L'information recherchée dans un signal s'exprime de diverses façons. Cette section présente les grands principes en oeuvre et les techniques instrumentales associées, pour traiter au mieux les photons selon :
L'information portée par les photons peut être traitée de diverses façons, ainsi que le montrent les illustrations suivantes.
. Ce domaine spectral est sélectionné par un filtre étroit. Noter l'unité spectrale, inverse de la longueur d'onde.
ObjectifsDistinguer différents principes instrumentaux.
La liste qui précède est austère. Les pages qui suivent illustrent comment ces techniques sont mises en pratique, et dans quel but.
Les données astrométriques permettent une foultitude de choses, comme par exemple de précisément caractériser un champ autour d'un objet. Les figures ci-jointes décrivent de diverses manières l' environnement d'une étoile, une carte, ou par les coordonnées.
Le principe de mesure de Gaia repose sur le balayage du ciel simultanément le long de deux lignes de visée. Le scénario de pointage met en oeuvre la rotation propre et la précession du satellite. Le montage optique s'appuie sur une structure stable.
DéfinitionL'astrométrie a pour but de mesurer la position des astres, leur parallaxe et donc leur distance, leur mouvement propre. Elle opère un travail indispensable de repérage et d'arpentage.
Repérer précisément les astres, c'est avoir accès à leur distance, par l'étude de la parallaxe. Repérer leur mouvement propre, c'est avoir accès aux causes dynamiques du mouvement, et donc mesurer des masses.
| date | observation | nombre d'objets | précision (") |
|---|---|---|---|
| -150 | Hipparque | 1000 | 1100 |
| 1590 | Tycho | 1000 | 60 |
| 1690 | Flamsteed | 4000 | 10 |
| 1850 | Argelander | 26000 | 1 |
| 1975 | US Naval Observatory |  | 0.04 |
| 1995 | Hipparcos | 120000 | 0.001 |
| 2012 | Gaia |  |  |
L'agence spatiale européenne a exploité le satellite Hipparcos durant les années 1990, et lancé la mission Gaia fin 2013. Ces 2 missions ont pour but principal l'arpentage de l'Univers, obtenu par une très grande précision astrométrique.
Hipparcos comme Gaia sont des missions spatiales. L'écran de l'atmosphère terrestre est évité, la déviation d'un rayon lumineux au travers des couches atmosphériques étant bien trop importante par rapport à la précision recherchée, de l'ordre de la milliseconde d'arc. La précision des missions Hipparcos et Gaia s'appuie sur le principe de l'observation simultanée de 2 champs stellaires, dans 2 directions faisant entre elles un angle fixé et stable (106.5 deg). Comme un compas sert à repérer des distances (linéaires ou angulaires), de proche en proche les positions relatives des objets sont fixées les unes par rapport aux autres.
Gaia doit mesurer la précision d'un milliard d'objets dans la galaxies (soit 1% de son contenu stellaire), avec une précision de quelques millionièmes secondes d'arc pour les cibles les plus brillantes.
| magnitude | 10 | 15 | 20 |
| parallaxe (mas) | 0.007 | 0.027 | 0.3 |
La simulation ci-dessous permet de lire les positions et mouvements repérés par le satellite européen Hipparcos dans l'amas ouvert des Hyades. Noter que la précision des positions effectivement repérées par Hipparcos est infiniment meilleure que celle restituée par l'appliquette.
Précision astrométrique et inégalité de HeisenbergDifficulté : ☆☆☆ Temps : 45 min
Cet exercice se propose de montrer que la précision astrométrique
d'un satellite tel Hipparcos ou Gaia peut être estimée par
l'application des inégalités de Heisenberg. On s'intéresse pour
ceci à la propagation d'un photon, issu d'un objet ponctuel à
l'infini, dont la trajectoire intercepte le miroir primaire de
détection (!). On munit l'espace d'un repère orthonormé 
telle que le plan 
corresponde au miroir primaire de la
détection. La quantité de mouvement du photon incident est
quasiment parallèle à 
. On suppose que la formation d'image
suit parfaitement les lois de l'optique géométrique.
On s'intéresse à l'interception du photon selon la direction 
.
Peut-on connaître la position de l'impact et de la réflexion du
photon sur le miroir? En déduire que le front d'onde incident est
découpé en tranche de largeur la dimension du miroir, que la
position selon l'axe 
est inconnue, et que donc elle est
affublée d'une incertitude de position 
.
