12. Cours d introduction à l observation astronomique7_9_11_2012.pdf · 2012. 11. 10. · 8/12/2006 1 12. Cours d’introduction à l’observation astronomique 12.1 Télescope VMC

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12. Cours d’’’’introduction à l’’’’observation astronomique

� 12.1 Télescope VMC 260: présentation� 12.2 Monture CGE� 12.3 Mise en station de la monture CGE

� 12.4 Fonctionnement simplifié d’un CCD � 12.5 Avantages du CCD � 12.6 Observations avec un CCD

12.6.1 bruits et rapport S/B12.6.2 réduction des données

� 12.7 Camera SBIG STL 4020M� 12.8 Projets de travaux de groupe

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12.1 Télescope VMC 260: présentation

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� Monture équatoriale de type allemande

� Motorisée en RA, DEC

� Système de pointage GOTO

12.2 Monture CGE

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� Mise à niveau

� Equilibrage de l’ensemble tube+monture en RA,DEC

� Calibration du système GOTO

� Aide à la mise en station sur l’étoile polaire

12.3 Mise en station de la monture CGE

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12 Le détecteur CCD� 12.1 Introduction

Il semble qu’Uranus soit le premier astre à avoir été photographié au moyen d’un CCD en 1975 par des chercheurs du JPL et des astronomes de l’Universitéd’Arizona. Ce cliché a été obtenu au foyer d’un téles-cope de 61 pouces situé sur les montagnes de Santa Catalina près de Tucson (Arizona). Cette image d’Uranus a été prise à la longueur d’onde de 8900 Å dans le proche infra-rouge. La région sombre corres-pond à une région d’absorp-tion prononcée par des ban-des de méthane, proche dupôle sud d’Uranus.

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12.4 Le détecteur CCD : Fonctionnement simplifié

Déterminer la distribution de brillance d’un astre céleste au moyen d’un CCD est fortsemblable à la mesure des précipitations de pluie sur une plantation. Dès que la pluie a cessé, les seaux sont déplacés horizontalement sur les tapis roulants. Dès que les seauxd’une colonne arrivent en fin de course, leur contenu est déversé dans un des seaux si-tués sur le tapis roulant vertical. Le contenu de cette rangée de seaux est ensuite déver-

sée, un à un, dans le récipient de mesure (pesée ou volume).

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Le fonctionnement d’un CCD est illustré au moyen d’un CCD simplifié constitué par 9pixels, un registre de sortie et un amplificateur. Chaque pixel est divisé en 3 régions (é-lectrodes servant à créer des puits de potentiel). (a) au cours d’une pose, l’électrode cen-trale de chaque pixel est portée à un potentiel plus élevé (en jaune) que les autres (envert). Il y a collection des charges. (b) à la fin de la pose, les potentiels des électrodes

sont changés et les charges transférées d’une électrode à l’autre.

Vers amplificateur de sortie

Registredesortie

Pixel

Electrodes Electrons

(a) (b)


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(b)(a)

Impuretés (dopage)


QE (%) g (é/ADU)

Photons photo électrons ADU

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� 12.5 Avantages du CCD

1) bonne résolution spatiale2) efficacité quantique aussi élevée que possible3) réponse spectrale très large4) très faible bruit5) dynamique des signaux détectés très grande6) précision photométrique élevée7) irréprochable linéarité8) une rigidité fiable

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Mosaïque de 4 CCDs, contenantchacun 2040 x 2048 pixels. Cedétecteur composite mesure en-viron 6 cm de côté et contient untotal de 16 millions de pixels (Kitt Peak Nationa Observatory,Arizona).

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Courbes d’efficacité quantique de divers types de CCD en fonction de la longueur d’onde, comparées à celles d’autres détecteurs. On remarquera le très grand domaine de

longueur d’onde pour la réponse spectrale des CCDs (McLean 1997).

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Les CCDs amincis sont caractérisés par une très grande couverture spectrale.

