Le télescope de 1m20 (d'origine parisienne) et 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.
Une nouvelle caméra CCD 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'OHPLe 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.
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 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 par deux. Cependant, les sous-images obtenues avec ce mode ont
chacune une valeur d'offset et un bruit de lecture caractéristiques. Il est
possible de définir jusqu'à 4 fenêtres afin de segmenter l'image après la
lecture.
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. Plusieurs autres roues
existent et peuvent être chargées avec d'autres filtres, y compris ceux apportés
par l'observateur. Des filtres ronds de 60mm et carrés de 50mm peuvent aussi être montés.
Le changement peut se faire facilement, mais il est déconseillé de le faire dans la nuit (voir le jour avec
A.Point -poste 6453).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. Une liste complète est disponible sur demande. 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. Les courbes de transmission des filtres Cousins et interférentiels sont disponibles :
Liste et courbes de transmission des filtres existants
(Cousins, Gunn et interférentiels)
D'après Ph.Prugniel, les valeurs du fond du ciel (noir) typique à l'OHP sont les suivantes :
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.
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.
Des images CCD exposées à une lumière uniforme ("flat field") peuvent être obtenues dans l'après-midi en pointant le télescope sur la coupole et en ouvrant une porte, des fenêtres et/ou la trappe de façon à faire pénétrer un peu de lumière du jour. Des niveaux d'éclairage élévés (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. 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.
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).
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.
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.
Documentation sur LIDO
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.
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 laser imp120.
MIDAS On-line HelpLe 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.
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 un PC sous Linux est maintenant disponible dans la salle d'observation avec les logiciels indispensables.
S.A.Ilovaisky mise à jour : 02.04.09
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