[2 points]
On rappelle qu'un échantillonnage par valeur entière correspond à
un bruit de numérisation de 
. En déduire
l'incertitude de mesure de la composant selon 
de la quantité
de mouvement du photon.
[1 points]
Par inégalité de Heisenberg, les incertitudes de position et quantité de mouvement doivent vérifier :
avec la quantité de mouvement totale 
.
En déduire que l'incertitude de repérage de l'angle d'incidence du
photon vaut :
[3 points]
Faire l'application numérique pour Gaia, observant à la longueur
d'onde moyenne de 600 nm, avec 
. Cela est-il
compatible avec les performances annoncées, de l'ordre de 
à la magnitude 
? Pourquoi ?
[1 points]
La question précédente dimensionne l'incertitude pour 1 photon. On
montre plus loin dans le cours que pour 
photons effectivement
détectés, l'incertitude est divisée par 
. Combien de
photons doivent être détectés pour aboutir à la performance
annoncée.
[1 points]
Toute mesure photométrique doit s'appuyer sur un système de filtres précis, calibrés par rapport aux filtres des autres systèmes utilisés. Le projet MEGACAM au télescope CFH utilise le système ci-joint, couvrant du très proche UV au proche IR.
Les occultations, qui réunissent sur un même axe un objet du système solaire et une étoile, comme une éclipse réunit la Lune et le Soleil, ne sont pas que de simples événements fortuits : leur observation est riche en enseignement (métrologie, sondage atmosphérique...).
Les mesures photométriques recherchent souvent des variabilités, dont l'étude ouvre de multiples champs d'investigation. Plusieurs satellites passent actuellement leur temps à mesurer des flux stellaires avec une précision de plus en plus grande. Le satellite CoRoT a ainsi découvert une très petite planète. La microvariabilité d'une naine blanche (PG1159) est étudiée pour l'analyse de ses oscillations : la série temporelle enregistrée sur 8 nuits aboutit au spectre de Fourier.
DéfinitionPhotométrie : étude de la magnitude d'un astre dans un système de bandes spectrales.
Connaître précisément le nombre de photons de couleur donnée qui arrivent en un intervalle de temps donné permet de remonter à des considérations énergétiques.
Le problème est très souvent complexe, car il nécessite de tenir compte précisément de la transparence atmosphérique, de la fonction de transfert du collecteur et de l'instrument, de la réponse spectrale du détecteur...
Les effets mentionnés ci-dessus illustrent la complexité, voire l'impossibilité, d'une mesure photométrique absolue. Les mesures effectuées sont des mesures relatives, où la luminosité de l'objet, intégrée ou spectrale, est comparée à une référence.
Cette référence peut être une cible stellaire (telle l'étoile Véga p.ex, qui définit la magnitude apparente visuelle 0). Les mesures bolométriques, dans l'IR ou le submillimétrique, comparent le flux étudié à celui d'un corps noir calibré.
L'étude de la variabilité et de la microvariabilité est très fructueuse, pour observer des phénomènes à haute fréquence, associés à des variations intrinsèquement rapides ou bien dues à des phénomènes transitoires.
Mesurer un flux nécessite de la méthode, et cette dernière dépend du signal étudié. On peut pratiquer :
Imager permet de tracer la distribution de matière qui rayonne, qui absorbe... Une image en fausse couleur résulte de la superposition de 3 images prises dans 3 filtres différents.
Autrefois, avant l'introduction de la photographie à usage astronomique, à la fin du XIXe siècle, imager signifiait dessiner !
L'imagerie permet d'identifier les objets, pour les classer, pour faire le lien entre diverses observations à diverses longueurs d'onde... Un problème courant est de distinguer les sources stellaires des sources galactiques.
L'imagerie, répétée sur un même champ, permet la découverte des petits corps du système solaire, en mouvement apparent sur fond d'étoiles fixes. C'est p.ex. ainsi qu'ont été découverts les objets de Kuiper, éléments du système solaire situés au-delà des planètes géantes, en deçà des comètes, et s'en distinguant par des orbites relativement proche de l'écliptique et d'excentricité modérée.
Les séries temporelles d'images donnent accès aux cartes des objets enrotation, et à leurs variations
L'imagerie permet aussi de repérer des événements particuliers, comme p.ex. l'apparition de taches sur Jupiter.