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Les CCDs constituent des détecteursextrêmement linéaires. Si on augmen-te d’un facteur 2 le temps d’exposition,le signal enregistré devient très exac-tement deux fois plus important. Le CCD permet ainsi la détection simul-tanée d’objets très faibles et très bril-lants. Au contraire, le cliché photo-graphique présente un régime de liné-arité très réduit. Il y a tout d’abord unseuil minimum d’exposition en des-sous duquel le cliché ne forme pas d’image de l’objet photographié. A par-tir d’un seuil supérieur d’exposition, l’émulsion sature. Pire encore, le signalenregistré diminue.

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(a) (b) (c)

Technique du “flat field” (voir texte)


� 12.6 Observations avec un CCD12.6.1 Bruits et rapport S/B

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S = So + Sn + Sc,

B2 = Bo2 + Bn

2 + l2 + Bc2,

2 2 21 2 3 ...B B B B= + + +

0

2 2 2 20

n c

n c

S S SS

B B B l B

+ +=+ + +

(12.6.5.1)

(12.6.5.2)

(12.6.5.3)

(12.6.5.4)


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0

20

n c

n c

S S SS

B S S S l

+ +=+ + +

0

2

0 0

1 c

CS

B C ln

C C

=+ +

0

SC

B=

(12.6.5.5)

(12.6.5.6)

(12.6.5.7)

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1 i iS S NS= =∑ 1 i iB S NS= =∑ 1

1i

SNS

B=

2 iS NS= 2 2B S= 2

2i

SNS

B=

(12.6.5.8)

(12.6.5.9)


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( )2 21 1,i i iS S NS B S l Nl= = = +∑ ∑ �

1

1

ii

SSNS

B l=

22 2 2

2

, ,i i

SS NS B S NS

B= =

1 2 2

1 2 2

iSS S S

B B l B= �

(12.6.5.10)

(12.6.5.11)

(12.6.5.12)

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Comme on peut le voir sur cette série de 4 expositions de 1, 10, 100 et 1000 sec. dela galaxie M100, obtenues au moyen d’un télescope Célestron de 11 pouces de dia-mètre ouvert à f/6,2, le rapport signal sur bruit (S/B) augmente de façon significative

en fonction du temps d’intégration … (suite page suivante)


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En plus de l’amélioration du rapport S/B en fonction du temps d’exposition, on voit aussi très clairement le changement de régime de bruit, principalement causé par le bruit de lecture du CCD dans la pose la plus courte, au bruit de photons du ciel dans

la pose la plus longue.


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Image brute ...

… Image traitée

� 12.6 Observations avec un CCD12.6.2 Réduction des données

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� 12.6 Observations avec un CCD12.6.2 Réduction des données: les biais

� Valeur constante B (le biais) systématiquement ajoutée au signal de chaque pixel

� Première étape de la réduction des données: soustraction de ce biais

� Obtention de plusieurs biais pris à l’abri de toute lumière et avec un temps d’intégration le plus cours possible (typiquement 1/1000 s ou moins).

1/1000 s à -20° C

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� 12.6 Observations avec un CCD12.6.2 Réduction des données: les darks

Sn(t) = Rn0 2(T - T0) / ∆T t. � Même en l’absence de lumière les

pixels d’un CCD accumulent des

charges proportionnellement au

temps d’intégration. C’est ce que

l’on appelle le bruit thermique.

� Ce bruit thermique diminue lorsque la température baisse

� Obtention d’un dark (cliché non exposé à la lumière) à la même température que le cliché image et

avec le même temps d’intégration.

60s à -20° C

(12.6.2.1)

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� 12.6 Observations avec un CCD12.6.2 Réduction des données: les darks

ST = N S et BT2 = (N B2),

S = Sa - ST et

T

T

S SN

B B=

2 2a TB B B= +

2 2

a T

a T

S SS

B B B

−=+

(12.6.2.2)

(12.6.2.3)

(12.6.2.4)

(12.6.2.5)

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� 12.6 Observations avec un CCD12.6.2 Réduction des données: technique du flat field

S = So / Sf, � Correction nécessaire des effets de

la réponse variable des pixels individuels ainsi que de l’irrégularité d’illumination du CCD (poussières, vignettage,…)

� Obtention d’un flat field (plage de lumière uniforme): obtenir cliché image d’un fond éclairé

uniformément (lumière du

crépuscule, dome éclairé,…).

