Exercices

Auteurs: Chantal Balkowski, Mathieu Puech, Marie-France Landréa, Jérome Lamy

Ondes
- L'astronome
- Caractéristiques d'une onde
- Spectre électromagnétique
- Corps noir
- loi de Wien
- Loi de Planck
- Codes de la lumière
- Décalage des raies spectrales
- Rayonnement
Instruments
- Des yeux artificiels
- "Voir l'invisible"
Exercices Histoire
- Vision du monde
- La lunette
- Observer en 1610
TP - Ondes. Composition des galaxies
- Qu'est-ce qu'une galaxie ?
- Rappels de spectroscopie
- Composition des galaxies
- Spectre d'une galaxie
- Spectre en 2 dimensions
- Spectre en 1 dimension
- Étude du spectre d'une galaxie
- Composition en étoiles des galaxies
Exercices de Base
- Spectroscopie
  - GIRAFFE
  - SPLAT
- Étoile binaire
  - Étoile binaire Hip06999
Traitement des données
- Le site
- La cible
- Calibrer "pas à pas"
  - Courant d'obscurité maître
  - Analyse statistique
  - Master dark
  - Plage de Lumière Uniforme maître
  - Master Flat
- "Réduire" les images
  - Réduction
  - Appliquer l'équation de la réduction
  - Image scientifique
- Trichromie
  - Image couleur
  - Vraies/Fausses couleurs

Ondes

Auteur: Chantal balkowski

L'astronome

Bibliothèque/Observatoire de Paris

Exercice

Difficulté : ☆

Question 1)

Quelle sont les objets étudiés par les astronomes ?

Question 2)

Quel est le problème particulier qui se pose à l'astronome pour l'étude des astres ?

Caractéristiques d'une onde

Exercice

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Quels sont les paramètres qui définissent une onde lumineuse ?

Donnez une définition de ces paramètres

Faites un graphique représentant une onde

Quelles sont les relations mathématiques entre ces paramètres ?

Question 2)

Donner la définition d’une onde électromagnétique.

Question 3)

Quelles sont les unités utilisées pour mesurer une longueur d’onde.

Question 4)

Que représente la fréquence d'une onde lumineuse ?

Quelle est l'unité de mesure de la fréquence ?

Question 5)

Calculer la fréquence correspondant à une longueur d’onde de lambda = 600 *nm

Exprimez le résultat en mètres

Spectre électromagnétique

Étendue du domaine du rayonnement électromagnétique

Difficulté : ☆

Question 1)

Donner les différents domaines du spectre électromagnétique, faire un schéma en indiquant les longueurs d’onde correspondantes.

Longueurs d'ondes et observations

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Préciser les domaines de longueurs d’onde qui nécessitent des observations par satellite. Expliquer pourquoi.

Question 2)

Préciser les domaines de longueur d’onde accessibles depuis le sol

Question 3)

Expliquer l’intérêt d’observer le même objet à des longueurs d’onde différentes

Question 4)

Préciser quels sont les objets qui émettent le plus dans chaque domaine de longueur d’onde

Corps noir

CETI/Observatoire de Paris

Corps noir

1) Les astronomes appelle un objet "corps noir" :
lorsqu'il n'émet pas de lumière
lorsqu'il à la capacité d'absorber la lumière incidente
lorsqu'il est de couleur noire

Exercice

Question 1)

Donner la définition d’un corps noir

Question 2)

Dans quel domaine de longueur d’onde un corps à une température de 5000 K émet il son maximum d’intensité?

Question 3)

Dans quel domaine un corps à température beaucoup plus basse émet-il son maximum ?

Question 4)

Même question pour un corps à température beaucoup plus élevée.

loi de Wien

Wilhem Wien découvrit en 1893, en étudiant les spectres émis par des corps noirs chauffés à différentes températures, la distrinution privilégiée de la lumière autour d''une longueur d'onde caractéristique (pic d'émissivité).

Plus la température est élevée, plus la longueur d'onde du pic d'émissivité est petit, plus la fréquence et l'énergie des photons est grande.

lambda_pic=2,90*10^(-3)/T

, longueur d'onde du pic d'émissivité, exprimée en mètre (m)

1nm = 10^-9m
T , température, exprimée en Kelvin (K).

Exercice

Question 1)

Quelle est la longueur d'onde du pic d'émissivité du corps humain de température 37 °C ?

Exercice

Question 1)

Calculez la température de surface du Soleil, sachant que son pic d'émissivité est d'environ 500nm dans la partie du spectre correspondant à la lumire verte ?

Question 2)

Dans quelles autres longueurs d'onde le Soleil émet t'il ?

Question 3)

Pourquoi la lumière du Soleil nous parait elle blanche ?

Loi de Planck

La distribution spectrale de la lumière émise, ou absorbée, par un corps, totalement isolé et maintenau à température constante, ne dépend que de la température du corps. Un tel corps est connu sous le nom de "corps noir". Les lois caractérisant l'état de la lumière dans un corps noir ont été établies à la fois expérimentalement et théoriquement. Elles caractérisent la luminance spectrale énergétique de la source en fonction de la longueur d'onde, la longueur d'onde pour laquelle cette luminance est maximale et la puissance totale rayonnée dans toutes les longueurs d'onde. Chacune de ces grandeurs fait intervenir un seul paramètre physique qui est la température du corps noir.

La luminance spectrale ainsi définie ne dépend plus, pour un rayonnement de corps noir, que de la température T et de la longueur d'onde selon une loi établie par Planck et qui porte son nom :

Les courbes qui décrivent la lumière spectrale d'un corps noirs à différentes températures (en fonction de la longueur d'onde) ont toutes la même forme et sont "emboîtées" les unes dans les autres.

CETI/Observatoire de Paris

L_lambda=2*hc^2*lambda^(-5 )/(exp(h*c/k*lambda*T)-1)

Js, est la constante de Planck
T est la température du corps
c la vitesse de la lumière
λ la longueur d'onde

Exercice

Question 1)

Que décrit la loi de Planck ?

Codes de la lumière

Couleur apparente d'une étoile

Question 1)

Considérons que l'étoile observée est assez loin pour apparaître comme un point de lumière, qu'elle sera sa couleur apparente en fonction de sa température de surface, par exemple pour les températeures suivantes (T(K), exprimée en Kelvin):

4 000
5 000
6 000
15 000

Décalage des raies spectrales

Utilisez la calcultette "Calcotron" en haut de la fenêtre à gauche.

Calcul du décalage

Une source de lumière émet des photons, elle se déplace par rapport à l'observateur.

Question 1)

Calculez la valeur du décalage en longueur d'onde que l'on observe, dans le cas où la lumière émise est de 500 nm (nanomètres) et qu'elle s'éloigne de l'observateur à la vitesse de 6000 km/s. Le décalage est il vers le bleu ou vers le rouge ?

Question 2)

Calculez la valeur du décalage en longueur d'onde que l'on observe, dans le cas où la lumière émise à 500 nm se rapproche de l'observateur à la vitesse de 6000 km/s:.

Rayonnement

Les lois de Kirchhoff appliquée à l'astrophysique

Le type de spectre (continu, raies d'émission, raies d'absorption) caractéristique d'une source correspondent aux conditions décrites par les lois de Kirchhoff (publiée en 1859 en collaboration avec Bunsen).

CETI/Observatoire de Paris

Exercice

Difficulté : ☆☆☆

Question 1)

Donner les lois de Kirchhoff.

Instruments

Des yeux artificiels

CAPTER

L'astronomie peut être définie comme l'étude de la lumière qui nous vient du ciel. Les informations dont les astronomes disposent est principalement déduite de l'analyse de la lumière.

Pour analyser la lumière, il faut d'abord la capter.

Caractéristiques et fonctions des télescopes :

Dimension des télescopes

Quelle est la taille des plus grands télescopes actuels ?

Les 2 KECK
Les 4 VLT
--

Difficulté : ☆

1) Diamètre des miroirs des 2 télescopes KECK ?
20m de diamètre
10m de diamètre
5m de diamètre

Télescopes de plus en plus grands

info sur la taille des télescopes : qu'est-ce qu'on appelle un eptit télescope

Question 1)

À quoi servent les petits télescopes ?

Question 2)

A quoi servent les télescopes de 4m depuis l’arrivée des 8 -10 m ?

Question 3)

Pourquoi utiliser des télescopes de plus en plus grands ?

Grands télescopes

Difficulté : ☆

Diamètre des miroirs ?