ObjectifsTentative, désespérée, de classification des divers et nombreux champs d'application de l'imagerie en astrophysique
Définition 😁 Imagerie : fournir des images dans des systèmes de filtres standards, ou au-moins précisément référencés.
L'imagerie fournit des images. Pour obtenir une image, il faut au préalable avoir reçu 10 bons points. On peut échanger 10 images contre un petit livre.
Les images en astrophysique apportent l'information spatiale, qui permet le traçage et l'identification de la matière lumineuse. Cette information dépend essentiellement de la longueur d'onde d'observation.
La résolution spatiale, couplée avec une faible résolution spectrale, donne par exemple accès à des informations de température ; avec une forte résolution spectrale : traçage fin d'un élément, mesures Doppler...
Obtenir une image est relativement trivial dans certains cas, pas du tout dans d'autres.
Ceci peut être dû à la mise en forme du signal.
Dans les domaines X et surtout 
, la capacité d'imagerie des détecteurs est très limitée, et il est souvent difficile de bien localiser une source même intense. Du côté des très grandes longueurs d'onde, la tache d'Airy due à la diffraction peut atteindre une extension angulaire très grande ce qui limite la résolution spatiale.
La capacité d'imagerie dépend aussi de la technologie des détecteurs. Si en lumière visible les mosaïques CCD atteignent 2k x 4k, les performances sont bien plus limitées dans les longueurs d'onde infrarouges. En submillimétrique et radio, les détecteurs étant monopixels, les images sont construites par juxtaposition d'images élémentaires.
L'imagerie est le plus souvent menée dans des systèmes de filtres si possible référencées, afin de pouvoir mener des comparaisons entre diverses observations. Ces filtres couvrent continûment le spectre, en bande large.
, alors que Io apparaît bien plus brillant à cette longueur d'onde.
L'imagerie multispectrale, gourmande en photons, est menée sur des objets brillants, comme typiquement les objets du système solaire. Selon la longueur d'onde d'observation, les disques solaire, jovien ou de Titan présentent différents aspects. Les domaines spectraux sont ici adaptés au phénomène étudié.
L'intérêt de l'imagerie multi-spectrale est de permettre une modélisation précise de l'objet observé. Par application de code de transfert de rayonnement, cette modélisation permet typiquement de contraindre la température et la composition de l'objet. Le diaporama ci-contre illustre une application sur la calotte martienne sud, observée par l'instrument OMEGA à bord de la sonde Mars Express.
Selon la longueur d'onde d'observation, la Voie Lactée se présente sous différents aspects : chaque longueur d'onde apporte des informations complémentaires sur sa structure.
L'imagerie spectrale, comme son nom l'indique, fournit des images enregistrées dans un domaine spectral bien précis, défini par un filtre adapté aux propriétés de l'objet. Cela permet de tracer la distribution de matière contribuant à une signature spectrale donnée.
Cette technique est coûteuse en photons, et l'utilisation de filtres étroits nécessite une source brillante (dans le cas du soleil, ce genre de problème ne se pose bien sûr pas).
L'imagerie multispectrale combine les avantages de l'imagerie et de la spectrométrie. Comme le nombre de photons est divisé et spatialement et spectralement, la source se doit d'être lumineuse pour des observations avec un rapport signal à bruit suffisant.
QCMLa Voie Lactée en couleursDifficulté : ☆☆ Temps : 20 min
Exercice de synthèse, basé sur les images multi-spectrales de la Voie Lactée, en 
, X, visible, proche, moyen et lointain infrarouge, raie de 
, H atomique, et radio.
Dans quel système de coordonnées ces cartes sont-elles représentées ?
[1 points]
Quels domaines spectraux sont dominés par, respectivement, des sources ponctuelles intenses, une émission de type corps noir, l'absorption par des molécules ou des poussières, la réémission de ces derniers ?
[3 points]
Les spectromètres pour la haute résolution spectrale ne datent pas d'hier. Mais l'avènement des caméras CCD, qui permettent d'enregistrer un signal sur 2 dimensions, a renouvelé le principe instrumental de la spectrométrie à haute résolution, en ajoutant à la dispersion principale une dispersion croisée, qui permet l'enregistrement simultané de tout le domaine spectral sur une caméra CCD.
Un spectromètre à réseau disperse la lumière dans ses ordres élevés, et les différents ordres sont séparés par une dispersion croisée obtenue à plus basse résolution. L'avantage d'une telle instrumentation est d'aboutir à un enregistrement simultané de tout le spectre, comme p.ex. ce spectre solaire.
