1 UNSA_2012-2013 master CST IUFM Yves Rabbia, OCA Lagrange chap 8 instruments une promenade dans lastronomie éléments pour illustrer le cours chapitre

1UNSA_2012-2013 master CST IUFM Yves Rabbia, OCA Lagrange chap 8 instruments

une promenade dans l’astronomieéléments pour illustrer le cours chapitre 8 : instruments_ 2

une promenade dans l’astronomieéléments pour illustrer le cours chapitre 8 : instruments_ 2Yves Rabbia, astronome

Observatoire de la Côte d'Azur,

[email protected] 24 33 84 96


instruments collecteurs imageurs

Lunettes et Telescopes

fonctions de baseconfigurations optiques et mécaniques


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

champ de vue selection des directions d'arrivée

collecteur

champ de vue

filtres : selection spectrale

ouverture collectriceselection des points d'impact

point de départ :pluie de photonsdirections, impactsquelconques

monture :poursuite dumvt des astres


les collecteurs-imageurs : lunettes , telescopes

objectif = lentille placée du coté de l'objet observél'objectif donne une image "toute petite" de l'objet observépour que l'œil puisse voir les détails, on lui adjoint une loupe

oculaire = lentille placée du coté de l'oeil

lunette : deux lentilles alignées avec axes optiques identiques

lentille = guide pour la trajectoire des rayons (refraction)

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

objectif oculaireoeilobjet


principe et intérêt de la lunette

oeil

objectiflunette

amplification angulaire par système afocalgrossissement augmenté, apparence de rapprochement du sujet

oeiloculaire

lunette

plus grosplus écartés


configurations optiques de base : collection et champ de vue

montage basique minimal :

instrumentation mesures

délimitation du champ de vuecollecteur

champde vue

diaphragmede champau foyer

montage typique :config. optique

instrumentation mesures

pupille d'entrée

pupille de sortie

focale équivalente

champ de vue


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 champobjet faible : grande sensibilité photometrique ou longue poserecherche de la structure de detail : resolution angulaire

la resolution accessible sur l'objet dependde 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


retour sur la refexion .....pour arriver aux telescopes

Centrede courbure

C

incident réfléchii i '

vision intuitive et phenomenologique : on considère le miroir comme localement plan au point d’impact du rayon incident

Foyer


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




telescope de Schmidt

l'image d'un point lumineuxsubit l'aberration de comaquand elle s'éloigne du centre du champ

un immense appareil photo grand champune lame en entréeau profil étudiépour corriger l'aberration de coma

très important

une variante très populairela configuration schmidt-cassegrain



configuration « newton »


configuration « cassegrain »


configuration « cassegrain afocal »


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 fixemettre en place deux axes de rotation du tubecommander le mouvement du tube (entrainement ou poursuite)

deux familles principales pour le mouvement du tube (liées aux repères astro)

monture equatorialemonture alt-azimuthale (ou simplement azimuthale)

d'autres approches existent ( on a pas le temps):monture alt-alt, monture sphérique, ...


mécanique : les axes et l'entrainement, toujours trois axes à gérercas : monture équatoriale

visée pole celeste N

horizonlocal

axe dedeclinaison

SUD

zenith

EstNord

Ouest

Pnord

H

lien avecrepère équatorial

le tube est entrainé dans un mvt de rotationvitesse :un tour en un jour sidéralle tube est incliné d'un angle par rapport à l'equateur, et reste à la bonne déclinaisonpendant la poursuite . Une seule commande de mvt, mvt uniforme


mécanique : les axes et l'entrainement, toujours trois axes à gérercas : monture alt-azimuthale

sud local

zenith

a

h

au cours de la poursuite a et h doivent être continuellement ajustéssur la direction de l'astrel'entrainement est moins simple qu'avec la monture équatorialedeux mouvements non uniformes