Question 1)

des 2 télescopes KECK ?

Question 2)

des 4 télescopes VLT

Types de télescopes

Question 1)

Quel est le principal intérêt du télescope de Schmidt ?

Télescopes du futur

Question 1)

Pourquoi utiliser des télescopes de plus en plus grands ?

Question 2)

Citer cinq grands thèmes dans lesquels les nouveaux instruments permettront de progresser.

Question 3)

Dans les grands projets optiques au sol suivants : E-ELT, TMT, GMT ; quelles sont les tailles de miroirs primaires prévues ?

Techniques utilisées

rappel spectro ; spectro IR proche, moyen ; OA, interféreométrie …

Question 1)

A quoi sert l’optique adaptative ?

Question 2)

A quoi sert la spectrographie multi-objets ?

Question 3)

A quoi sert l’interférométrie ?

Question 4)

Quels nouveaux phénomènes ont été mis en évidence par les observations X ?

"Voir l'invisible"

Exercice

Présentation différents observatoires et télescope : Observatoire de Haute Provence : site exoplanète de l'Observatoire de Paris, observatoire de Radioastronomie de Nançay

Question 1)

Citez une découverte majeure réalisée à partir d'observations au télescope de 1,93m de l'OHP ?

Question 2)

Expliquer quelles mesures spectrales ont permis la découverte.

Question 3)

Quels sont les avantages et les inconvénients des observations spatiales par rapport aux observations sol?

Question 4)

A quoi servent les radiotélescopes ?

Question 5)

Exercices Histoire

Auteur: Jérome Lamy

Vision du monde

Rappel sur les excentriques, épicycle et mettre le schéma

épicycles

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Combinaison d'un cercle déférent et d'un épicycle (a). Mouvement de la planète P autour de la Terre (b). Parties 1, 2, 3, 4 du mouvement décrit en (b), tel qu'il serait vu depuis la Terre (c).

Crédit : Jérôme Lamy et Gilles Bessou Observatoire de Paris

Point équant

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Vous détaillerez brièvement la théorie des excentriques et des épicycles. Vous indiquerez en quoi l'introduction par Ptolémée du point équant constitue une "tricherie géniale" selon l'expression de Jean-Pierre Verdet.

Univers

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Quelle est l’organisation de l’Univers chez Aristote ?

Condamnation

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Rappeler les circonstances (scientifiques, religieuses et politiques) de la condamnation de Galilée

La lunette

Controverse

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Quels sont les reproches faits, par les autres savants, à Galilée au sujet de ses observations faites à l’aide de la lunette ?

Argumentation

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Vous détaillerez les premières observations de Galilée avec sa lunette. Vous indiquerez pour chacune d'elles en quoi elle constitue un argument en faveur du système copernicien.

Déduction

Difficulté : ☆☆

Question 1)

Expliquez comment les observations de la Lune, des satellites de Jupiter et des taches solaires, faites par Galilée, lui permettent de défendre le système de Copernic

Observer en 1610

Nous allons utiliser le logiciel libre (opensource) Stellarium pour reproduire les observations de Galilée à padoue en 1610, à 19H.

Dans son ouvrage le Sidereus Nuncius (Le Messager Céleste) publié en 1610, Galilée expose, sous la forme d’une narration accompagnée de dessins, qu’une lunette lui a permis d’observer jour après jour la planète Jupiter et son voisinage.

Crédit : UFE / Observatoire de Paris

Stellarium est un logiciel de planétarium open source et gratuit pour votre ordinateur. Il affiche un ciel réaliste en 3D, comme si vous le regardiez à l'oeil nu, aux jumelles ou avec un télescope.

Crédit : Stellarium

Télécharger et installer (si ce n'est pas éjà fait) le logiciel Stellarium (bases de l'utilisation de Stellarium)
Ouvrir Stellarium
Choisir l'emplacement : "Padova"
Choisir la date du 7 Janvier 1610, 19H
Pause pour arrêter le défilement du temps
Chercher Jupiter et centrer l'observation sur la planète
Zoomer afin de voir les satellites de Jupiter (avec la roulette de la souris)
Si les satellites ne se présentent pas comme sur le dessin de Galilée, inverser la monture équatoriale/azimutale (CTRL M)
Faire défiler le temps et observer comme Galilée autour de Jupiter les 13 et d 15 janvier

Les outils de Stellarium en bas à gauche

Choisir l'emplacement : "Padova

Choisir la date du 7 Janvier 1610, 19H

Chercher Jupiter et centrer l'observation sur la planète

Les outils de Stellarium en bas permettent d'arrêter/lancer le temps ; d'inverser la monture équatoriale/azimutale

Simulation d'une observation du ciel autour de Jupiter le 15 janvier 1610

Auteur: mfl

Satellites de Jupiter

Le récit commence la nuit du 7 janvier 1610 ; l’observation est faite depuis la ville de Padoue en Italie à 19H. Il explore le ciel aux abords de la planète. Jupiter est représenté par un cercle et ses satellites par des étoiles, "Ori" indique l'est et "Occ indique l'ouest.

Les jours suivants, Galilée continue à observer cette région du ciel et il comprend que les astres qu'il a pris pour des "étoiles" tournent autour de Jupiter comme la Lune tourne autour de la Terre.

Et le 13 Janvier, pour la première fois, il aperçoit quatre astres qu'il décrit comme des "petites étoiles"…

Question 1)

Faire le croquis comme Galilée des satellites de Jupiter et de Jupiter pour les observation des 7, 13 et 15 janvier

Question 2)

Pouquoi Galilée n'a t'il représenté que trois satellites sur son dessin du 7 janvier 1610 ?

Question 3)

Décrire les trajectoires de satellites vus de la Terre

TP - Ondes. Composition des galaxies

Auteur: Myriam Rodrigues

Qu'est-ce qu'une galaxie ?

Les galaxies sont des ensembles d’étoiles (entre 10 millions et 100 milliards), de gaz et de poussières.

Pour commencer observons la galaxie la plus proche de nous, notre propre Galaxie : La Voie Lactée. L’image ci-dessous est une photographie panoramique de la Voie Lactée. Les trois ingrédients composant les galaxies sont clairement visibles sur cette image.

Milky Way Galaxy

Les étoiles – À l’œil nu, la Voie Lactée apparaît comme un nuage blanchâtre. Sur cette photographie nous pouvons constater qu’elle est constituée en réalité d’une myriade d’étoiles. En étudiant leurs spectres (voir TP Étoiles) nous arriverions à la conclusion que les étoiles constituant notre Galaxie ont des masses et des températures variées.
Le gaz - Le gaz contenu dans la Galaxie (essentiellement de l’hydrogène) se trouve sous plusieurs états. Il existe dans notre Galaxie des grands nuages froids d’hydrogène moléculaire représentant approximativement la moitié de toute la masse de gaz dans la région comprise dans l’orbite du Soleil. C’est au sein de ces nuages que naissent les étoiles par effondrement gravitationnel. La signature spectrale des nuages moléculaires est observable dans le domaine radio millimetrique (raies du monoxyde de carbone CO).

Après leur naissance au sein d’un nuage moléculaire, les étoiles les plus massives ionisent le gaz environnant. Il se forme alors des nuages de gaz ionisé appellés nébuleuses en émission. Sur la photographie, les nébuleuses en émission sont clairement reconnaisables à leur teinte rouge-rose due à la couleur de la raie d’émission de l’hydrogène Halpha à 656.3 nanomètres.
La poussière – Les galaxies contiennent aussi de la poussière que les étoiles ont formée pendant leur vie et qu’elles ont ejecté dans le milieu interstellaire. Ces particules de poussière ont la propriété d’absorber la lumière émise par les étoiles, exactement comme la poussière suspendue dans l’air absorbe la lumière du Soleil. Ainsi, depuis la Terre nous ne pouvons observer (dans le domaine de la lumière visible) qu’une petite partie de notre Galaxie. La poussière distribuée sur le plan de la Galaxie, absorbe une grande partie de la lumière provenant du centre galactique et au delà. Sur la photographie de la Voie Lactée les régions en noir ne sont pas des zones vides d’étoiles et de gaz mais des régions où la poussière a absorbé pratiquement toute la lumière en arrière plan.

L’absorption par la poussière est un effet chromatique : la poussière diffuse beaucoup plus la lumière bleue que la lumière rouge. La poussière eteint et rougit la lumière des objects astrophysiques.

