration « cassegrain »

16 configuration « cassegrain afocal »

17 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, ...

18 mécanique : les axes et l'entrainement, toujours trois 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

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

20 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

21 illustrations

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

23 telescopes illustration
CFHT 3.6m Newton, xx ESO VLT_Unit m projet ESO_OWL m ($$$$), devenu ELT 35 m($$)

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

25 illustration : configuration Nasmyth
Keck 10m VLT 8m

26 ESO VLT et VLTI, Chili, Cerro Paranal, environ 2800 m 4 collecteurs diam 8 m

27 Large Binocular Telescope, 2 x 8 m

28 Extremely Large Telescope European Southern Observatory ELT_ESO
projet en cours

29 SPACE ! illustration

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

31 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

32 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

33 il y a aussi les radio-telescopes
pour les autres domaines que visible , IR et radio on va plutôt dans l'espace

34 radiotelescopes : type assiette
arecibo, puerto-rico cuvette naturelle équipée diametre 300 m nacelle mobile au foyer

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

36 Very Large Array ( Socorro,new mexico,USA)

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

38 atmosphere : un composant important des instruments au sol
description physique structure composition effets sur l'observation refraction absorption turbulence

39 'atche bioutifulle ! 6300 km 1 00 km

40 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

41 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

42 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

43 effets sur observations _ 2
réfraction_1 juste pour le plaisir

44 effets sur observations _ 2
réfraction_2 En première approximation, on peut considérer que l'atmosphère agit comme une lame à faces parallèles et les rayons incidents sont déviés par effet de réfraction (indice nair = ) la distance zenithale "z" calculée (à partir de a et d) est falsifiée : la direction de pointage devient "za" calcul de l'écart dz = z – za : on écrit la loi de Descartes et on approxime en remarquant que dz est petit (indice faible  effet faible) z : distance zenithale réelle de l'astre Z direction apparente za z un peu d'algèbre et on obtient et finalement (avec n = –4 ) Attention 1 : "n" est chromatique d'où : dz(l1)  dz(l2) Attention 2 : l'approximation "lame à faces paralleles" ne vaut que pour z modéré (< 60° ?)

45 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

46 effets sur observations _ 4
absorption_2 transmission dans les fenetres : effets de l'épaisseur traversée et des absorbants à la traversée de l'atmosphère les photons sont soit diffusés soit absorbés, le résultat est une réduction de la puissance disponible au sol (extinction atmosphérique) dh h+dh h I(h+dh) I(h) une modélisation : loi de Beer facteur de proportionnalité : k(h), lié à l'absorbant (ou plusieurs) intuitif résolution de l'equation différentielle : d'où (avec t : épaisseur optique) un peu d'algèbre et on arrive à l'intensité I0 au sol, à partir de l'intensité I hors atmosphère on pose tout ça concerne la propagation verticale, et si c'est oblique ??

47 effets sur observations _ 5
absorption_3 dh z dh / cos z le raisonnement précédent peut etre repris avec dh/cos z au lieu de de dh, et on arrive à : propagation oblique : masse d'air on appelle masse d'air la quantité sec z elle vaut 1 pour une propagation verticale (z=0, cos z= 1) note : la masse d'air ne tend pas vers l'infini quand z tend vers pi/2 l'hypothèse "lame à faces parallèles" ne tient plus à cause de la rotondité de la Terre. l'épaisseur d'atmosphère minimale pour une étoile donnée a lieu pour z minimal ou hauteur h maximale (culmination) La masse d'air minimale associée est donc le plus souvent superieure à 1 elle ne descend jusqu'à 1 que si l'étoile transite au Zenith local

48 effets sur observations _ 6
absorption_4 Pierre Bouguer la dépendance en z permet de mesurer la transmission : méthode de la droite de Bouguer observation  serie de couples ( z, I0(z)) graphe (sec z, Log(I0(z)) + sec z Log I0(z) (secz)min sec z=1 vers la culmination Quand les conditions d'obs sont stables la modèlisation est valide et les points se disposent selon une droite de pente " – t" d'où une mesure la transmission : tatm = exp(-t) (secz)min sec z=1 Bonus : malgré que sec z ne prenne pas de valeurs inférieures à 1 on peut prolonger la droite vers l'axe des ordonnées et l'on obtient Log(I) à l'intersection, ce qui donne aussi une mesure de t + sec z Log I0(z) Log(I) t

49 effets sur observations _ 7
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)

50 effets sur observations _ 8
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)

51 effets sur observations _ 9
comment évaluer (caractériser) les effets de la turbulence ? paramètres caractéristiques et comportements r0 : dimension moyenne d'une zone plane du front d'onde distordu (plane  horizontale) t0 : durée typique d'un état du front d'onde q : ( isoplanetisme) : champ dans lequel on a le même état de front d'onde valeurs typiques en visible : (plus grand meilleure qualité d'image) r0 5 cm à 20 cm en visible tO 1 à 10 msec q 2 arcsec dépendance en l (l plus grand  séverité plus faible) convention : r0 concerne 0.55 mm dépendance en z

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

53 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)

54 effets sur observations _ 10
comment lutter contre les effets adverses ? effets sur observations _ 10 d'une manière gérérale : pour ne pas avoir d'ennuis avec l'atmosphére aller dans l'espace ! comment lutter au sol ? d'une manière générale : aller en altitude ou choisir site particulier (Dome C, antarctique) refraction : restreindre l'observation à de faibles distances zénithales faible c'est quoi ? ça dépend du type d'observation : typiquement z < 30° absorption : vivre avec mais la mesurer : droite de Bouguer ( déjà vu) turbulence : correction "a posteriori" : tenir compte au traitement des données, calibration correction " a priori" : reduire les distorsions de front d'onde, optique adaptative

55 optique adaptative

56 illustration optique adaptative _ 1

57 illustration optique adaptative _ 2 ( clip Gemini )