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Qu’est-ce qu’un instrument ?

27 août 2011 ( maj : 28 juin 2014 )

Télescopes et instruments

Une grande partie des observations en astrophysique est effectuée à l’aide de télescopes. Lorsque l’on observe la lumière visible ou dans l’infrarouge par exemple, les télescopes sont constitués de miroirs, de taille de plus en plus grande. Dans les domaines millimétriques ou radio par contre, on utilise des antennes. La lumière collectée par le télescope passe en général ensuite par un instrument, qui contient diverses optiques permettant de filtrer la lumière, d’en modifier certaines propriétés ou d’en séparer les composantes. Les contributions de l’OSUG se situent donc en général au niveau de la construction de ces instruments ou de certaines parties spécifiques de ces instruments, qui sont ensuite installés derrière un télescope, celui-ci pouvant en général accueillir plusieurs instruments qui sont utilisés alternativement en fonction des observateurs.
En bout de chaîne se trouve un détecteur, par exemple de type CCD, de la même manière que les appareils photographiques numériques ont un capteur qui permet ensuite de restituer l’image sous forme numérique : les observations ne se font en effet plus à l’œil depuis longtemps, ni même en utilisant des pellicules photographiques.

L’imagerie

Un premier type d’instrument consiste à obtenir des images des objets célestes, à la manière d’un appareil photographique. L’image est caractérisée par son champ de vue et par sa résolution spatiale, qui correspond au plus petit détail que l’on peut observer sur l’objet. Le champ de vue d’un instrument est en général exprimé sous forme d’un angle (par exemple en degrés), et la taille de ce que l’on observe est alors inversement proportionnelle à la distance. Certains instruments sont dits grands champs, et sont destinés à couvrir une partie importante du ciel sur une seule image, d’autres ont de très petits champs, par exemple pour détecter une planète ou un disque autour d’une étoile. Par exemple, le champ de vue de SPHERE est de l’ordre de quelques secondes d’arc, variables selon le mode d’observation : Avec un champ de 5 secondes d’arc, pour une étoile à 30 années lumière (280000 milliards de km) cela correspond à couvrir un champ de 13 milliards de km (environ 90 unités astronomiques) ; à 90 années lumières il sera 3 fois plus petit. La résolution spatiale correspond à la taille des détails les plus fins que l’on peut voir sur l’image. Un pixel sur le détecteur correspond ainsi à une certaine taille sur l’objet. Au sol la résolution spatiale réelle peut être très dégradée si les conditions atmosphériques par exemple sont mauvaise (voir optique adaptative). Par ailleurs, des optiques supplémentaires (filtres …) peuvent être ajoutés entre le télescope et le détecteur : des filtres de couleurs (voir spectroscopie) ou en polarisation (voir polarimétrie) par exemple, ainsi que d’autres éléments (voir coronographie notamment).

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La spectroscopie

Les spectrographes permettent d’observer le spectre de la lumière en provenance de l’objet. Ceci consiste à décomposer la lumière en fonction de l’énergie des photons. Dans le domaine visible, une décomposition naturelle de la lumière solaire est par exemple produite par les petites gouttes d’eau, produisant les arcs-en-ciel. La lumière présente un spectre qui va bien au-delà de ce que l’œil humain peut percevoir, du domaine gamma (photons très énergétique, très courtes longueurs d’onde) au domaine radio (très grandes longueurs d’onde). Les spectres comportent de nombreuses informations qui permettent de remonter aux propriétés de la matière formant les objets célestes que l’on observe, par exemple sa température, sa composition, sa vitesse observée par rapport à nous.

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La polarimétrie

La lumière en provenance des étoiles ou des planètes est parfois polarisée. Cette propriété de la lumière est liée à sa nature ondulatoire. Selon les propriétés des ondes qui composent la lumière celle-ci est polarisée ou non. Une lumière initialement non polarisée peut devenir polarisée suite à différents processus, par exemple du fait de la présence d’un champ magnétique à la surface d’une étoile, ou bien de poussières. La lumière provenant d’une étoile et réfléchie par une planète orbitant autour d’elle pourra également être polarisée. L’analyse de la polarisation de la lumière apporte donc des informations complémentaires aux autres approches. Elle est utilisée en imagerie (on insère les filtres adéquats) ou en spectroscopie (les raies ou le continu d’un spectre ayant un comportement différent selon la polarisation de la lumière)