� Série de flat field pour augmenter autant que possible son S/B

0.5s à -20° C

( ) ( )22

0 0

1

/ /f f

S

B B S B S=

+ (12.6.3.2)

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Image brute(gauche) delaquelle onsoustrait l’image biais(à droite) ...et l’image dark (ci-dessous) …

(voir suite àla page sui-vante)

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On divise ensuite le résultat obtenu par l’image flat field (ci-dessus) et on ob-tient l’image finale (à droite).

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� 12.6 Observations avec un CCD12.6.2 Réduction des données: rayons cosmiques

Les impacts de trèsnombreux rayonscosmiques sont visibles sur cetteimage d’un dark.

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12.7 Camera SBIG STL 4020M : carte d’’’’identité

+ Roue à filtres de couleur intégrée: filtres R, G, B

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� Champ imagé

Sans réducteur de focale: 17.5’*17.5’

Avec réducteur de focale (F*0.62): 28’*28’

� Echantillonage

Sans réducteur de focale: 1 pixel=0.52’’

Avec réducteur de focale: 1 pixel=0.83’’

Critère de Nyquist: 2 pixel/élém de résolution

Seeing ~ 2’’ à 4’’ en imagerie

12.7 Camera SBIG STL 4020M :

Camera CCD+télescope 260 F/D=11.5

arctand

F Θ =

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12.8 Projet de travaux de groupe

12.8.1 Détermination du gain et du bruit de lecture de la caméra STL 4020 M

g ∼ Nmax / 216.

B2 = BO2 + Bn

2 + Bc2 + l2,

B2 = So + Sn + Sc + l2,

B2ADU = SADU / g + BDL2.

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σf2 = (f2 / 2) (σf1/f2)2.

B2ADU = SADU / g + BDL2


12.8.1 Détermination du gain et du bruit de lecture de la caméra STL 4020 M

( ) ( ) ( )1 21 2

2

1 22 2 2

/ 1 2

/ 1 1

2 // /f f ff f

f f

ff fσ σσ σ

= +

� (12.6.6.4)

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Bruit (ADU)en fonction du signal (ADU)


12.8.1 Détermination du gain et du bruit de lecture de la camera STL 4020 M

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12.8.2 Test de linéarité de la camera STL 4020 M

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12.8.3 CCD : principes de la photométrie d’’’’ouverture

44 48 43 45 44 46 41 39 38 39

48 42 41 47 50 49 50 49 40 41

46 48 49 50 47 78 79 69 48 47

50 47 42 45 41 79 95 75 46 45

42 39 38 39 43 77 81 74 51 48

32 43 47 42 45 49 51 43 45 43

41 44 38 50 48 50 45 51 47 39

43 47 49 42 45 42 38 44 45 40

49 50 52 47 46 50 46 42 47 43

45 47 40 39 45 44 44 42 38 41

� Choix ouverture centrée sur étoile

� Additionner ADU dans toute l’ouverture = 707 ADU

� Choix ouverture centrée sur région du ciel dépourvue d’étoile

� Additionner ADU dans toute l’ouverture = 419 ADU

� Soustraire ADU causés par le ciel de ceux de l’étoile+ciel pour obtenir les

ADU intrinsèques à l’étoile = 288 ADU

ADU de l’étoile+ciel

ADU du au fond de ciel

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12.8.3 CCD : Photométrie différentielle

Les 5 étapes précédentes qui mènent au nombre d’ADU intrinsèques de l’étoile peuvent être automatisées en utilisant des programmes astronomiques de traitement d’images comme IRAF.