Étoiles, gaz et poussière sont les ingrédients principaux des galaxies. Chacune de ces composantes a sa propre signature spectrale. L’outil fondamental des astronomes extra-galactiques est l’analyse des spectres des galaxies. À partir des spectres, les astronomes réussissent à déterminer :
1. L’âge des populations d’étoiles
2. La composition chimique du gaz
3. La quantité de poussière
Mais aussi :
1. Dynamique des galaxies (mouvement des étoiles et du gaz).
2. Distance (décalage vers le rouge)
Les questions que vous trouverez au cours de ce TP sur l'analyse des Spectres observés de galaxies vous permettrons d'approcher le travail de l'astrophysicien extra- galactique.

Rappels de spectroscopie

Spectre d’émission - Considérons un nuage chaud et ténu d’hydrogène. Les atomes entrent en collision entre eux, et l’énergie des collisions peut transférer un électron vers un niveau d’énergie supérieur. En retombant l’électron émet un ou plusieurs photons de longueur d’onde propre à l’hydrogène. Dans le domaine visible, le résultat sera un spectre appelé spectre d'émission, car on y voit des raies d’émission.

Spectre thermalisé ou du corps noir - Contrairement au nuage ténu, un corps noir a une densité élevée. Avant de sortir du corps noir les photons créés par les atomes subissent de multiples collisions avec ceux-ci. Ceci a pour effet de redistribuer les photons sur toutes les longueurs d’ondes, donnant ainsi la distribution du corps noir. Lorsqu’on analyse le spectre d’un corps noir on obtient une bande continue de lumière allant du rouge au violet : c’est un spectre continu. Tous les objects en équilibre thermique, c’est à dire caractérisés par une température propre (comme les étoiles), ont une émission voisine de celle d’un corp noir.

Spectre en absorption - Il existe une troisième classe de spectres : les spectres d’absorption. Un spectre d’absorption se forme lorsqu’un faisceau de lumière continue passe par un nuage ténu et froid. Seuls les photons correspondant aux transitions permises sont absorbés par les atomes du nuage puis réémis dans diverses directions. On obtient un spectre continu (corps noir) avec des raies noires correspondant aux absorptions. Le spectre de la lumière solaire est un exemple de spectre d’ émission. Les raies d’absorption se forment quand la lumière du soleil passe les couches ténues de l’atmosphère solaire. On peut ainsi déterminer la composition chimique de l’atmosphère du Soleil.

Types de spectres

Crédit : Observatoire de Paris

Composition des galaxies

Qu'est-ce qu'une galaxie

Difficulté : ☆

Question 1)

En vous aidant de l’introduction, compléter le tableau suivant. Quels sont les objets astrophysiques responsables des différents types de spectres dans une galaxie ?

Spectre du corps noir	Raies en émission	Raies en absorption
La lumière continue du spectre d'une galaxie provient …	Les raies d'émissions observées dans le spectre d'une galaxie proviennent …	Les raies d'absoption observées dans le spectre d'une galaxie proviennent essentiellement …

Spectre d'une galaxie

Le programme Spectrum Explorer permet d’afficher les spectres de divers objets astrophysiques (étoiles, nébuleuses, galaxies, etc..) en représentation 2D (l’image qui sort du spectrographe) et sa représentation en 1D.

Charger le programme Spectrum Explorer, sur le site Project LITE. Ce programme est libre et multiplateforme.

Chargement du spectre de NGC 5236

Ouvrir le programme Spectrum Explorer. Double cliquer sur l’icône spex_v3.jnpl
Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 5236

Spectrum Explorer pour afficher le spectre observé

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Spectre en 2 dimensions

C’est l’image à la sortie du spectrographe. Le rectangle à droite represente la couleur l’objet vu sans spectrographe. Tout les pixels d’une même colonne ont la même longueur d’onde.

Spectre

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Spectre en 1 dimension

C’est la représentation utilisée par les astronomes avec en abscisse la longeur d’onde en nanomètres et en ordonnée l’intensité de la lumière. Il est possible de changer l’unité en abscisse en fréquences ou énergie dans le menu plot. Rappel : λ=c/ν où λ est la longueur d’onde, ν la fréquence et c la vitesse de la lumière dans le vide.

Spectre 1D

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Étude du spectre d'une galaxie

Revenons au spectre de la galaxie NGC 5236 affiché à l'écran par Spectrum Explorer (spex_v3.jnlp)

Exercice

Question 1)

Quel(s) type(s) de spectre(s) compose(nt) le spectre de NGC 5236 ?

Exercice

Question 1)

Que peut on dire sur la composition de cette galaxie?

Composition en étoiles des galaxies

La couleur d’une galaxie est essentiellement due aux types d’étoiles la composant. En effet, le spectre continu et les raies d’abosrption d’une galaxie proviennent presque exclusivement de la lumière émise par ses étoiles. Ainsi, la lumière qui nous provient d’une galaxie est un mélange de tous les spectres de corps noir émis par les étoiles. En comparant le spectre d’une galaxie à celui d’une étoile, il est possible de trouver le type d’étoile qui la compose majoritairement.

Dans cette partie du TP nous allons comparer le spectre d’une galaxies spirale M33 et d’une galaxie elliptique NGC 4472 et en déduire le type d’étoiles qui les constituent.

m33

M33 Galaxie spirale

Crédit : APOD-NASA

NGC4472

NGC4472 Galaxie elliptique

Crédit : HST

Comparaison de spectres de galaxies

Difficulté : ☆

Question 1)

À partir des images des deux galaxies nous pouvons constater que ces deux galaxies ont des couleurs trés différentes. La galaxie spirale est bleutée avec des zones rouge- rose (les nébuleuses d’émissions) alors que la galaxie elliptique est jaune-rouge. Qu'en est-il de leur spectre ?

Utilisez à nouveau le programme spex_v3.jnlp (Project LITE Spectrum Explorer) pour afficher les spectres des galaxies M33 et NGC4472.

Question 2)

Retrouvez-vous la différence de couleur visible sur l’image des galaxies au niveau de leur spectre ?

Question 3)

Remplir le tableau suivant à partir des informations de la figure H- R diagram

Exercices de Base

Auteurs: Mathieu Puech, Marie-France Landréa

Imagerie-Spetroscopie

Dispersion d'une source de lumière blanche (le Soliel), partie du spectre électromagnétique appelée "lumière visible".

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Dispersion d'une source de lumière blanche (le Soliel), partie du spectre électromagnétique appelée "lumière visible".

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

CCD

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

La zone peinte en blanc sur le dôme peut servir à l'enregistrement de champ plat (source uniforme).

Crédit : ASM / Observatoire de Paris

En astronomie observationnelle, la réduction de données est très importante car elle permet de corriger des effets instrumentaux des images ou des spectres acquis pendant l'observation.

L'observation astronomique avec une caméra CCD implique 2 principales corrections : le champ plat et le courant d'obscurité.

La correction de champ plat consiste à corriger la réponse non uniforme pixel à pixel d'une matrice CDD. Pour cela on utilise une image (appelée « flat field» ou « champ plat») où l'intensité est quasiment la même partout dans le champ.

Ceci peut être fait en observant le ciel à l'aube ou au crépuscule.
Le courant d'obscurité est un signal que l'on observe même lorsqu'aucune source n'éclaire la matrice CCD.

Son origine est thermique et ne correspond à aucun signal astrophysique. Il faut donc corriger l'image brute de cet artefact en soustrayant à cette image, une image prise dans l'obscurité (champ d'obscurité ou « dark field » en anglais).

Nous avons donc une expression mathématique pour calculer une image réduite, à partir d'une image brute ; soit l' équation de la réduction :

Image-Reduite = (Image-Brute) – (Champ-Obscurité)/ (Champ-Plat)

Observer avec une caméra CCD

MOSSER, Benoit . Instrumentation. In Fenêtre sur l'Univers. [consulté le décembre 2012]. http://media4.obspm.fr/public/FSU/pages_ccd/introduction-ccd.html. Site Fenêtre sur l'Univers correspondand au contenu web de la formation Fenêtres sur l'Univers.La formation complète comporte un tutorat personnalisé avec un enseignant-chercheur, une correction en ligne aux exercices, un dialogue (en direct ou par forum) avec les autres étudiants, et un système de recherche de pages..

Spectroscopie

GIRAFFE

GIRAFFE est un spectrographe multi-objets qui permet l’observation simultanée de 130 objets. Il est monté sur l’un des foyers NASMYTH d’un des télescopes de 8m du VLT (ESO, Chili). Grâce au grand diamètre du VLT, les étoiles des galaxies du Groupe Local telles que celles du Petit Nuage de Magellan situées à 45000 pc de la Terre deviennent alors accessibles à l’observation.