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L’optique adaptative

L’atmosphère terrestre déforme les images des objets astrophysiques observés depuis le sol, à la manière dont est déformée l’image d’un arbre observé par exemple au dessus d’un toit chauffé par le Soleil en été : on voit que l’arbre est mal défini et se déforme très rapidement. Si l’on prenait une photographie avec un temps de pose plus grand que l’échelle de temps typique de ces déformations, on obtiendrait une image floue. Cette dégradation constitue une limitation très importante. Il est donc essentiel de chercher à éliminer ce problème. Une solution est d’observer depuis l’espace, ce qui est beaucoup plus couteux que d’observer du sol et limite la taille des télescopes. Une autre solution est d’utiliser un système d’optique adaptative. L’optique adaptative consiste à prélever une partie de la lumière dans le faisceau de lumière parcourant le télescope, l’analyser (mouvement de l’étoile par exemple), et utiliser cette information pour déformer un miroir afin qu’il compense les déformations de l’atmosphère en temps réel. Le miroir est déformé à l’aide de nombreux actuateurs positionnés derrière le miroir. Les cadences d’actualisation de ces miroirs déformables sont très rapides, de l’ordre de mille déformations par seconde. Cette technique est non seulement essentielle pour l’imagerie et pour former de bonnes images, mais aussi pour stabiliser l’étoile lors d’autres types d’observations, par exemple stabiliser l’étoile, sur la fente en spectroscopie ou derrière le masque d’un coronographe. Elle permet en effet d’obtenir des images proche de celles que l’on obtiendrait hors de l’atmosphère (instruments spatiaux).

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La coronographie

Une planète (ou un disque) autour d’une étoile apparait angulairement très proche de l’étoile. La planète étant beaucoup moins lumineuse que l’étoile, la lumière provenant de celle-ci va nous éblouir, comme des phares d’une voiture nous éblouissent la nuit : la lumière provenant de l’étoile ne sera pas ponctuelle sur le détecteur mais va former une tâche qui sera plus grande que l’orbite de la planète, ce qui la rendra invisible. Pour voir la planète, il est alors nécessaire d’utiliser la technique d’optique adaptative pour stabiliser l’étoile, mais aussi de masquer la lumière provenant de l’étoile, à l’aide d’un coronographe : ce masque peut être un simple disque occulteur (c’est le cas pour observer la couronne solaire par exemple) ou bien des masque plus complexes qui vont limiter les résidus de lumière très proches de l’étoile.

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L’interférométrie

La résolution spatiale d’une image (c’est-à-dire les détails les plus fins que l’on puisse observer) dépend de la taille du télescope. Plus le télescope est grand, meilleure est cette résolution spatiale. Il est donc naturel de chercher à construire des miroirs les plus grands possibles. Leur taille est cependant limitée par la technologie. Les plus grands télescopes actuels (avec un miroir) ont un diamètre de l’ordre de 10 m. Pour augmenter la résolution spatiale, une voie possible est d’utiliser la lumière provenant de plusieurs télescopes séparées par une certaine distance : dans ce cas c’est la distance maximale entre les télescopes qui détermine la résolution spatiale et non plus le diamètre de chaque miroir. Il est cependant nécessaire de mélanger les faisceaux provenant de chaque télescope d’une manière que l’on appelle interférométrique. Cette recombinaison se fait à l’aide d’un système optique comportant de nombreuses optiques. Dans certains cas, ces éléments optiques sont intégrés dans une puce « optique » (par analogie avec une puce électronique contenant des éléments miniaturisés), on parle alors d’optique intégrée. Les interféromètres ne fournissent pas directement des images, mais des franges d’interférences, dont les propriétés permettent de déterminer les tailles des objets étudiés et d’identifier des structures qui ne seraient pas détectables avec un télescope classique. Dans les cas ou de nombreux télescopes sont impliqués, il devient possible de reconstruire des images de certains objets. Cette technique est utilisée de façon routinière depuis 40 ans dans le domaine radio.

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Détecteurs

Lorsque l’on cherche à former une image dans le domaine visible par exemple, on utilise des détecteurs numériques, par exemple de type CCD ou CMOS. Ceci permet d’enregistrer l’image sous une forme numérique, ce qui est ensuite nécessaire pour traiter les données. Selon le type d’observation, on recherche des détecteurs ayant des caractéristiques différentes par exemple : cadence d’acquisition rapide, peu de bruit, sensibilité à certaines longueurs d’onde, etc. Ces détecteurs ne servent pas seulement à acquérir des images des objets, mais aussi leur spectre par exemple. Des instruments comme SPHERE ou Spirou utilisent ce type de détecteurs. Dans d’autres domaines de longueurs d’onde, on utilise un autre type de détecteur, des bolomètres : l’instrument HFI sur Planck comporte par exemple 54 bolomètres. Le principe des bolomètres est de mesurer une température afin d’en déduire la quantité de flux lumineux incident. De manière générale, les détecteurs sont insérés dans une caméra qui comprend d’autres éléments nécessaire à l’acquisition des images, par exemple l’électronique d’acquisition du signal transmis vers un ordinateur, ou bien un module de refroidissement dans certains cas.

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