SUD

zenith

EstNord

axe dehauteur

axeazimuthal mvt

hauteur

mvt azimuth


divers "design" opto-mécaniques pour les montures

à berceau

axe du monde

axe de declinaison

S

E

W

N

N celeste

pilier

monture à berceau

à fourche ou fer à cheval

axe du monde

axe de declinaison

S

E

W

N

N celeste

monture à fourche

axe de declinaison

S

E

W

N

salle de manip étage en dessous

coudéaxe de hauteur

S

E

W

N

table de manip

nasmyth


illustrations


lunettes illustration

Galilée, 1609, diametre 3 cm

Yerkes, 102 cm, record mondial


telescopes illustrationNewton, 1642- 17xx

ESO VLT_Unit 8m

projet ESO_OWL 100 m ($$$$), devenu ELT 35 m($$)

CFHT 3.6m


illustration : monture equatoriale

CFHT 3.6mfer à cheval

allemande à contrepoids

Yerkes


illustration : configuration Nasmyth

VLT 8m

Keck10m


ESO VLT et VLTI, Chili, Cerro Paranal, environ 2800 m

4 collecteurs diam 8 m

27UNSA_2012-2013 master CST IUFM Yves Rabbia, OCA Lagrange chap 8 instrumentsLarge Binocular Telescope, 2 x 8 m


Extremely Large Telescope European Southern ObservatoryELT_ESO

projet en cours


SPACE ! illustration


encore des exemples pour l'Espace

Corot (transit exoplanètes) Topex et Jason (geophysique et oceanographie)

EnviSat (environnement)


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.....

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 toutesles longueurs d'onde

longueur d'onde


quelques problèmes (parmi d'autres) pour l'Espacele côut d'une mission !

le temps de réalisationtypiqmt vingt ans pour un projet spatialavant lancement

et l'encombrement croissantde l'Espace par les débris spatiaux


il y a aussiles radio-telescopes

pour les autres domaines que visible , IR et radio on va plutôt dans l'espace


radiotelescopes : type assiette

arecibo, puerto-ricocuvette naturelle équipée

diametre 300 mnacelle mobile au foyer


radiotelescope de Nançay ( France) miroir 200 m

chariot focal mobilepour suivre le pointage


Very Large Array

( Socorro,new mexico,USA)


astronomie non photonique illustration

antarès et superkamiokandédétection de neutrinos

virgo et lisa (space)detection des ondes gravitationnelles

38UNSA_2012-2013 master CST IUFM Yves Rabbia, OCA Lagrange chap 8 instrumentsatmosphere : un composant important des instruments au sol

atmosphere : un composant important des instruments au sol

description physiquestructurecomposition

effets sur l'observationrefractionabsorptionturbulence

description physiquestructurecomposition

effets sur l'observationrefractionabsorptionturbulence


6300 km6300 km

1 00 km1 00 km

'atche bioutifulle !


atmosphère : structure et composition chimiquela 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


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 redistributionde 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


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 > m et croissant avec



réfraction_1

juste pour le plaisir



réfraction_2

En première approximation, on peut considérer quel'atmosphère agit comme une lame à faces parallèleset les rayons incidents sont déviés par effet de réfraction (indice nair = 1.0003...)

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 Descarteset on approxime en remarquant que dz est petit (indice faible effet faible)

z : distance zenithaleréelle de l'astre

Z

direction apparente

za

z

dzsin.zcosdzcos.zsin.n)dzzsin(.nzsin.nzsin a

dzdzsinetdzcos 1 un peu d'algèbre et on obtient ztg.n

ndz

1

et finalement (avec n = 1+ 3.10 –4 ) ztgmin)arc(dzoù'dztg..)radian(dz 4103

Attention 1 : "n" est chromatique d'où : dz(1) dz(2)

Attention 2 : l'approximation "lame à faces paralleles" ne vaut que pour z modéré (< 60° ?)

