Caméra CCD du télescope de 1m20
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Introduction Le télescope de 1m20 (d'origine parisienne, construit en 1875), le premier à être installé à Saint Michel, est entré en service en 1943. Il est ouvert à f/6 et possède un foyer Newton à deux ports. Sa distance focale est de 7.232m, ce qui donne une échelle au foyer de 35 µm par seconde d'arc. Une caméra CCD pour l'imagerie directe est montée en permanence sur l'un des ports du foyer Newton, portée par une bonnette construite en 1988. Cette bonnette contient une roue à filtres à 6 positions, un obturateur et un système de guidage automatique. Toutes les fonctions de la bonnette et du CCD sont pilotées par ordinateur depuis la salle de contrôle. Seuls, le maniement du télescope et la rotation de la trappe nécessitent la présence d'une personne dans la coupole.
Détecteur
Plusieurs caméras ont été construites par l'OHP, d'abord autour d'un CCD RCA 512×320, suivi d'un TeK 512×512, puis d'un TeK 1024×1024 aminci utilisé entre Janvier 1996 et Juillet 2014.
Une caméra Andor est opérationnelle depuis le 20 octobre 2014. Cette caméra utilise un CCD de 2048x2048 pixels, fabriqué par E2V, modèle CCD42-40. Le CCD est aminci et traité anti-réflets avec une couche optimisée pour le visible (traitement BV avec rendement quantique maximum >95% entre 500 et 650 nm). Les pixels sont carrés de 13.5µm de coté, ce qui donne 0.385" sur le ciel. Le champ de vue est de 13.1'×13.1'. Le CCD est refroidi par un système à effet Peltier à 5 étages qui permet de travailler à -80°C. La courbe de sensibilité du détecteur ainsi que d'autres spécifications sur la camera sont données par le constructeur. Voir www.andor.com/scientific-cameras/ikon-ccd-camera-series/ikon-l-936.
La caméra et la roue à filtres (celle existante déjà) sont pilotées par MaximDL v6 (via un driver ASCOM spécifique pour la roue à filtre OHP).
Bruit de lecture, gain, bias et courant d'obscurité :
En binning 1x1, le bruit de lecture mesuré est de 6.43 e- pour une lecture rapide (en 4 sec, mode de lecture 1MHz et preamp setting x4) et de 3.3 e- pour une lecture lente (en 80 sec, mode 0.05MHz et preamp setting x4). Le gain mesuré est de 0.94 e-/ADU. Ces valeurs de bruit et de gain sont conformes de celles données par le constructeur.
La saturation numérique (65537 ADU) intervient avant le remplissage des puits (donné pour 80366 e- par le constructeur) si on travaille avec le gain de 0.94 e-/ADU. D'autres réglages existent mais ceux présentés ci-dessus sont les plus performants (Voir tableau). La linéarité de la caméra est donnée à mieux que 1% sur les 16 bits par le constructeur. Le courant d'obscurité est très faible : un dark de 120s à -80°C est très proche d'un bias, et ne montrent que quelques pixels légèrement chauds, 60 ADU au-dessus du fond. Le constructeur annonce 0.0007 e-/pixel/sec à -80°C.
Filtres
La roue à filtres dans la bonnette permet de recevoir 6 filtres ronds de 50 mm de diamètre et de 10.5 mm d'épaisseur maximum. Trois autres roues existent (roue à 4 positions pour filtres ronds de 60mm, roue à 4 positions pour 2 filtres ronds de 50mm et 2 filtres carrés de 50mm, roue à 4 positions pour 1 filtre rond de 75mm et 3 filtres ronds de 50mm). Le changement de roue peut se faire facilement, mais il doit être demandé via le formulaire de mission, ainsi que celui des filtres.
Des filtres à large bande (U' ; Cousins B, V, R ; Gunn u, v, g, r, i, z ) et des filtres interférentiels étroits, centrés sur des raies d'émission d'intérêt général, sont disponibles. A chaque filtre est associé un compensateur tel que l'épaisseur optique de chaque ensemble filtre+compensateur est à peu près la même pour tous (à ± 3 unités de codeur du foyer). La position de la roue à filtres est également enregistrée dans l'en-tête du fichier. D'autres filtres interférentiels existent.
Obturateur
Un obturateur à secteur assure un éclairement constant sur tout
le CCD, même pour les temps de pose courts. Le temps de pose effectif est
précis à 0.05 seconde près. Le temps d'ouverture/
fermeture est de 0.16 sec.
