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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 Le détecteur CCD
12.4.1 Introduction 12.4.2 Fonctionnement simplifié d’un CCD 12.4.3 Avantages du CCD 12.4.4 Observations avec un CCD
12.4.4.1 Bruits et rapport S/B 12.4.4.2 Réduction des données
12.5 Camera SBIG STL 4020M 12.6 Projets de travaux de groupe
12.1 Télescope VMC 260: présentation
q Monture équatoriale de type allemande
q Motorisée en RA, DEC
q Système de pointage GOTO
12.2 Monture CGE
q Mise à niveau
q Equilibrage de l’ensemble tube+monture en RA,DEC
q Calibration du système GOTO
q Aide à la mise en station sur l’étoile polaire
12.3 Mise en station de la monture CGE
12.4 Le détecteur CCD 12.4.1 Introduction
Première photographie au moyen d’un CCD: Uranus, 1975 (JPL et Université d’Arizona). Longueur d’onde: 890 nm.
12.4.2 Le détecteur CCD : Fonctionnement simplifié
Analogie entre un CCD et la mesure de précipitations grâce à des seaux.
Cas d’un CCD simplifié constitué par 9 pixels, un registre de sortie et un amplificateur.
1°Au cours d’une pose: Collection des charges par l’électrode central ayant un potentiel maximal. 2°A la fin de la pose: Changement des potentiels des électrodes et transfert des charges d’une électrode à l’autre.
Vers amplificateur de sortie
Registre de sortie
Pixel
Electrodes Electrons
(a) (b)
12.4.2 Le détecteur CCD : Fonctionnement simplifié
(b) (a)
Impuretés (dopage)
12.4.2 Le détecteur CCD : Fonctionnement simplifié
QE (%) g (é/ADU) Photons photo-électrons ADU
12.4.3 Avantages du CCD 1) Bonne résolution spatiale; 2) Efficacité quantique aussi élevée que possible; 3) Réponse spectrale très large; 4) Très faible bruit; 5) Dynamique des signaux détectés très grande; 6) Précision photométrique élevée; 7) Linéarité irréprochable; 8) Rigidité fiable.
12.4.3 Avantages du CCD
Mosaïque de 4 CCDs, contenant chacun 2040 x 2048 pixels. Ce détecteur composite mesure en- viron 6 cm de côté et contient un total de 16 millions de pixels (Kitt Peak Nationa Observatory, Arizona).
12.4.3 Avantages du CCD
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).
12.4.3 Avantages du CCD
Les CCDs amincis sont caractérisés par une très grande couverture spectrale.
12.4.3 Avantages du CCD
Les CCDs constituent des détecteurs extrêmement linéaires, contrairement aux émulsions photographiques.
(a) (b) (c)
Technique du “flat field” (voir texte)
12.4.3 Avantages du CCD
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
S = So + Sn + Sc, B2 = Bo
2 + Bn2 + 2 + Bc
2,
2 2 21 2 3 ...B B B B= + + +
02 2 2 20
n c
n c
S S SSB B B l B
+ +=
+ + +
(12.6.5.1)
(12.6.5.2)
(12.6.5.3)
(12.6.5.4)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
02
0
n c
n c
S S SSB S S S l
+ +=
+ + +
0
2
0 0
1 c
CSB C ln
C C
=
+ +
0S CB=
(12.6.5.5)
(12.6.5.6)
(12.6.5.7)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
1 i iS S NS= =∑ 1 i iB S NS= =∑ 1
1i
S NSB=
2 iS NS= 2 2B S= 2
2i
S NSB
=
(12.6.5.8)
(12.6.5.9)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
( )2 21 1,i i iS S NS B S l Nl= = = +∑ ∑ :
1
1
ii
SS NSB l=
22 2 2
2
, ,i iSS NS B S NSB
= =
1 2 2
1 2 2
iSS S SB B l B= =
(12.6.5.10)
(12.6.5.11)
(12.6.5.12)
Comme on peut le voir sur cette série de 4 expositions de 1, 10, 100 et 1000 sec. de la 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)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
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.
12.4 Observations avec un CCD 12.4.4.1 Bruits et rapport S/B
Image brute ...