Dans cette étude, des étoiles de magnitude en bande V entre 14 et 18 ont été observées, ce sont principalement des étoiles de type B dont certaines sont binaires spectroscopiques et d’autres Be (B+émission).

L’œil humain peut voir les étoiles jusqu’à la magnitude 6. Combien de fois moins lumineuses les étoiles de cette étude sont-elles ?
Le traitement des données de ce spectrographe est particulier et très proche du traitement d’images classique.

Exercice

Pour réaliser l'exercice suivant vous allez utiliser le logiciel, opensource, de traitement et d'analyse d'images ImageJ et un fichier de données acquises au VLT avec le spectrographe GIRAFFE.

Télecharger le logiciel libre sur le site du Space Telescope Science Institute (STSC) ImageJ

Télécharger l'archive "vltbleu.zip", la décompacter et et Ouvrir le fichier « vltbleunoFF.fits », ce fichier a été corrigé du courant d’obscurité mais pas de la plage de lumière uniforme.

Pour faire apparaître les 130 spectres, vous aller utiliser les outils suivants :

outil "ajustement de la dynamique de l’image"
outil "ligne", pour tracer une coupe dans la longueur des sepctres
outil "plot profile" pour afficher les spectres 1D. Déplacer la ligne et afficher plusieurs spectres. Comment apparaissent les spectres ?

Puis à l’aide de « plot profile » afficher les spectres. Déplacer la ligne et afficher plusieurs spectres.

Question 1)

Comment apparaissent les spectres ?

copie d'écran ImageJ, spectres affichés en 2D (image) et coupe1D (tracé graphique)

Crédit : UFE / Observatoire de Paris

Le spectrographe multi-objet GIRAFFE

Crédit : ESO

Le spectrographe multi-objet GIRAFFE

Crédit : ESO

Exercice

Ouvrir maintenant le fichier « vltbleuwithFF.fits », ce fichier a été corrigé en plus de la plage de lumière uniforme.

De même, faire des coupes, vérifier que les spectres sont maintenant corrigés de la signature instrumentale.

Dans quel sens la longueur d’onde croit (les raies principales sont celles d’hydrogène) ?

Question 1)

Dans quel sens la longueur d’onde croit (les raies principales sont celles d’hydrogène) ?

Exercice

Les raies sont celles d’étoiles chaudes de température comprises entre 10000 et 35000K (Tsoleil : 6000K). La profondeur des raies varie suivant la température, la gravité de surface des étoiles et leur vitesse de rotation.

Question 1)

Identifier les raies : (hydrogène neutre : Hε, Hδ, Hγ ; Hélium neutre : HeI 4026, HeI 4120, HeI 4143, HeI 4388, HeI 4438, HeI 4471 ; Magnésium 1 fois ionisé : MgII 4481 ; les longueurs d’onde sont en angströms. )

Question 2)

Identifier des étoiles Be, celles-ci ont des raies d’émission qui se superposent aux raies d’absorption des étoiles B.

SPLAT

Quelques infos concernant la réduction de données en spectroscopie.

Nous allons utiliser un logiciel orienté "spectres" : SPLAT. Vous le trouverez ici:
http://astro.dur.ac.uk/~pdraper/splat/splat-vo/
ainsi qu'un mode d'emploi (en anglais) :
http://astro.dur.ac.uk/~pdraper/splat/sun243.htx/sun243.html
Le menu "Operations". permet, entre autre d' afficher plusieurs spectres ensembles, choisir des symboles/couleurs … faire des opérations entre spectres (sauf la médiane malheureusement) ou entre un spectre et une constante …
Calibrer en longuer d'onde : Menu "View" : sélectionner "View/modify spectra values" puis dans la fenêtre qui s'affiche, sélectionner dans "Operations" la fonction "Modify coordinates" (atttention à dé-sélectionner la case "Readonly" avant). Dans la fenêtre qui s'affiche, vous pouvez dans l'onglet "Linear" appliquer un "offset" (longueur d'onde du premier pixel à calculer à partir des fichiers de calibrations de Thorium) et un "scale factor", le nombre d'Ansgtrom par pixel de détecteur . Dans la fenêtre principale, dans le menu "View", sélectionner "view/modify spectral coordinates". Dans la nouvelle fenêtre, selectionner Units: Angstroms (ou autre) puis cliquer sur "Set". Le logiciel sait maintenant que l'axe des X est en A. Un nouveau spectre calibré en longeur d'onde est disponible dans la fenêtre principale.
Superposer un atlas de raies à un spectre : Dans le menu "Options", sélectionner "Line identifiers" puis les catalogues "Optical_absorption_lines" et "Optical_emission_lines" (ou autre, à vous de tester !). Afficher un spectre puis dans la fenêtre principale, panneau de droite cliquer sur la boite "Displayed" pour superposer les catalogues de raies.

Quelques précisions sur le processus de réduction : un spectre de tungstène permet de calculer le flat. Il suffit de soustraire le biais (ou offset) et de normaliser (diviser par la valeur max)... et donc

Étoile binaire

Étoile binaire Hip06999

Image brute : étoile double Hip06999, observée à l'OHP (Observatoire de Haute Provence)

Crédit : Audrey DELSANTI / Observatoire de Paris

L'étoile double Hip 06999, sur le portail du CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg)

Crédit : Audrey DELSANTI / Observatoire de Paris

Auteurs: Audrey Delsanti, Marie-France Landréa

Exercice

Difficulté : ☆☆

L'objectif de cet exercice est d'approcher de façon simplifiée le traitement des données obtenues par l'observation de l'étoile Hip06999. Donc de "réduire l'image numérique" Hip06999-brute.jpg correspondante.

Cette image est brute (par opposition à réduite, sur laquelle aucune correction n'a été encore effectuée).

Question 1)

Téléchargez sur votre poste de travail le fichier archive Hip06999.zip. Décompressez-le. Il contient les fichiers de travail :
- l'image brute Hip06999-brute.jpg,
- du champ plat flat.jpg,
- du champ d'obscurité dark.jpg
Ouvrez les fichiers flat.jpg et dark.jpg, respectivement champ plat et champ d'obscurité, utilisez les outils de l'application ImageJ pour obtenir l'image réduite de cette étoile binaire en appliquant l'équation de la réduction ci-dessus.

Vous pouvez télécharger le logiciel opensource et multiplateforme ImageJ à l'adresse : http://rsbweb.nih.gov/ij/download.html
menu Process > Image Calculator ...
Attention : pour mieux visualiser le résultat :
- réhaussez le contraste :
  Process > Enhance Contrast
- aidez-vous des LUT's (look up Tables : tables de couleurs).
  menu Image > Lookup Tables ...
  , ou bien dans la barre des outils : l'outil LUT 4

Comparer l'image brute et l'image réduite.

Compléments de Physique : Optique

MOLLIER Benjamin . Optique géométrique. In Astronomie et Mécanique Céleste. [consulté le décembre 2012]. http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_optique-geometrique/og-introduction.html. Contenu web des formations Astronomie pour les enseignants et Astronomie et Mécanique Céleste. La formation complète comporte un tutorat personnalisé avec un enseignant-chercheur, une correction en ligne aux exercices, un dialogue (en direct ou par forum) avec les autres étudiants, et un système de recherche de pages. .

Traitement des données

Auteurs: Mathieu Puech, Marie-France Landréa

Le site

Prérequis

Campagne d'observation de l'astronome, Mathieu Puech, à l'Observatoire de Haute Provence (OHP)

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

Télescope de 80cm (T80) de l'OHP

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Télécharger et installer le logiciel opensource ImageJ et les plugins StackReg et TurboReg

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Logiciel opensource ImageJ. Copie d'écran : menus, boutons d'action …

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Logiciel opensource ImageJ. Copie d'écran : contenu du dossier ImageJ après installation sur votre ordinateur.

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Calibrer le capteur de l'instrument d'observation.

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Trousse à outils au T80 de l'OHP !

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Nous vous proposons dans ce chapitre une application des concepts scientifiques abordés dans ce site Ondes et Instrument ; il s'agit du traitement des données en astronomie : en particulier la réduction de données acquises au télescope de 80cm de l'Observatoire de Haute Provence lors d'une observation en août 2011.

Il est recommandé de consulter les chapitre "Faire parler la lumière" et "De l'image numérique aux données scientifiques" avant d'entreprendre ce TP.