Mise au point sur le CCD
La mise au point est réalisée en mode fenêtrage. La lecture devient très rapide et on accède à la FWHM ou au S/N des étoiles avec la souris via le l'icône Information (CTL+I) dans la barre de menu. Le foyer se trouve normalement entre 560 et 600 unités codeur. La mise au point se fait en déplaçant la bonnette le long de l'axe optique. La position du foyer peut varier d'une nuit à l'autre et surtout au cours de la nuit, selon les changements relatifs de température du miroir et de la structure métallique du télescope. Deux sondes sont montées de façon à lire, depuis la salle de contrôle, ces températures. Pendant la nuit, quand la structure du télescope se refroidit par rapport au miroir, la valeur du foyer peut augmenter, en moyenne de 15 unités par degré de différence (métal-verre), et souvent une nouvelle détermination du foyer est nécessaire en cours de nuit.
Plages de lumière uniforme (Flat-Fields)
Des images CCD exposées à une lumière uniforme ("flat fields") peuvent être obtenues dans l'après-midi en pointant le télescope sur la coupole et en ouvrant la porte et les fenêtres au Sud-Est et/ou la trappe de façon à faire pénétrer un peu de lumière du jour. Avec la lumière de jour à ce niveau, voici des temps de pose à titre indicatif : 120s (B), 35s (V), 20s (R) et 10s (I).
Des niveaux vers 20000 ADU sont conseillés pour obtenir un rapport S/B suffisamment élevé (> 200-250) afin de ne pas dégrader le rapport S/B des poses astronomiques quand on les divise par le "flat-field" normalisé. Il est aussi conseillé d'obtenir des flats sur le ciel du crépuscule pour obtenir une illumination idéale. Le télescope doit être arrêté, afin que d'éventuelles étoiles ne restent pas fixes sur le CCD, mais se déplacent. Elles seront ainsi facilement éliminées au calcul du flat médian de plusieurs poses. Les flats 'ciel' étant faits au crépuscule ou à l'aube, les conditions d'éclairage varient très rapidement. Il convient donc de renormaliser les flats (après soustraction du bias et du dark) avant de calculer le flat médian.
Valeurs typiques du fond du ciel
D'après Ph. Prugniel, les valeurs du fond du ciel (noir) typique à l'OHP sont les suivantes :
- U 21.3 mag/arc-sec2
- B 21.7
- V 20.7
- R 20.1
- I 19.0
Guidage automatique
Une caméra CCD ST-4 de SBIG a été installée en octobre 1996. Un PC dans la salle d'observation analyse l'image et envoie les rappels nécessaires au télescope. Il est recommandé d'utiliser le guidage pour des poses d'une durée supérieure à 5 minutes. Les étoiles guides peuvent être repérées avec une caméra vidéo Watec 120N+ grâce à l'aide d'un miroir mobile, situé en dehors de l'axe optique, qui est porté par une platine x-y dont les positions sont affichées dans la salle de contrôle. La caméra permet de visualiser un champ d'environ 10'. La région explorable par le miroir de renvoi est une région de dimension 35'x35' (avec obstruction centrale).
Pointage et entraînement du télescope
L'entraînement du télescope se fait sur le pilier Nord par un
moteur pas-à-pas qui transmet le mouvement à l'axe horaire par
une vis et un secteur de cercle. Ce système limite la durée de
l'entraînement sans interruption à 3 heures environ. La manoeuvre
de remontage du secteur s'effectue rapidement. L'angle horaire et la
déclinaison sont lus par des codeurs sur les axes du télescope
(résolution 15") et les coordonnées sont affichées dans la
coupole et sur la baie contenant l'électronique correspondante
dans la salle de contrôle. Le système d'affichage des
coordonnées incorpore un modèle de pointage qui fournit des
coordonnées précises à ~ ± 30" (en valeur absolue).
Les coordonnées du télescope, le TU, TS et la masse d'air
sont enregistrées dans l'entête FITS.
Standard Stars Le catalogue d'étoiles standard photométriques de Landolt (1992 AJ, 104, 340) est accessible en ligne sur le site de
Paul Smith. Il donne en particulier une liste de
champs équatoriaux recommandés pour les calibrations photométriques dans le système UBVRI.
Tutorial on photometry
Talk on Optical Photometry given at the 5th NEON School in Summer 2006
Internet
L'observateur peut en tout moment disposer de l'accès au réseau Internet. Ceci est d'un intérêt particulier pour la consultation des différentes bases de données disponibles sur le World Wide Web (par example: SkyView, le Digitized Sky Survey, etc.). Pour cela plusieurs PC sous Linux sont disponibles au 120 avec les logiciels indispensables. Des prises réseau sont disponibles pour connecter des ordinateurs portables.
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