Astronomie observationnelle De la méthode aux données

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

2. 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

3. 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

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

5. 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)

6. Principe du CCD Un CCD transforme les photons lumineux qu'il reçoit en pairesélectron-troupar 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.

7. 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

8. 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

9. 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

10. 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)

11. 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.

12. Y X 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 I (x,y) = I0 (x,y) + B(x,y,t,T) + S0 (x,y)  r(x,y)

13. 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)

14. Pour résumer

15. 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 Recette du chef

16. 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

17. 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

18. 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 Mesure de l'intensité lumineuse : la photométrie Exemple : une étoile sur un détecteur CCD 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

19. 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 !!

20. 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

21. 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