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Caméra CCD du télescope de 1m20


 

La caméra Tektronix ne fonctionne plus depuis fin juin 2014. Elle a été remplacée par une caméra Andor ayant 2048x2048 pixels de 13.5 µm, refroidie par effet Peltier. Une information détaillée sera publiée ultérieurement.

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. Sa distance focale est de 7m20, ce qui donne une échelle au foyer de 35 µ par seconde d'arc. Une caméra CCD pour l'imagerie directe est montée en permanence au foyer Newton. Une bonnette spéciale a été construite en 1988 pour recevoir le cryostat avec le CCD. 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

Une caméra CCD Tektronix est disponible au télescope de 1m20 depuis le 12 Janvier 1996. Cette caméra utilise un détecteur CCD 1024x1024 de SITe (TK1024 #2) aminci et traité anti-réflets avec une couche optimisée pour le visible. La taille des pixels est de 24µ ce qui donne 0.69" sur le ciel. Le champ de vue est de 11.8'x11.8'. L'efficacité quantique du TK1024 est 70% à 4000Å, 80% à 7000 Å et 45% à 9000 Å. Le comparer aux caractéristiques des autres CCD utilisés à l'OHP.

Le détecteur est piloté par un contrôleur type ESO qui code le signal sur 16 bits. La roue à filtres a été modifiée pour pouvoir utiliser toute la surface des filtres et l'obturateur est nouveau et plus grand de façon à s`adapter au plus grand format du CCD. Depuis le 5 Juin 1996, ce détecteur est installé dans un cryostat de chez Infrared Laboratories, en provenance de La Silla, qui a été donné à l'OHP par l'ESO. L'autonomie de ce cryostat est de 24h, donc un seul remplissage d'azote liquide par jour, fait dans l'après-midi, est nécessaire.

Bruit de lecture, gain, bias et courant d'obscurité :
Le bruit de lecture est de 6.8 e- pour une lecture lente (en 115 sec) et de 8.5 e- pour une lecture rapide (en 75 sec). Le gain préconisé est 3.5 e-/ADU. La saturation numérique (65537 ADU) intervient avant le remplissage des puits (300000 e-). D'autres réglages de gain existent, en particulier 1.4 e-/ADU en lecture rapide, utile avec des filtres interférentiels si les flux à mesurer sont faibles. La linéarité du CCD a été mesurée et est meilleure que ± 0.7 % sur l'intervalle jusqu'à 60000 ADU. La valeur de l'offset (bias) dépend légèrement de la température au niveau du foyer Newton. Cette variation peut être critique dans le cas de l'imagerie avce des filtres interférentiels étroits, dans quel cas il faut faire des poses d'offset en cours de nuit. Le courant d'obscurité est très faible : 3 ADU/heure.

Sorties et fenêtrage :
Le CCD possède 4 sorties indépendantes. Dans le mode de lecture à une seule sortie, la sortie C, est la seule utilisée fournissant une image directe du ciel (N en haut, E à gauche) qui minimise la longueur des colonnes à comportement variable (voir "Flats" ci- dessous). Le CCD peut-être lu avec deux sorties et le temps de lecture est alors réduit. Les deux sous-images obtenues avec ce mode ont chacune une valeur d'offset et un bruit de lecture caractéristiques. Il y a un inconvénient : s'il y a une étoile très brillante sur l'une des fenêtres on peut avoir une diaphonie ("cross-talk") et une image parasite très faible apparaîtra sur l'autre fenêtre. Le mode de lecture à 4 sorties (dit "rafale") n'est plus opérationnel. Il est déconseillé.

Pour réduire le temps de lecture et de traitement entre deux poses consécutives il est maintenant préconisé d'utiliser le mode de lecture à 2 sorties et la fenêtre f1 (tout le CCD). Le temps "mort" entre la fin d'une pose et le début de la pose suivante est ainsi ramené à 49 sec.

Courbe de sensibilité du CCD

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 (voir le jour avec A.Point -poste 6453), 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.