Le spectromètre HARPS dédié à la recherche d'exoplanètes est à l'heure actuelle le meilleur instrument de sa catégorie. Il atteint la résolution 
, en proposant une excellente stabilité. Les mesures sont stables et reproductibles, sur une durée de plusieurs années, à mieux que le milliardième près. Les spectres de HARPS sont obtenus avec les différents ordres d'interférences repliés sur une image ; l'image, traitée, conduit au spectre.
DéfinitionSpectrométrie : étude des spectres.
Bien distinguer l'identité spectrale des photons permet de remonter à la nature des éléments construisant le rayonnement, par absorption ou par émission. La spectrométrie à haute résolution permet aussi, via l'analyse Doppler, des mesures très précises de vitesses radiales, comme p.ex. celles qui ont conduit à la découverte des planètes extrasolaires.
Parmi les disperseurs efficaces, l'instrumentation astrophysique s'appuie couramment sur les spectromètres à réseau ou par transformée de Fourier.
Le principe du spectromètre HARPS (ESO/Observatoire de Genève) est expliqué ci-joint.
Principe du spectromètre HARPS
Le spectromètre HARPSDifficulté : ☆☆☆ Temps : 45 min
Le spectromètre HARPS, mis en service au printemps 2003 à La Silla, l'un des sites chiliens de l'ESO, a pour but la recherche des exoplanètes. On se propose ici de retrouver quelques-unes des qualités qui lui permettent d'atteindre les objectifs scientifiques fixés.
Le spectromètre est installé derrière le télescope de 3.6 m de l'ESO. Sa pièce principale, le réseau, présente une hauteur 
de 20 cm. Déterminer le grossissement 
du montage afocal permettant un éclairement optimum du réseau, en supposant un faisceau non divergent.
Montrer qu'une déviation 
dans le champ objet se traduit par une variation 
de l'angle dispersé.
Rappeler l'expression donnant les variations 
de l'angle de dispersion 
en fonction des variations de longueur d'onde 
, du pas 
du réseau, et selon l'ordre d'interférence 
.
On cherche à déterminer le champ objet maximal, qui permette
d'atteindre un pouvoir de résolution 
. Montrer que cette performance nécessite un faisceau émergeant du spectromètre de taille angulaire limitée à
et conclure. On fera l'application numérique avec les données :
, 
et un ordre d'interférence 
à 
:
Justifier a posteriori l'hypothèse de non-divergence du faisceau. On pourra considérer un faisceau optique de longueur 8 m dans l'instrument.
Plusieurs techniques permettent de réaliser la spectro-imagerie, càd une information spectrales pour plusieurs objets, plusieurs points du champ ou bien tout un champ.
La fente du spectromètre sélectionne les objets du champ. La dispersion, perpendiculaire à la fente, apporte un spectre pour chacun de ses objets .
L'image est optiquement découpée en tranches, afin de couvrir la fente d'entrée du spectro. L'analyse des images monochromatiques de la fente d'entrée permettra de reconstituer chacune des régions initiales.
La fente du spectromètre est alimentée par un faisceau de fibres. Ces fibres sélectionnent les objets du champ à étudier, qui donc n'ont pas besoin d'être alignés.
Les champs sélectionnés peuvent être imagés sur un petit nombre de pixels à l'aide de galettes de microlentilles alimentant des fibres optiques.
DéfinitionSpectro-imagerie : spectrométrie sur un champ non limité à un seul point source.
La spectrométrie à fente longue a pour objet l'enregistrement simultané de spectres à basse résolution pour les différentes sources sélectionnées par la fente. Le flux issu de chaque sous-région de la fente est dispersé. La dispersion étant perpendiculaire à la fente, l'image bidimensionnelle finale résulte du produit de 2 dimensions : l'une est spectrale, l'autre est spatiale.
La spectrométrie multi-objets réalise l'enregistrement simultané de spectres à basse résolution pour plusieurs régions d'une image. Les flux de ces régions sont collectés via des fibres, qui organisent une anamorphose de l'image. En entrée, les sources sont réparties indifféremment dans le champ ; en sortie, leurs images par les fibres, sources pour le spectromètre, sont alignées le long de la fente.