… Image traitée
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données: les biais
q Valeur constante B (le biais) systématiquement ajoutée au signal de chaque pixel
q Première étape de la réduction des données: soustraction de ce biais
q 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
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données: les darks Sn(t) = Rn0 2(T - T0) / ΔT t.
q 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.
q Ce bruit thermique diminue lorsque la
température baisse q 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)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données: les darks ST = N S et BT
2 = (N B2),
S = Sa - ST et
T
T
S SNB B
=
2 2a TB B B= +
2 2a T
a T
S SSB B B
−=
+
(12.6.2.2)
(12.6.2.3)
(12.6.2.4)
(12.6.2.5)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données: technique du flat
field S = So / Sf,
q Correction nécessaire des effets de la réponse variable des pixels individuels ainsi que de l’irrégularité d’illumination du CCD (poussières, vignettage,…)
q Obtention d’un flat field (plage de
lumière uniforme): obtenir cliché image d’un fond éclairé uniformément (lumière du crépuscule, dome éclairé,…).
q Série de flat field pour augmenter
autant que possible son S/B
0.5s à -20° C
( ) ( )220 0
1
/ /f f
SB B S B S=
+ (12.6.3.2)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données
Image brute (gauche) de laquelle on soustrait l’ image biais (à droite) ... et l’image dark (ci- dessous) … (voir suite à la page sui- vante)
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données
On divise ensuite le résultat obtenu par l'image flat field (ci-dessus) et on ob- tient l’image finale (à droite).
12.4.4 Observations avec un CCD 12.4.4.2 Réduction des données: rayons cosmiques
Les impacts de très nombreux rayons cosmiques sont visibles sur cette image d’un dark.
12.5 Camera SBIG STL 4020M : carte d’identité
+ Roue à filtres de couleur intégrée: filtres R, G, B
q Champ imagé Sans réducteur de focale: 17.5’*17.5’ Avec réducteur de focale (F*0.62): 28’*28’
q 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
12.5 Camera SBIG STL 4020M : Camera CCD+télescope 260 F/D=11.5
arctan dF
⎛ ⎞Θ = ⎜ ⎟⎝ ⎠
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.1 Détermination du gain et du bruit de lecture de la caméra STL 4020 M g ∼ Nmax / 216. B2 = BO
2 + Bn2 + Bc
2 + 2, B2 = So + Sn + Sc + 2, B2
ADU = SADU / g + BDL2.
σf
2 = (f2 / 2) (σf1/f2)2. B2
ADU = SADU / g + BDL2
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.1 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
⎛ ⎞=⎜ ⎟⎜ ⎟ +⎝ ⎠
: (12.6.1.1) ~
Bruit (ADU) en fonction du signal (ADU)
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.1 Détermination du gain et du bruit de lecture de la camera STL 4020 M
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.2 Test de linéarité de la camera STL 4020 M
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.3 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
q Choix ouverture centrée sur étoile
q Additionner ADU dans toute l’ouverture = 707 ADU
q Choix ouverture centrée sur région
du ciel dépourvue d’étoile q Additionner ADU dans toute
l’ouverture = 419 ADU
q 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
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.3 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.
q 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.
q Le catalogue général d’étoiles variables (GCVS) contient 38000 étoiles variables de types divers. (Choisir Période pas trop longue: qques jours au plus).
q Equipement dont on a besoin: Télescope (avec réducteur de focale) + CCD + filtre V
q Précision photométrique typique: 0.01-0.05 mag. Quel RSB faut-il?
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.3 Mesures photométriques: courbe de lumière d’étoiles variables
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.
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.3 Mesures photométriques: détection du transit d’une exoplanète Site web: www.transitsearch.org
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.
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.3 Mesures photométriques: Détermination de la magnitude limite d’un cliché astronomique en fonction du temps de pose et du seeing
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.
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.4 Mesures astrométriques
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:
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.4 Mesures astrométriques: séparation angulaire et angle de position d’étoiles binaires
( ) ( )arctan
cosP S
P S P
D DRA RA D
ϕ⎛ ⎞−
= ⎜ ⎟⎜ ⎟−⎝ ⎠
q Choix du projet de groupe à déterminer. Groupe de 3 ou 4 étudiants.
q Proposition d’un projet de travail de groupe par les étudiants et confirmation par l’assistant.
q 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
q Réalisation par les groupes d’étudiants de leur projet pendant l’année.
q Présentation orale par groupe de la méthode et des résultats obtenus.
12.6 Projet de travaux de groupe 12.6.5 Déroulement des projets de groupe