Liste et courbes de transmission des filtres existants

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

En début de nuit une pose "fragmentée" de foyer est obtenue en effectuant entre 5 et 10 poses élémentaires de 30s à 50s (sans lire le CCD) et déplaçant chaque fois le foyer de 5 unités (l'unité codeur équivaut à un déplacement linéaire de 51 µ le long de l'axe optique) et le télescope de 15" en déclinaison. Une procédure spéciale dans MIDAS (appelée par @ foyer) permet de déterminer la meilleure valeur du foyer. Le foyer se trouve normalement entre 560 et 600 unités codeur. La mise au point se fait en déplaçant la bonnette dans le sens 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 préconisés : 120s (B), 35s (V), 20s (R) et 10s (I).

Des niveaux vers 10000 ou 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, mais dans ce cas les conditions d'éclairage varient très rapidement.

Sur la périphérie du TK1024 il existe deux paires de colonnes partiellement défectueuses à effet de seuil, à cause de pixels agissant comme trappes de charge (569,780 et 856,241). La première paire (courte), affectant les colonnes 780 (en +) et 781 (en -) à partir de la ligne 569, apparaît vers 4000 ADU et ne doit pas normalement être visible sur le fond du ciel sur des poses astronomiques, tandis que la seconde (longue), affectant les colonnes 855 (en -) et 856 (en +) à partir de la ligne 241, apparaît vers 900 ADU et peut gêner.  Les flats obtenus à haut niveau corrigent toutes les poussières mais ne corrigent pas ces colonnes, qui contiennent des données irrécupérables. Il faut éviter de mettre les objets intéressants sur la zone contenant ces défauts. On peut définir une fenêtre de 800x800 qui éviterai ces deux régions.

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 en remplacement de l'ancien système de guidage automatique à base de dissecteur d'image ITT. 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 (sur un écran TV au poste du technicien d'observation) 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. Une caméra TV miniaturisée permet de visualiser sur l'écran 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.

Logiciel d'acquisition LIDO

L'acquisition se fait via une station de travail Unix (buech.obs-hp.fr) à l'aide d'un logiciel interactif et convivial (LIDO). Deux écrans constituent le poste d'observation. Différent menus guident l'utilisateur dans son travail et permettent une exploitation très complète du CCD (fenêtrage, poses fractionnées, cycles de poses automatiques, etc). La visualisation et le pre-traitement se font sur l'autre écran. SAOimage et MIDAS sont disponibles. Les images brutes issues de la caméra sont écrites sur disque en format FITS et archivées. Elles seront fournies à l'observateur dans ce format sur l'un des différents supports proposés par l'OHP.

Le contrôle de la bonnette et de la caméra CCD s'effectue à l'aide de LIDO. Ce logiciel permet de tourner la roue à filtres, de démarrer une pose sur le ciel, de l'interrompre, de la raccourcir ou de la prolonger au-delà du temps de pose spécifié initialement, de faire des offsets et des courants d'obscurité, d'ouvrir ou de fermer l'obturateur en cas de besoin urgent et de faire des poses "fragmentées" pour la mise au point. Il permet aussi de préparer et lancer des séries de poses dans différents filtres (séquences). Le temps mort entre deux poses consécutives est variable selon le mode de lecture utilisé. Chaque image obtenue est écrite sur deux disques différents. Une copie est disponible pour le pre-dépouillement et l'autre est destinée à la sauvegarde. Voir la documentation sur LIDO.

Logiciel de prédépouillement MIDAS

Les images obtenues avec la caméra CCD sont immédiatement disponibles dans l'espace disque correspondant à la nuit en cours (accessibles par la commande cd /images) et peuvent être visualisées et manipulées à l'aide de SAOImage et/ou de MIDAS. Une copie des données est automatiquement enregistrée sur un autre volume (/bis) pour les besoins de l'archivage. Des fichiers de commandes MIDAS, appelés 'procédures', permettent l'exécution de commandes chaînées. (Par exemple, pour visualiser une image FITS qui vient d'être obtenue, on utilise la procédure @ conv qui transforme le FITS en BDF, détermine les meilleurs niveaux minimum et maximum et affiche l'image sur l'écran, en supprimant le fichier FITS dans /images pour gagner de la place). On peut recopier les écrans d'image ou graphiques sur papier A4 avec l'imprimante locale. Voir l'aide en ligne MIDAS : MIDAS On-line Help.

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

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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.

Dernière mise à jour : 26 Nov 2014