Le flux issu de chaque fibre est dispersé. Comme pour la spectrométrie à fente longue, l'image bidimensionnelle finale résulte du produit de 2 dimensions : l'une spectrale, l'autre spatiale. Mais la correspondance entre les pixels et le champ est à considérer selon l'anamorphose effectuée.
Par rapport à la spectrométrie à longue fente, la souplesse des fibres permet de sélectionner plus pertinemment les sources.
La spectrométrie intégrale de champ propose l'enregistrement simultané de spectres à basse résolution de tout un champ objet. L'objet est découpé en un certain nombre de régions, chacune étant alors considérée comme une source ponctuelle, ensuite dispersée.
L'espace entre les images de chacune de ces sources ponctuelles est suffisant pour permettre d'enregistrer, pour chacune, un spectre à basse résolution.
La fente du spectromètre UVES de l'ESO, fonctionnant en spectrométrie multi-objets, est illuminée par 8 fibres. Sept d'entre elles visent 7 cibles, la 8ème est réservée à la référence spectrale (une lampe à vapeur spectrale, dont on voit les raies en émission).
Spectrométrie multi-objets
Spectrométrie intégrale de champ
La résolution spatiale est dégradée, pour permettre l'enregistrement de spectre sur une grille de régions du champ. Le réseau de microlentilles découpe le faisceau, et crée autant d'images ponctuelles qu'il y a de microlentilles. Ces images ponctuelles sont ensuite autant de sources pour un spectrographe. On récupère en sortie un spectre de résolution moyenne pour chaque région de l'objet découpée par la microlentille (cf instrument CFHT/Observatoire de Lyon).
Spectrométrie intégrale de champ : résolutions spatiale et spectraleDifficulté : ☆☆ Temps : 20 min
Cet exercice a pour but d'estimer l'ordre de grandeur des performances d'un spectromètre intégral de champ, qui donne des images sur un CCD de 2k 
2k (2000 fois 2000 pixels).
On note 
le pouvoir de résolution spectrale visé, 
le nombre d'éléments spectraux correspondant, 
le nombre d'informations spatiales souhaité.
Montrer que, si l'intervalle spectral est large, alors en ordre de grandeur
. On se place par la suite dans le cadre de cette hypothèse.
Montrer que le produit 
est nécessairement borné.
On considère pour la suite qu'entre le codage, l'étalonnage, la séparation des spectres..., une information élémentaire nécessite 20 pixels. On souhaite une résolution spectrale de 200. En déduire le nombre d'informations spatiales maximal.
21 km
Aux grandes longueurs d'onde, submillimétriques ou radio, les techniques interférométriques s'imposent pour un gain en résolution angulaire (voir l'exercice correspondant).
On nomme VLTI la configuration interférométrique des télescopes du VLT. La longueur de cohérence pour une source astronomique étant limitée, l'obtention de franges d'interférence nécessite des lignes à retard pour mélanger les faisceaux des différents collecteurs. Une des premières opérations du VLTI a consisté en la mesure de diamètres stellaires d'étoiles de la séquence principale. La mesure de ces diamètres angulaires est impossible sans la haute résolution apportée par l'interférométrie.
du Bouvier (Arcturus) résulte de la visibilité des franges d'interférence obtenues par interférométrie.
Les mesures effectuées sont des mesures de visibilité de franges d'interférence. Plus la source est étendue, moins la visibilité des franges est marquée.
ObjectifsAugmenter la résolution angulaire, ultimement limitée par la diffraction d'un collecteur, en faisant interférer les faisceaux de plusieurs collecteurs.
PrérequisDiffraction, interférence ; la notion de cohérence spatiale est nécessaire pour justifier les techniques d'interférométrie.
est en 
; la tache image résultant de l'interférence sur la base 
est en 
.
Les faisceaux issus de 2 collecteurs pointant le même objet sont recombinés, de manière cohérente, pour interférer.
Définition
La ligne de base entre 2 collecteurs étant notée 
, la résolution angulaire de la tache image des faisceaux interférant à la longueur d'onde 
vaut 
.
Exemple de valeur numérique : dans le proche infrarouge, pour une base de 100 m :
.
Exemple de recombinaison : interféromètre de type Michelson, ou bien Fizeau. Dans ce dernier cas, les surfaces collectrices sont des éléments disjoints d'une surface collectrice unique.