D'autre part, vous devez :
- Télécharger et installer le logiciel de traitement et d'analyse de données ImageJ
- Télécharger les fichiers de données de M57, obtenus au T80 de l'OHP
Vous trouverez également tout ce qui est nécessaire à la réalisation du TP sur le site http://ufe.obspm.fr/reduction (ImageJ, les plugins StackReg et TurboReg. Les données
Si besoin, commencer par des exercices de base : TP - de base.

Pour suivre "pas à pas" le déroulement de l'opération de réduction des données de M57, suivez la procédure dans la vidéo "De l'image numérique aux données scientifiques", au chapitre "Application : réduction de données" (à la minute 8:40 de la vidéo)

Vous pouvez également télécharger la vidéo "De l'image numérique aux données scientifiques", au format QuickTime, (application.mov) : avec le lecteur QuickTime vous aurez accès à la vidéo chapitrée.

Documentations associées :

présentation surles détecteurs
présentation des outils de l'astronome
fiche installation d'ImageJ
fiche installation des plugins Stackreg, Turboreg d'ImageJ

La cible

La cible : M57, quelques données

Crédit : Yves Kazulny - extrait du rapport de stage d'observation

La cible : M57, position dans le ciel le jour de l'observation

Crédit : Yves Kazulny - extrait du rapport de stage d'observation

La réduction des données d'observation de la nébuleuse de la Lyre (M57), acquises en août 2011 à l'Observatoire de Hautre Provence est réalisée avec le logiciel opensource ImageJ.

Nous allons :

inspecter visuellement des calibrations et des images brutes
produire des master dark
produire des master flat
soustraire le biais (offset) des images brutes et corriger le flat
aligner les images réduites
combiner les images réduites

On ne montre, dans la vidéo, la manipulation que sur un des filtres (le travail de réduction, dans la réalité est à effectuer sur chacun des filtres utilisés pour les observations).

Voir le déroulement de la calibration de M57 sur la vidéo : format application.mov ou application.mp4 , le chapitre correspondant aux procédures de réduction de m57 à l'aide du logiciel ImageJ commence au temps t= 8:40 mn.

Calibrer "pas à pas"

Courant d'obscurité maître

Exemple d'image de courant d'obscurité (dark)

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Exemple d'image de courant d'obscurité (dark)

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Utiliser le logiciel de traitement des données ImageJ. Importer dans une pile d'images (Stack) les images de courant d'obscurité (dark) prisent aux télescope. On crée ainsi un cube de données.

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

La première étape de la réduction consiste à préparer une image appelée "master-dark".

Nous allons tout d'abord ouvrir l'ensemble des images de calibration prises au télescope pour mesurer le courant d’obscurité : cliquer sur le menu FILE puis sélectionner IMPORT et IMAGE SEQUENCE. Apres s’être assuré que l’on se trouve bien dans le répertoire contenant les données de calibration, il est possible d’entrer une chaîne de caractère contenue dans le nom de toutes les images de courant d‘obscurité, dans notre exemple, « r_45dark », ce qui permet d’ouvrir toutes les images dont le nom contient cette chaîne de caractère en une seule opération.

Le logiciel ouvre toutes les images de courant d'obscurité et les place dans une pile d'images ou STACK, que l’on peut facilement inspecter visuellement grâce au curseur situé en bas de la fenêtre. Dans notre exemple, trois images de courant d’obscurité ont été realisées.

Nous allons répéter la même opération et ouvrir une deuxième pile contenant les mêmes images, que nous allons utiliser pour effectuer quelques tests simples et vérifier qu’elles sont utilisables pour la réduction des données. Nous utiliserons la pile de gauche pour traiter les données prises au télescope, alors que la pile de droite va nous servir à faire nos tests de vérification.

Analyse statistique

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

illustrations/statistiques-dark-ImageJ.png

Pour calculer l'image de courant d'obscurité maître (master dark), utilisons l'outils de mesures statistiques du logiciel ImageJ sur chacune des images. Nous vérifions ainsi que les images de courant d'obscurité sont toutes utilisables.

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Le menu MEASURE STACK d'ImageJ, calcule sur chacune des images de la pile : la médiane, la déviation standard …

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Optimiser le contraste des images de courant d’obscurité afin de vérifier qu’elles ne contiennent pas de défauts importants. Pour cela, cliquer sur PROCESS et ENHANCE CONSTRAST puis normaliser toutes les images en même temps. Cette opération révèle le bruit de photon sur chacune des images. En les inspectant tour à tour, on constate qu’il n’y a pas de différence notable sur l’aspect général du bruit entre les images, ni d’image avec un défaut particulier qui devrait être retirée de la pile.

Vérifier cela quantitativement : cliquer sur PLUGINS, STACKS et MEASURE STACK. Quelques éléments statistiques s’affichent : on peut constater que toutes les images ont à peu près la même valeur moyenne et déviation standard, ce qui confirme qu’il n’y a pas de défauts particuliers.

Répétons la même opération sur les images qui n’ont pas été optimisées en contraste. Nous constatons que la valeur moyenne des images ainsi que leur déviation standard sont beaucoup plus petites que dans les images optimisées en constraste. Ce qui signifie que cette opération modifie les données.

Il faudra donc faire attention à utiliser des images qui n’ont pas été modifiées pour effectuer la réduction des données, sinon le résultat sera fausse par cette manipulation.

Master dark

Calcul sur l'ensemble des données des images de la pile (stack), par projection en Z (dans le cube de données)

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Calcul de l'image médiane des images de courant d'obscurité.

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Nous pouvons maintenant construire une image de courant d'obscurité maître ou master-dark.

Pour cela cliquer sur IMAGE, STACKS et ZPROJECT. Vérifier que la méthode de combinaison est bien la médiane : le logiciel va calculer l’image médiane des trois images de courant d’obscurité et l’afficher. Cliquer à nouveau sur ANALYZE et MEASURE : nous voyons que la nouvelle image est bien représentative de la moyenne entre les images individuelles et que sa dispersion standard a diminue, ce qui montre que le bruit de photon a bien été diminue par cette opération. Plus il y a d’images individuelles, plus la réduction du bruit sera efficace. Dans cet exemple seulement trois images ont été prises, ce qui limite la réduction de bruit.

Nous devons maintenant sauvegarder notre image de courant d’obscurité maître en cliquant sur FILE SAVE AS et FITS. La réduction peut être un processus mettant en jeu de nombreux fichiers différents et il est important de bien classer ses fichiers. Dans cet exemple nous mettrons tous les fichiers produits dans un dossier appele RESULTS pour les distinguer des fichiers correspondants aux images prises au télescope. Il est egalement important d’utiliser des noms de fichier explicites ce qui aidera par la suite à ne pas confondre les différentes images.

Plage de Lumière Uniforme maître

Calcul de l'image de champ plat maître (PLU maître, ou master flat)

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

La deuxième étape consiste à construire l’image de champ plat maître ou "master-flat". Comme dans la première étape, nous allons ouvrir l'ensemble des images de champ plat prises au télescope : cliquer sur le menu FILE puis sélectionner IMPORT et IMAGE SEQUENCE.

Apres s’être assuré que l’on se trouve bien dans le répertoire contenant les données de calibration : entrer une chaine de caractère contenue dans le nom de toutes les images de champ plat. Dans notre exemple, « flat_R ». Toutes les images de champ plat sont ouvertes dans une pile. Nous voyons dans notre exemple que dix images de champ plat ont été réalisées.

Nous allons ouvrir une deuxième pile contenant les mêmes images pour les inspecter. Sans modifier les images de la première pile qui seront utilisées pour la réduction proprement dite. Nous allons commencer par optimiser le contraste des images afin de vérifier qu’elles ne contiennent pas de défauts importants : cliquer sur PROCESS et ENHANCE CONSTRAST puis normaliser toutes les images en même temps.

En les inspectant tour à tour, on constate qu’il n’y a pas de différence notable sur l’aspect général des images, ni d’image avec un défaut particulier qui devrait être retirée de la pile. Nous voyons clairement apparaitre plusieurs types de défauts :

Les anneaux sombres sont dûs à des poussières qui se trouvent sur les différents éléments optiques du télescopes ou de l’instrument. Nous voyons aussi des gradients de lumière en arrière plan qui peuvent être dus à des effets de vignettages, c'est-à-dire d’ombre ; ou aux pixels du détecteur qui réagissent de manière différente à une même intensité de lumière. Enfin, certaines lignes du détecteur sont défectueuses et ne permettent plus de transférer le signal correctement. Elles apparaissent sous la forme de lignes blanches ou noires.