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� La Méthode de photométrie différentielle permet de mesurer la magnitude d’étoiles variables au cours du temps (construire leur courbe de lumière) si la magnitude de quelques étoiles étalons sont connues dans le même champ que l’étoile variable.

� Le catalogue général d’étoiles variables (GCVS) contient 38000 étoiles variables de types divers. (Choisir Période pas trop longue: qques jours au plus).

� Equipement dont on a besoin: Télescope (avec réducteur de focale) + CCD + filtre V

� Précision photométrique typique: 0.01-0.05 mag. Quel RSB faut-il?


12.8.3 Mesures photométriques: courbe de lumière d’’’’étoiles variables

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Baisse de magnitude de l’ordre de 0.01 mag. Atteindre bruit de photon de l’ordre de 0.005. Ce qui équivaut à atteindre un S/B de l’ordre de 200.

Etoile très brillante donc temps de pose très réduit. Faire attention à la limite de linéarité pour ne pas saturer l’étoile. Besoin d’une étoile de comparaison suffisamment brillante dans le même champ pour la photométrie différentielle.Courbe de lumière de l’étoile avant, pendant et après la fenêtre du transit.

Précision à atteindre extrêmement élevée donc réduction des données doit être très soignée.


12.8.3 Mesures photométriques: détection du transit d’’’’une exoplanèteSite web: www.transitsearch.org

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� Choix d’un champ d’étoiles avec plusieurs étoiles étalons dont la magnitude est précisément connue.

� Imager le même champ d’étoiles avec les différents filtres R, V, B; cela pour plusieurs temps d’intégration et sur différentes nuits pour avoir des conditions de seeing différentes. Attention de ne pas atteindre la limite de saturation pour ne pas saturer le détecteur et rester dans le régime linéaire.

� Mesure de la magnitude limite par photométrie différentielle� Mesure du seeing: mesure de la FWHM (largeur à mi

hauteur) d’étoiles non saturées dans le champ avec logiciel astronomique comme IRAF.


12.8.3 Mesures photométriques: Détermination de la magnitude limite d’’’’un cliché astronomique en fonction du temps de pose et du seeing

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� Effectuer une mesure astrométrique c’est déterminer avec la meilleure précision possible la position des astres dans le ciel (RA, DEC).

� Déterminer position précise d’un astre (étoile, astéroide) dans le ciel sur base de plusieurs étoiles de référence dans le même champ pour lesquelles on connaît très précisément les positions (RA, DEC)

� Quelle précision peut-on espérer en fonction du S/B?

� Rapport S/B requis en astrométrie beaucoup plus faible que celui requis en photométrie: un S/B de 10 déjà très bien.


12.8.4 Mesures astrométriques

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� Périodes d’étoiles binaires: quelques dizaines d’années ou plus. Impossibilité d’obtenir orbite sur base de mesures effectuées sur une année seulement

� Très peu d’étoiles binaires dont orbite bien déterminée.Seulement 2000 sur plus de 100000 étoiles doubles répertoriées dans le Washington Double-Star Catalog. 6400 étoiles doubles suffisamment séparées (sep> 3 arcsec) et plus brillante que m=11.

Séparation angulaire:

Angle de position:


12.8.4 Mesures astrométriques: séparation angulaire et angle de position d’’’’étoiles binaires

( ) ( )arctancos

P S

P S P

D D

RA RA Dϕ

−= −

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� Choix du projet de groupe à déterminer. Groupe de 3 ou 4 étudiants.

� Proposition d’un projet de travail de groupe par les étudiants et confirmation par l’assistant.

� Mise sur pied d’1 ou 2 séance(s) d’observation du ciel chapeautée(s) par les assistants pour se familiariser avec l’utilisation du télescope et de la caméra CCD. Date(s) à fixer

� Réalisation par les groupes d’étudiants de leur projet pendant l’année.

� Présentation orale par groupe de la méthode et des résultats obtenus.


12.8.5 Déroulement des projets de groupe

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