L'interférométrie s'est développée dans un premier temps dans le domaine radio. Dans ce domaine de fréquence, la détection cohérente permet une recombinaison du signal plus aisément qu'aux fréquences optiques. La phase du signal étant enregistrée, cette recombinaison n'a même pas à être nécessairement menée en temps réel. L'interférométrie dans le domaine des grandes longueurs d'onde apparaît par ailleurs le plus souvent indispensable, la taille de la tache de diffraction dans ce domaine conduisant, malgré les grands diamètres collecteurs, à une résolution angulaire médiocre. L'interférométrie est aujourd'hui développée jusque dans le domaine visible : en l'absence de pupille de grande taille, c'est la seule technique donnant accès à la haute résolution angulaire.
On s'intéresse aux interférences construites entre paires de collecteurs. Le problème se ramène à une situation de type trous d'Young, avec l'analogie entre les trous d'Young et les collecteurs.
La longueur de cohérence du faisceau stellaire est limitée. Réaliser des interférences ne se limite pas à une sommation des intensités lumineuses : observer des franges d'interférence nécessite d'égaler les chemins optiques des 2 voies à quelques longueurs d'onde près avant leur recombinaison. Des lignes à retard optiques permettent de réaliser ceci.
De la même façon que le paramètre pertinent pour visualiser les franges d'interférences issus des trous d'Young est l'écart angulaire 
par rapport à l'image géométrique, il est utile de faire la correspondance entre la projection des lignes de bases de l'interféromètre, projetées sur le plan d'onde. Une configuration donnée, à une date donnée, va conduire à la mesure de la visibilité des franges d'interférences pour un vecteur angulaire donné 
.
La courbe de visibilité dépend de la taille angulaire de la source, dès lors que celle-ci est résolue par l'interféromètre. Plus la source sera étendue, plus les franges d'interférence apparaîtront brouillées dès lors que l'on s'éloigne angulairement de la direction de l'optique géométrique.
La ligne de base correspond à la projection sur le plan du ciel, donc orthogonale à la ligne de visée, de la position des télescopes. Du fait de la rotation de la Terre, elle varie au cours de l'observation.
Les animations ci-jointes montrent comment évoluent, au cours d'une séquence d'observation, les lignes de base d'un site avec 3 télescopes interférant, avec les fréquences spatiales sur le plan du ciel.
Si l'objet ne varie pas rapidement dans le temps, il est possible de prendre le temps de nombreuses configurations interférométriques, au besoin avec des changements de positions des télescopes (lorsque cela est possible), pour reconstituer suffisamment de fréquences spatiales et imager en détail l'objet.
QCM
-Cen, située à 4.2 AL du Soleil, de rayon linéaire voisin de celui du soleil (750 000 km)?
est nécessaire pour mesurer le diamètre d'une étoile de type analogue à 
-Cen mais située à 10 pc, en faisant la mesure à une longueur d'onde de 1 micron ?
sur une base 
est définie par :
L'interféromètre du plateau de BureDifficulté : ☆ Temps : 10 min
Les antennes de l'IRAM du plateau de Bure ont un diamètre de 15 m.
Déterminer la tache d'Airy, pour une observation menée à 230 GHz.
Que devient cette résolution pour une observation interférométrique avec une ligne de base de 400 m ? Déterminer le gain en éléments de résolution sur un objet.
Les différents programmes d'observations des différents télescopes ont conduit à l'accumulation de très nombreuses données, compilées dans de non moins nombreux catalogues. Aujourd'hui, soit ces catalogues sont devenus obsolètes, soit ils sont accessibles en ligne pour être accessibles, pour profiter à la plus large communauté, pour être intercroisés avec d'autres observations...
Un intérêt majeur d'un observatoire virtuel consiste à fournir des archives, p.ex. pour détecter un phénomène nouveau, tel l'apparition d'une supernova.
Approche multispectrale de M20 proposée par le Centre de Données Stellaires de l'Observatoire de Strasbourg. Les outils permettent de retrouver des informations, les comparer...
DéfinitionUn observatoire virtuel correspond à un centre de données, donnant accès à des observations passées classées, archivées, ainsi que des outils spécifiquement développés pour travailler ces observations.
Les évolutions technologies ne permettent pas seulement d'avoir des instruments plus performants, pilotés par des interfaces efficaces. Elles ouvrent aussi la possibilité de mettre à la disposition de la communauté des chercheurs les observations menées par les différents programmes.