Master Flat

Menu STACK et ZPROJECT

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Menu STACK et ZPROJECT

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Pour effecteur des calculs entre images : Menu IMAGE CALCULATOR …

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Nous pouvons maintenant construire une image de champ plat maître ou master-flat. Pour cela cliquer sur IMAGE, STACKS et ZPROJECT. Verifier à nouveau que la méthode de combinaison est bien la médiane : le logiciel va calculer l’image médiane des dix images de courant d’obscurité et l’afficher. Il est important de ne pas oublier que la mesure de champ plat contient également le courant d’obscurité qu’il faut donc retirer.

Pour cela cliquer sur PROCESS et IMAGE CALCULATOR. Sélectionner l’image médiane que nous venons de calculer et soustraire l’image de courant d’obscurité maître. Nous devons maintenant normaliser cette image à 1 :

cliquer sur ANALYZE puis MEASURE et relever la valeur MAXIMALE..
cliquer sur PROCESS, MATH et DIVIDE.

Entrer la valeur maximale mesurée à l’étape précédente et valider. L’image de champ plat maître est prête.

Pour la sauvegarder, cliquer sur FILE SAVE AS et FITS.

Prenez garde à bien sauvegarder cette image dans le bon répertoire à lui donner un nom de fichier explicite. Nous pouvons maintenant fermer les fenêtres devenues inutiles pour la suite des opérations pour nous préparer à la réduction proprement dite.

"Réduire" les images

Réduction

illustrations/reduction-image-ImageJ.png

Calcul de l'image réduite, à partir de l'image brute et des master dark et master flat, à l'aide d'ImageJ et selon l'équation de la réduction

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Le processus de réduction peut se résumer en une équation trés simple appelée "Équation fondamentale de la réduction" : ImageRéduite=(ImageObservée-ImageDeCourantObscurité)/ImagedeChampPlat

Étape de réduction proprement dite

Commencer par ouvrir l’image scientifique brute à réduire en cliquant sur FILE et OPEN. Revenir au répertoire où se trouvent les données collectées au télescope et sélectionner l’image à traiter.

Appliquer l'équation de la réduction

Menus PROCESS et IMAGE CALCULATOR … pour effectuer les opérations de l'équation de la réduction :

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Menus PROCESS et IMAGE CALCULATOR … pour effectuer les opérations de l'équation de la réduction :

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

Soustraite de l'image brute, le master dark (image de courant d'obscurité maître)

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Diviser le résultat précédent par la master flat (image de champ plat maître)

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Cliquer sur PROCESS et IMAGE CALCULATOR.

Sélectionner l’image que nous venons de calculer et diviser par l’image de champ plat maître.
Sélectionner l’image à réduire puis soustraire l’image de courant d’obscurité maître ; nous vous conseillons de fermer l’image brute pour éviter toute confusion par la suite.

L’image réduite s’affiche. Fermer à nouveau le résultat intermédiaire précédent pour éviter toute confusion. Nous pouvons également fermer les images de calibration maître, sauf si d’autres images dans la même bande doivent être réduites.

Image scientifique

Mesure de la distance entre la naine blanche centrale et l'enveloppe de gaz qui l'entoure

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

En observant l'enveloppe de gaz de M57 avec un filtre bleu, on voit la distribution du gaz oxygène ionisé

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

En observant l'enveloppe de gaz de M57 avec un filtre rouge, on voit la distribution du gaz hydrogène ionisé

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Nous avons maintenant une image scientifique réduite qui a été corrigée des défauts du détecteur et de l’instrument. Elle est prête à être exploitée scientifiquement.

Pour cela nous devons la sauvegarder en cliquant sur FILE SAVE AS puis FITS. Penser a nouveau a bien sauvegarder cette image dans le bon répertoire a lui donner un nom de fichier explicite.

Trichromie

Image couleur

Alignement des images réduites dans chacunes des bandes (filtres) grace au plugin StackReg, d'ImageJ

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Combinaison des images réduites dans chacune des bandes (filtres) Rouge, Bleu, Visible

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Aprés réduction des données et création de l'image composite : M57 observée au T80

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour réaligner les images de la pile, menu PLUGIN et STACKREG

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Nous avons vu comment réduire l’image brute d’un objet dans une bande d’observation donnée. Nous allons maintenant voir comment combiner différentes bandes pour former une image couleur en trois bandes.

Trichromie sur M57

Cliquer sur FILE, IMPORT et IMAGE SEQUENCE pour ouvrir les images de l'objet observé dans différentes bandes.

Jusqu'à présent nous avons réduit ensemble l’image de M57 en bande R, nous avons préparé les images scientifiques réduites de M57 dans les bandes B et V en suivant la même méthode.

Les images réduites de M57 en bandes B, R et V s’affichent dans une même pile que nous pouvons inspecter visuellement. Nous constatons que les 3 images ne sont pas correctement alignées : les étoiles présentent dans le champ apparaissent a différentes positions sur chacune des images de la pile. Il faut donc tout d’abord réaligner les trois images.

Aligner les images

Cliquer sur PLUGINS, STACKREG et a nouveau STACKREG, sélectionner une transformation par translation qui donne les meilleures résultats. Le logiciel réaligne automatiquement les images. Si nous inspectons à nouveau la pile, les étoiles apparaissent maintenant à la même position sur l’image.

Combiner les images

Nous allons maintenant pouvoir combiner les trois images (en associant un canal de couleur (R,V (comme Vert) et B) à un filtre (filtre bande B, R et V comme Visible) :

Il faut séparer les images de la pile :
- Cliquer sur IMAGE, STACKS et STACK TO IMAGES.
- Cliquer maintenant sur IMAGE puis sur COLOR et MERGE CHANNELS.
Il faut maintenant associer le bon filte au bon canal de couleur : la bande R au rouge, la bande V au vert, et la bande B au bleu.

Vraies/Fausses couleurs

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour réaligner les images de la pile, menu PLUGIN et STACKREG

Crédit : HST (Hubble Space Telescope)

Crédit : STScI/NASA

Plus d'images de M57 …

MESSIER. More images from M57. In Hubble Space Telescope images the Ring Nebula M57. [consulté le 2012]. http://messier.seds.org/more/m057_more.html. M57 dans le catalogue MESSIER (images, informations …).

Question de codage

Noter que dans cet exemple, les trois filtres correspondent aux couleurs primaires ce qui permet de faire une synthèse additive des couleurs et ainsi reproduire une véritable image couleur qui reproduit l’objet quasiment comme notre œil "le verrait".

Rien n’empêche d’associer aux trois cannaux de couleur des filtres différents correspondants à des rayonnements qui peuvent même être invisibles à l’œil et produire ainsi des images en fausses couleurs. Les images que l’on voit dans les magazines ne sont donc pas forcément réalistes !

Réponses aux QCM

pages_exercices-ondes/corps-noir.html

QCM 'Corps noir'

Question 1
Solution : réponse 1) (Si on veut étudier la lumière émise par un objet en raison de sa température T, il faut éviter de fausser l'observation avec la lumière ambiante réfléchie par l'objet. Une solution est d'étudier un objet qui absorbe toute la lumière ambiante, ainsi seule la lumière émise par l'objet en raison de la température de l'objet sera détectée. C'est ce type d'objet qu'un astronome appelle "corps noir".)
Solution : réponse 2) (Si on veut étudier la lumière émise par un objet en raison de sa température T, il faut éviter de fausser l'observation avec la lumière ambiante réfléchie par l'objet. Une solution est d'étudier un objet qui absorbe toute la lumière ambiante, ainsi seule la lumière émise par l'objet en raison de la température de l'objet sera détectée. C'est ce type d'objet qu'un astronome appelle "corps noir". Donc attention un corps noir peut être aussi brillant qu'une étoile ! C'est sa capacité à ne pas réfléchir la lumière incidente qui compte.)

pages_exercices-instruments/yeux-artificiels.html

QCM 'Dimension des télescopes'

Question 1
Solution : réponse 2)

Réponses aux exercices

pages_exercices-ondes/astronome.html

Exercice

Question 1
Solution :
L'astronomie est la science de l'observation des astres. Les astronomes cherchent à expliquer leur origine, leur évolution, leurs propriétés physiques (mouvement, forme) et chimiques (composition) : ils sont astrophysiciens.
Question 2
Solution :
Leur extrême éloignement ne permet (quasiment pas) pas d’étude in situ : l'astronome n'a pas sont objet d'étude à "portée de main", ni d'œil d'ailleur).

