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

1. Yves Rabbia, astronome Observatoire de la Côte d'Azur, rabbia@obs-azur.fr 06 24 33 84 96 une promenade dans l’astronomieéléments pour illustrer le cours chapitre 8 : instruments_ 2

2. instruments collecteurs imageursLunettes et Telescopesfonctions de baseconfigurations optiques et mécaniques

3. champ de vue point de départ : pluie de photons directions, impacts quelconques ouverture collectrice selection des points d'impact selection des directions d'arrivée filtres : selection spectrale monture : poursuite du mvt des astres champ de vue collecteur fonctions basiques d'un instrument pour l'observation en astronomie

4. objet objectif oculaire oeil les collecteurs-imageurs : lunettes , telescopes lunette : deux lentilles alignées avec axes optiques identiques lentille = guide pour la trajectoire des rayons (refraction) 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. oeil objectif lunette plus gros plus écartés lunette oeil oculaire principe et intérêt de la lunette amplification angulaire par système afocal grossissement augmenté, apparence de rapprochement du sujet

6. diaphragme de champ au foyer instrumentation mesures champ de vue délimitation du champ de vue montage typique : collecteur config. optique instrumentation mesures pupille d'entrée pupille de sortie champ de vue focale équivalente configurations optiques de base : collection et champ de vue montage basique minimal :

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. i ' i incident réfléchi C Foyer Centre de courbure 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

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

12. très important un immense appareil photo grand champ une lame en entrée au profil étudié pour corriger l'aberration de coma 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 telescope de Schmidt

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. d zenith Pnord pole celeste N lien avec repère équatorial axe de declinaison visée H Nord Est Ouest SUD horizon local mécanique : les axes et l'entrainement, toujours trois axes à gérercas : monture équatoriale 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. zenith zenith h axe azimuthal Est mvt hauteur Nord a sud local axe de hauteur SUD mvt azimuth mécanique : les axes et l'entrainement, toujours trois axes à gérercas : monture alt-azimuthale 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. N celeste à fourche ou fer à cheval N celeste à berceau axe de declinaison axe de declinaison pilier E E N N S axe du monde S W axe du monde W axe de declinaison coudé monture à fourche monture à berceau nasmyth E axe de hauteur N S W S W salle de manip table de étage en dessous manip E N divers "design" opto-mécaniques pour les montures

21. illustrations

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

23. CFHT 3.6m Newton, 1642- 17xx projet ESO_OWL 100 m ($$$$), devenu ELT 35 m($$) ESO VLT_Unit 8m telescopes illustration

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 m4 collecteurs diam 8 m

27. Large Binocular Telescope, 2 x 8 m

28. Extremely Large Telescope European Southern ObservatoryELT_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. transmission 1 à toutes les longueurs d'onde longueur d'onde 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.....

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

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

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. 6300 km 1 00 km 'atche bioutifulle !

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. 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 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

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. direction apparente 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 = 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 Descartes et on approxime en remarquant que dz est petit (indice faible  effet faible) Z z : distance zenithale réelle de l'astre z za un peu d'algèbre et on obtient et finalement (avec n = 1+ 3.10 –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° ?) effets sur observations _ 2 réfraction_2

45. H K J I L M N 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 conséquences : • certains domaines spectraux sont inaccessibles depuis le sol • la transmission dans les fenetres n'est pas forcément stable

46. une modélisation : loi de Beer intuitif facteur de proportionnalité : k(h), lié à l'absorbant (ou plusieurs) h+dh I(h+dh) dh résolution de l'equation différentielle : d'où (avec t : épaisseur optique) I(h) h un peu d'algèbre et on arrive à l'intensité I0 au sol, à partir de l'intensité I hors atmosphère on pose 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) tout ça concerne la propagation verticale, et si c'est oblique ??

47. z le raisonnement précédent peut etre repris avec dh/cos z au lieu de de dh, et on arrive à : dh dh / cos z 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 effets sur observations _ 5 absorption_3 propagation oblique : masse d'air

48. 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)) Log I0(z) 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) + + + + sec z Log I0(z) (secz)min sec z=1 Pierre Bouguer 1698-1758 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 Log(I) t + + + + + sec z (secz)min sec z=1 effets sur observations _ 6 absorption_4

49. front d'onde incident plan rappel front d'onde émergent distordu n front incident front émergent n front incident front émergent 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 • 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. 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 : tout bouge tout bouge f(x) tout bouge tout bouge P tél.1 x tél.2 TT r0 D effets sur observations _ 8 dégradation des images_2 front d'onde incident au lieu de la tache d'Airy on observe un "speckle pattern" ( voir plus loin)