Les bases de données classent et organisent dans des formats facilement portables les résultats obtenus par les grands observatoires, leurs programmes majeurs d'atlas et d'observation de régions précises, les missions spatiales...
Un observatoire virtuel, c'est une base de données suffisamment bien achalandée, organisée et agencée pour permettre non de réaliser une observation, mais d'accéder à des observations passées susceptibles de fournir les renseignements cherchés.
Un observatoire virtuel doit ainsi permettre :
Pour en savoir plus, voir p.ex. le site du Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS).
Cette section a exposé les principales mises en forme du signal astronomique. Chacune correspond à une instrumentation spécifique.
Une bonne part de la recherche astrophysique concerne le développement d'instruments encore plus puissants, efficaces, sensibles, précis, stables... sachant qu'il est impossible de tout faire simultanément.
pages_multispectral/multispectral-sexercer.html
pages_interferometrie-spatiale/interferometrie-spatiale-sexercer.html
pages_former/astrometrie-sevaluer.html
Réfléchir (!) à la formation d'image. Considérer une lentille équivalente pour se simplifier la vie.
L'échantillonnage en position se fait ici par pas de largeur 
.
Déterminer d'abord 
.
Déterminer 
en fonction de 
.
pages_former/spectrometrie-hr-sexercer.html
Rappel du montage afocal
Le grossissement du télescope doit transformer un faisceau parallèle de diamètre 
en un autre faisceau parallèle de diamètre 
. Le grossissement doit donc vérifier :
Relier la déviation de 
à celle de 
Vu le grossissement,
une déviation 
dans le champ objet se traduit par une variation 
dans le champ image. Le spectromètre, attaqué par une onde incidente déviée, renvoie la lumière dans une direction déviée d'autant. On retrouve donc pour 
cette déviation 
.
Le réseau envoie la lumière préférentiellement dans la direction 
obéissant à :
Différencier l'expression précédente.
Le réseau envoie la lumière préférentiellement dans la direction 
obéissant à :
A incidence 
fixée, la différentiation de la relation précédente donne :
D'où la relation de dispersion :
Faire le lien entre 
, 
et le grossissement 
.
La dispersion du réseau énonce :
La résolution souhaitée entraîne la nécessité de distinguer des éléments spectraux de largeur :
Par ailleurs, des variations de l'angle d'injection 
se traduisent par des variations de 
à hauteur de 
. On en déduit que les variations de l'angle 
doivent être contraintes par :
Et donc 
doit satisfaire :
L'application numérique donne (avec 
) :
On en déduit que le champ objet doit être extrêmement réduit. La fibre du spectromètre HARPS sélectionne ainsi uniquement 1" sur le ciel.
Estimer la divergence en fonction de la longueur 
proposée et de l'angle 
.
Une déviation angulaire 
avec un bras de levier de longueur 
se traduit par une déviation linéaire 
.
L'application numérique donne 
. Ces 0.5 mm sont totalement négligeables devant la hauteur du faisceau de 20 cm.
pages_former/spectro-imagerie-sexercer.html
Pour fixer les ordres de grandeur, on peut traduire large intervalle spectral comme 
.
Les définitions de 
et 
sont :
En supposant 
, on vérifie bien que
Réfléchir à la signification du mot pixel. Combien d'informations spatiales élémentaires un CCD de 2k 
2k peut-il traiter?
En supposant un rendement optimal, le nombre de pixels fournit le nombre d'éléments spectraux et spatiaux. Au mieux, pour un détecteur 2k 
2k :
Mais comme on va souhaiter échantillonner une information spatiale ou spectrale sur au moins 2 pixels, et qu'il est prudent de laisser des pixels non éclairés entre chaque spectre, il faut plutôt compter :
Montrer que, vu les hypothèses :
Avec 20 pixels par information élémentaire, on a :
L'application numérique donne un nombre d'informations spatiales indépendantes 
limité à :
Le nombre de pixels étant limité, on ne peut pas simultanément gagner en résolutions spatiale et spectrale.
pages_former/interferometrie-spatiale-sexercer.html
Revoir le cours sur la diffraction
Une fréquence de 230 GHz correspond à une longueur d'onde de 1.3 mm.
Avec la correspondance 230 GHz / 1.3 mm, on calcule l'extension angulaire de la diffraction :
Avec une base 
:
Un objet étendu de diamètre 21" est dans le premier cas visualisé sur 1 élément
de résolution, et sur 
dans le second.