L’analyse des rayonnements électromagnétiques qu’ils émettent rend leur étude possible.

Voir la vidéo Lumière! Lumière !

pages_exercices-ondes/exercices-ondes.html

Exercice

Question 1
Solution :
Sa longueur d’onde ou sa fréquence et son intensité .
- La longueur d’onde est la distance entre deux maxima de l’onde électromagnétique. étant la vitesse de la lumière dans le vide, longueur d'onde et fréquence sont liées par la relation mathématique
- La fréquence est le nombre d'oscillations de l’onde électromagnétique par seconde, elle est mesurée en Hertz
- La période est la durée d’une pulsation (mesurée en seconde)
Question 2
Solution :
L' onde électromagnétique est la représentation des rayonnements électromagnétique : c'est une oscillation couplée du champ électrique et du champ magnétique qui se propage à la vitesse de la lumière.

La lumière désigne un rayonnement électromagnétique visible par l'œil humain. Les ondes radio, les rayons et sont aussi des rayonnements électromagnétiques.
Question 3
Solution :
Toutes les unités de longueur, mais dans le domaine optique on l’exprime en Angstrom ou en nanomètre, 1 Angstrom valant 0,1 nanomètre, soit 10^-10 mètre.
- 1Å = 0,1 m
- m
- 1nm = m
Question 4
Solution :
C'est le nombre d'oscillations de l’onde électromagnétique par seconde, elle est mesurée en Hertz, noté Hz
Question 5
Aide :
Attention aux unités et (on prendra pour la célérité de l'onde lumineuse, la vitesse de la lumière : m/s)

Solution :
, donc

où, exprimés en mètres m et m

Hz

pages_exercices-ondes/spectre-electromagnetique.html

Exercice 'Étendue du domaine du rayonnement électromagnétique'

Question 1
Solution :
Rayons γ : 10^-14 m ↔ Rayons X : 10¹² m ↔ Ultra Violet (UV) : 10^-10↔ 400 nm : VISIBLE : 750 nm ↔Infra Rouge (IR) : 10^-14↔ Radio : 10⁶

La lumière visible est un rayonnement électromagnétique, mais ne constitue qu'une petite partie du spectre électromagnétique.

pages_exercices-ondes/spectre-electromagnetique.html

Exercice 'Longueurs d'ondes et observations'

Question 1
Solution :
En raison de la présence de l’atmosphère terrestre qui absorbe certaines longueurs d’onde, seules des observations par satellite permettent de détecter les domaines gamma, X , UV et infrarouge (certaines fenêtres dans l’infrarouge peuvent être détectées depuis le sol).
Question 2
Solution :
Le domaine visible, l’infrarouge proche et la radio ne sont pas absorbées par l’atmosphère elles sont donc accessibles depuis le sol.
Question 3
Solution :
Un même objet émet généralement dans un spectre étendu de longueurs d’ondes. Chacun des composants ou régions de l’objet observé émet à différentes longueurs d’onde, l’observer à différentes longueurs d’onde permet donc d’explorer ses composants et ses différentes zones.
Question 4
Solution :
Les objets présentant des phénomènes physiques violents émettent principalement dans le domaine γ et X (étoiles à neutron). Les étoiles jeunes émettent principalement dans le domaine UV, les étoiles d’âge moyen dans le domaine visible, les poussières dans l’IR, les nuages moléculaires dans le millimétrique et le gaz neutre des galaxies dans le domaine radio à 21cm.

pages_exercices-ondes/corps-noir.html

Exercice

Question 1
Solution :
En physique, un corps noir désigne un objet idéal dont le spectre électromagnétique ne dépend que de sa température. En pratique, un tel objet matériel n'existe pas, mais il représente un cas idéalisé servant de référence pour les physiciens. Contrairement à ce que son nom suggère, un corps noir n'apparaît pas forcément noir. En effet l'adjectif «noir» signifie ici que l'objet lui- même absorbe toute la lumière extérieure qui tomberait sur lui, et ne reflète aucune radiation. La seule radiation provenant du corps noir est la radiation thermique, ne dépendant que de la température.
Question 2
Solution :
Dans le domaine visible.
Question 3
Solution :
Dans le domaine infrarouge ou radio.
Question 4
Solution :
Dans le domaine ultraviolet, X ou gamma.

pages_exercices-ondes/loi-wien.html

Exercice

Question 1
Solution :
On considère le corps humain comme un corps noir et on applique l'équation de Wien :

m, soit nm

Cette longueur d'onde se trouve dans le domaine de l'infrarouge du spectre électromagnétique.

pages_exercices-ondes/loi-wien.html

Exercice

Question 1
Solution :
, on a donc K

La température du Soleil est d'environ 5800 K
Question 2
Solution :
Question 3
Solution :
bla

pages_exercices-ondes/loi-planck.html

Exercice

Question 1
Solution :
La loi de Planck décrit la répartition de l'énergie électromagnétique rayonnée par un corps noir à une température donnée, en fonction de la longueur d'onde.

bla

pages_exercices-ondes/codes-lumière.html

Exercice 'Couleur apparente d'une étoile'

Question 1
Solution :
La couleur apparente d'une étoile (assez loin pour être considérée comme une source lumineuse ponctuelle), correspondant à :*******
- 4 000 K est rouge
- 5 000 K est jaune-orangeé
- 6 000 K est blanche (pic dans le vert)
- 15 000 K est bleue

pages_exercices-ondes/redshift.html

Exercice 'Calcul du décalage'

Question 1
Aide :
Rappel : Chaque élément chimique peut émettre ou absorber une série de longueur d'ondes caractéristiques. Cependant les observations en laboratoire et au télescope donnent des résultats différents selon que la source est au repos ou se déplace par rapport à l'observateur. On constate qu'au télescope la série émise ou absorbée présente un décalage en logueur d'onde. Ce décalage est du à l'effet Doppler.

Le décalage des raies spectrales est calculé à partir de la longueur d'onde observée () et de la longueur d'onde "normale" ()obtenue en laboratoire pour une source au repos.

On utilisera la formule :
- représente la valeur du décalage Doppler
- m/s est la vitesse de la lumière dans le vide
- la vitesse de la source par rapport à l'observateur
Et la formule :
- représente la valeur du décalage Doppler
- longueur d'onde observée
- longueur d'onde en laboratoire (source au repos)
Solution :
La source s'éloigne de l'observateur donc : km/s

On utilisera les formules : et

, la longueur d'onde observée sera nm

, la valeur de la longueur d'onde a augmenté, il y a donc décalage vers le rouge
Question 2
Solution :
La source s'éloigne de l'observateur donc : km/s

On utilisera les formules : (approximation si on ne tient pas compte des effets de la relativité restreinte, et

, la longueur d'onde observée sera nm

, la valeur de la longueur d'onde a augmenté, il y a donc décalage vers le bleu

pages_exercices-ondes/rayonnement.html

Exercice

Question 1
Solution :
1. Un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, s'ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs appelé spectre continu.
2. Un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs bien spécifiques : le spectre de ce gaz présente des raies d'émission.
3. Un gaz froid, à basse pression, éclairé par une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre des raies d'absorption. Ce gaz absorbe les mêmes couleurs qu'il émettrait s'il était chaud.

pages_exercices-instruments/yeux-artificiels.html

Exercice 'Télescopes de plus en plus grands'

Question 1
Solution :
Les petits télescopes sont utilisés pour mener des campagnes d'observations systématiques sur de grandes zones du ciel ou permettent de consacrer de nombreuses heures d'observation pour la recherche d’objets particuliers comme les exoplanètes.
Question 2
Solution :
Ces télescopes sont maintenant dédiés à des grands relevés.