...B

A)(n 21



absorption_1

absorption spectrale (molécules)

l'atmosphère n'est transparente que pour certains intervalles spectraux note : c'est à partir de ces fenetres atmosphériquesque sont établies les bandes du systeme JP11

I J KHL M

N

conséquences : certains domaines spectraux sont inaccessibles depuis le sol la transmission dans les fenetres n'est pas forcément stable



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 Beerdhàet)h(Iànelproportion)h(dI)h(I)dhh(I

facteur de proportionnalité : (h), lié à l'absorbant (ou plusieurs)

intuitif

dh.)h(I.)h()h(dI résolution de l'equation différentielle : d'où (avec : épaisseur optique)

MAX

min

MAXmin

h

h

hh dh.)h()h(ILog

un peu d'algèbre et on arrive à l'intensité I0 au sol, à partir de l'intensité I hors atmosphère )exp(.II 0

on pose )exp(tatm

tout ça concerne la propagation verticale, et si c'est oblique ??



absorption_3

propagation oblique : masse d'air

dh

z

dh / cos z

le raisonnement précédent peut etre reprisavec dh/cos z au lieu de de dh, et on arrive à :

)zsec.exp(.I)z(I)zcos

exp(.I)z(I 00

on appelle masse d'air la quantité sec zelle 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/2l'hypothèse "lame à faces parallèles" ne tient plusà cause de la rotondité de la Terre.

l'épaisseur d'atmosphère minimale pour une étoile donnéea 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



absorption_4

Pierre Bouguer1698-1758

la dépendance en z permet de mesurer la transmission :méthode de la droite de Bouguer

)zsec.exp(.I)z(I)zcos

exp(.I)z(I 00

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 culminationzsec.)I(Log))z(I(Log 0

Quand les conditions d'obs sont stables la modèlisation est valide et les points se disposent selon une droite de pente " – "d'où une mesure la transmission : tatm = exp(-)

(secz)min sec z=1

Bonus : malgré que sec z ne prenne pas de valeurs inférieures à 1on peut prolonger la droite vers l'axe des ordonnéeset l'on obtient Log(I) à l'intersection, ce qui donne aussi une mesure de

+++

+ +sec z

Log I0(z)

Log(I)


effets sur observations _ 7dégradation provoquée par la turbulence atmosphérique (Kolmogorov)

variation aléatoire de la distribution inhomogène de l'indice de réfractionL'effet porte sur le front d'onde qui est aléatoirement distordu

n

front incidentfront émergent

n

front incident front émergent

rappel

front d'onde incidentplan

front d'onde émergentdistordu

les distorsions de front d'ondese traduisent principalementpar 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)

dégradation des images_1


P : pistonintervient 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 :

front d'onde incident

r0

D

tout bouge tout bouge tout bouge

tout bouge

f()

P

TTtél.2

tél.1


au lieu de la tache d'Airyon observe un "speckle pattern"( voir plus loin)

dégradation des images_2



paramètres caractéristiques et comportements

r0 : dimension moyenne d'une zone plane du front d'onde distordu (plane horizontale)

0 : durée typique d'un état du front d'onde

( 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 O 1 à 10 msec 2 arcsec

5300

/zcos.r)(r 5300

/zcos.)( 58550

/m.vis zcos.)()(

dépendance en z

comment évaluer (caractériser) les effets de la turbulence ?

56

55000

m.vis

.r)(r

56

55000

vism.vis .)()(

56

550

vism.vis .)()(

dépendance en (plus grand séverité plus faible) convention : r0 concerne 0.55 m


illustration : speckle pattern

/r0

/D


turbulence faible

structure de tache d'Airy encore perceptible

mouvement d'ensemble de la tache image

turbulence typique

structure de tache d'Airy complètement détruite

et apparition d'un speckle pattern(tavelures)

dégradations en "live"



d'une manière gérérale : pour ne pas avoir d'ennuis avec l'atmosphére aller dans l'espace !

refraction : restreindre l'observation à de faibles distances zénithalesfaible 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, calibrationcorrection " a priori" : reduire les distorsions de front d'onde, optique adaptative

comment lutter au sol ?d'une manière générale : aller en altitude ou choisir site particulier (Dome C, antarctique)

comment lutter contre les effets adverses ?


optique adaptative


illustration optique adaptative _ 1


illustration optique adaptative _ 2 ( clip Gemini )

Documents

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