Ils établissent des catalogues d’objets faibles (astéroïdes, étoiles, galaxies etc...) à différentes longueurs d’ondes afin que des études complémentaires de ces objets puissent être réalisées avec des télescopes de plus grande taille.
Question 3
Solution :
Ils permettent d’observer des objets de plus en plus faibles avec une résolution spatiale de plus en plus grande.

pages_exercices-instruments/yeux-artificiels.html

Exercice 'Grands télescopes'

Question 1
Solution :
10 m
Question 2
Solution :
8 m

pages_exercices-instruments/yeux-artificiels.html

Exercice 'Types de télescopes'

Question 1
Solution :
Ce télescope est caractérisé par un miroir primaire sphérique qui permet d’observer un champ plus grand, de l’ordre de 6 degrés carrés alors qu’avec des miroirs habituels le champ est de l’ordre de quelques minutes d’arc. Cette particularité fait que les télescopes de Schmidt ont principalement été utilisés pour cartographier l’ensemble du ciel.

pages_exercices-instruments/yeux-artificiels.html

Exercice 'Télescopes du futur'

Question 1
Solution :
Ils permettent d’observer des objets de plus en plus faibles avec des résolutions spatiales de plus en plus grandes.
Question 2
Solution :
- Affiner la mesure des paramètres fondamentaux de l’univers
- Détecter les premières étoiles de l’univers
- Comprendre la formation des galaxies et leur évolution.
- Identifier la nature de la matière noire.
- Etudier les exoplanètes.
Question 3
Solution :
- Projet E-ELT (European Extremely Large Telescope): miroirs primaires de 30 à 100 mètres de diamètre.
- TMT 30m de diamètre
- GMT: Giant Magellan Telescope, 24.5m

pages_exercices-instruments/yeux-artificiels.html

Exercice 'Techniques utilisées'

Question 1
Solution :
L’optique adaptative permet de corriger les effets de la turbulence atmosphérique.
Question 2
Solution :
La spectroscopie multi objets permet d’obtenir simultanément le spectre d’un grand nombre d’objets dans un même champ. Il est possible d’observer plusieurs centaines d’objets ce qui permet un gain de temps considérable par rapport à l’époque où les spectrographes n’observaient qu’un objet à la fois. Ainsi l’étude d’objets composés de nombreux éléments comme les amas globulaires ou les amas de galaxies a beaucoup progressé.
Question 3
Solution :
L’interférométrie permet d’accroître le pouvoir de résolution spatiale d’un seul télescope en combinant les images obtenues par plusieurs télescopes associés. L'interférométrie est utilisée en astronomie aussi bien avec des télescopes optiques qu'avec des radiotélescopes. Son avantage est de permettre une résolution équivalente à celle d'un miroir (ou radiotélescope) de diamètre équivalent à l'écart entre les instruments combinés.
Question 4
Solution :
- Détection de gaz chaud dans lesquels baignent les amas de galaxies
- Noyaux actifs de galaxies, trous noirs.

pages_exercices-instruments/voir-invisible.html

Exercice

Question 1
Solution :
La première exoplanète a été détectée en 1995 par l’équipe de M. Mayor et D. Queloz avec le 1,93 mètre de l’OHP équipé du spectromètre ELODIE. C'est l'étoile 51 Pegasi qui a montré la première "exoplanète".

quelques photos du télescope et de spectro (voir stages DU)
Question 2
Solution :
La période de révolution de la planète autour de son étoile.

La rotation de la planète invisible autour de l’étoile induit une variation de la position de l’étoile dont la vitesse varie en fonction de la position de la planète. La mesure de la variation au cours du temps du décalage spectral des raies du spectre de l’étoile permet de calculer la période de révolution de la planète autour de son étoile.
- Voir la méthode des transits
- 51 Peg
Question 3
Solution :
Avantages : pas de turbulence atmosphérique – observation de toutes les longueurs d’ondes (de gamma à radio). Inconvénients : Petits télescopes, durée limitée des mission, pas de réparation possible (sauf Hubble).
Question 4
Solution :
Les radiotélescopes permettent de révéler des objets ou des composants de certains objets invisibles à d’autres longueurs d’ondes. Ils permettent surtout d’observer le composant le plus répandu dans l’univers : l’hydrogène neutre qui émet à la longueur d’onde de 21 cm. L'astronomie millimétrique permet d'observer les molécules complexes présentes dans le milieu interstellaire.
Question 5
Solution :

pages_exercices-galilee/exercices-galilee.html

Exercice 'Point équant'

Question 1
Aide :

pages_exercices-galilee/exercices-galilee.html

Exercice 'Univers'

Question 1
Solution :
Division de l'Univers entre Sublunaire (imparfait, corruptible, soumis aux changements) et le supralunaire (parfait, éternel...). Organisation de sphères enchassées les unes dans les autres.

pages_exercices-galilee/exercices-galilee.html

Exercice 'Condamnation'

Question 1
Solution :
Mise à l'index du "De Revolutionibus" de Copernic. Demande du pape à Galilée de ne pas présenter la nouvelle organisation du monde comme étant la seule, Pression des Jésuites et du Roi d'Espagne sur le Pape (lutte avec les protestants)

pages_exercices-galilee/satellites-galileens.html

Exercice 'Satellites de Jupiter'

Question 1
Question 2
Solution :
Le simulateur Stellarium montre qu'Europe est juste devant Io et qu'il cache Io. Donc les satellites Callisto - Europe (qui cache Io) – la planète Jupiter – et le satellite Ganymède.
Question 3
Aide :
Placez-vous dans le référentiel jupitérien pour mieux comprendre les observations vues de la Terre

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Exercice 'Qu'est-ce qu'une galaxie'

Question 1
Solution :

Spectre du corps noir	Raies en émission	Raies en absorption
La lumière continue du spectre d'une galaxie provient des étoiles. Les étoiles sont des corps noirs presque parfaits. Le spectre continu d’une galaxie correspond au mélange de tous les corps noirs émis par les milliards d’étoiles.	Les raies d'émissions observées dans le spectre d'une galaxie proviennentdu gaz. Dans le domaine visible, les raies d’émission proviennent du gaz chaud ionisé par les étoiles massives (nébuleuse d’émission ou région HII).	Les raies d'absoption observées dans le spectre d'une galaxie proviennent essentiellement des atmosphères stellaires.

pages_tp-ondes/exercices-spectres-2.html

Exercice

Question 1
Solution :
Dans le spectre de NGC 5236 nous pouvons observer :
1. Des raies d’émission, exemple à 655nm et 486nm (spectres en émission)
2. Des raies en absoprtion, ex. dans la région [370-450]nm (spectre en absorption)
3. Un spectre continu. Les raies d’absorption et d'émission sont superposés sur un spectre continu. Dans cette galaxie la partie bleue du spectre continu (vers les petites longueurs d’onde) est plus intense que la partie rouge.
Spectre de la galaxie NGC 5236
Spectre de la galaxie NGC 5236
Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

pages_tp-ondes/exercices-spectres-2.html

Exercice

Question 1
Solution :
La galaxie NGC 5236 contient une importante quantité de gaz chaud, comme le témoigne les raies intenses en émission. Elle contient aussi des étoiles (ouf) détectables par le spectre continu et les raies d’absorption.

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Exercice 'Comparaison de spectres de galaxies'

Question 1
Aide :
Pour afficher les spectres des galaxies en deux dimensions et au dessous en une dimension :
1. Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
2. Cliquer sur l’image de la galaxie M33
3. Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 4472
Comparaison de spectres
spectres des galaxies M33 (tracé vert) et NGC4472 (tracé bleu)
Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Solution :
à écrire plus précisemment : observer ce qu'affiche le programme ==> interprétation
Question 2
Solution :
Oui. Le continu de M33 est beaucoup plus intense que NGC 4472 dans la partie bleue du spectre. M33 est donc plus bleu que NGC 4472.
Question 3
Solution :

pages_tp-traitement/giraffe.html

Exercice

Question 1
Question 2
Solution :
Ces raies d’émission sont plus larges que les raies d’émission d’origine nébulaire liées aux nuages de gaz sur la ligne de visée.

pages_tp-traitement/hip06999.html

Exercice

Question 1
Solution :
En astronomie observationnelle, la réduction de données est très importante car elle permet de corriger des effets instrumentaux des images ou des spectres acquis pendant l'observation. L'observation astronomique avec une caméra CCD implique 2 principales corrections : le champ plat et le courant d'obscurité.

La correction de champ plat consiste à corriger la réponse non uniforme pixel à pixel d'une matrice CCD. Pour cela on utilise une image (appelée « flat field » ou « champ plat» ) où l'intensité est quasiment la même partout dans le champ. Ceci peut être fait en observant le ciel à l'aube ou au crépuscule.

Le courant d'obscurité est un signal que l'on observe même lorsqu'aucune source n'éclaire la matrice CCD. Son origine est thermique et ne correspond à aucun signal astrophysique. Il faut donc corriger l'image brute de cet artefact en soustrayant à cette image, une image prise dans l'obscurité ( champ d'obscurité ou « dark field » en anglais).