Manip T62 St Veran

 

Pour illustrer notre premier travail structuré sur l'interférométrie stellaire amateur, voici le descriptif de notre mission du mois d'août 2000 avec l'ambiance, le site et la manip que nous avons mise en place sur le T62. Cette petite présentation conviviale est  suivi du compte rendu d'observation paru dans "La lettre d'AstroQueyras" n°30 de Février 2001, rédigé par Michel Faucherre :

Pour commencer, voici l'équipe : 

The        TEAM

Cliquez sur l'image

Avec de gauche à droite au Premier rang :L.Sarounova, B.Trégon, R.Soubie

Au deuxieme rang :

J.Montanné, M.Faucherre, C.Ninet, M.Hernandez, J.C.LeFloch, D.Bouiges

 

Le directeur technique ;-))

La salle de contrôle

Le pilote (reflet sur l'écran)

Lendemain de travail

On dépouille à la volée les images de la nuit

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Le site

La montée

Vue d'en bas

Un autre monde....

Petite sieste en vue avant le travail

Début de nuit....

 

 

Le Matériel

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La manip Interférométrique

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Compte-rendu de mission à AstroQueyras du 21 au 27 Août –partie interférométrie

Michel Faucherre, Jean Montanné et Bernard Trégon

 

            Cette mission comprenait plusieurs volets (recherche et astrométrie d'astéroïdes, observation d’objets Messier, photométrie …); trois secondes parties de nuits furent consacrées à l’identification des problèmes en interférométrie stellaire et planétaire, et à l’enregistrement de quelques séries de franges sur Europe et Callisto, satellites de Jupiter, sur a TAU et sur une binaire serrée; de fait ce type de mesures dépend tellement des conditions du seeing que nous avons régulièrement contrôlé son évolution à l’observatoire, des mesures que nous relatons à la fin.

 

Le confort d’une observation à l’observatoire est impressionnant. Notre démarche consiste à n’utiliser que des outils accessibles ou réalisables par les amateurs: AstroQueyras, un grand masque à deux ouvertures (“Maskatrou”, réalisé par Bernard et par Claude Ninet) et des logiciels d’ACQ et traitement de données CCD, tels Prism ou Pisco; le seul maillon qui manque chez les amateurs est un logiciel qui sélectionne les “bonnes images” après calcul des transformées de Fourier rapides (TF) des images successives (pour en déduire la visibilité des franges -ou plutôt l’histogramme des moyennes des |TF|2 normalisées des franges…). Nous verrons aussi qu’il faut adjoindre à la caméra CCD un obturateur –mécanique, ça suffit- pour que le temps de pose soit compatible avec le temps d’évolution du seeing (< 50msec dans le visible), qui est aussi le “temps de non bougé” des franges; ceci parce que ces caméras n’ont pas de lecture vidéo (balayage standard: 20msec)… l’absence de données quantitatives lors de cette mission provient entre autres du fait que nous ne sommes pas parvenus à descendre au dessous de 110msec de temps d’exposition avec la caméra ST8; ceci fut cependant possible avec l’Audine de Jean Montanné, au prix d’un smearing excessif. Reprenons :

 

1- Equipement

 

Les gens de CORA emportaient avec eux un masque circulaire de 70cm de diamètre (Fig. 1) en bois comportant deux ouvertures carrées de côté 8,3cm dont la séparation peut varier de ≈25 à 58cm grâce à un moteur; de plus il est prévu que ces deux trous puissent tourner autour de l’axe optique du T62, ceci pour l’observation des binaires. Quelques adaptations furent nécessaires pour que le masque puisse se fixer à l’avant du télescope, car le support du secondaire est assez haut au-dessus de l’entrée (moteurs de focalisation). Le seul problème rencontré est celui des courtes bases nécessaires pour la mesure des satellites de Jupiter, dont les tailles sont comprises entre 0,7 et 1,7 secondes d’arc (’’), ce qui correspond à des bases pour les résoudre entre 25 et 10 cm respectivement; pour ces courtes bases, nous avons construit sur place un masque en carton à plusieurs bases fixes, qui nous a permis de résoudre Europe à l’œil.

 

Le problème de l’échantillonnage est critique en interférométrie; il faut alors une grande focale et de petits pixels, de façon à avoir au moins deux pixels par frange pour la plus grande base Bmax. Angulairement, une telle frange mesure l/Bmax = 0,65 X 0,206265 / 0,58= 0,23arcsec (’’). Grâce au doubleur de focale procurant une focale de 18,6m et des pixels de 9µm, aussi bien avec la ST8E qu’avec l’Audine, la résolution, ou angle vu par un pixel, est de 9 X 0,206265 / 18,6= 0,1’’, donc la plus petite frange couvre 2,3 pixels, c’est bien.

 

Autre point qu’il faut contrôler très fréquemment: la focalisation; en effet les franges n’apparaissent que dans la partie superposée des deux images; mais les images se séparent aussi, et beaucoup plus vite, sous l’effet pervers du seeing ! de fait cette question de la superposition est critique quand il s’agit de mesurer le contraste des franges: il chute de 10% dès lors que les deux images sont décalées de 15% de leur diamètre, et nous étions dans la situation la pire avec un seeing, situé entre 1 et 2’’, de l’ordre du diamètre de diffraction (: l/D = 0,65X206,265/83 ≈ 1,5’’);  c’est en effet dans ce cas que l’effet du “tilt” atmosphérique, qui se traduit par des variations aléatoires autour du foyer du photo-centre de chaque image, est le plus grand. Nous le savions mais n’avions pas le choix; à ceci deux solutions: sélectionner les “bonnes images”, quand elles se superposent à mieux que 95%, ce qui revient à en jeter 4 sur 5, ou bien “vibrer” les faisceaux, c.a.d. les faire passer sur des “tip-tilt”, c.a.d. des miroirs plans à deux axes de rotation qui recentrent très rapidement les deux images au même point (on parle d’optique adaptative au premier ordre); plusieurs amateurs construisent actuellement en France de tels systèmes, équipés de 4-quadrants comme senseurs de tilt; ceci est de beaucoup la meilleure solution mais elle a un prix…

 

Nous avons utilisé essentiellement  deux logiciels pour l’acquisition des images à franges, qui se sont révélés tout à fait adéquats: PRISM et CCDOBS (livré avec la ST8), et un peu PISCO. Malheureusement  notre principale limite est venue de la durée minimale d’exposition avec la ST8, de 110msec; il a fallu être sur place pour réaliser cette terrible limitation ! la seule solution à ce problème serait de limiter les poses à moins de 50msec avec un obturateur… ou bien d’observer les franges à l’œil: le seeing en fin de nuit était souvent plus lent, ayant pour effet une amélioration du contraste des franges; le “temps de pose” de l’œil permettait alors de “geler” les franges. Avec la ST8, afin de limiter le flux par pose (éviter la saturation) et la bande spectrale pour améliorer la visibilité, un filtre Wratten rouge a été utilisé; on aurait souvent pu filtrer davantage.

 

           

 

Figure 1-Gauche : Bernard devant son “Maskatrou”, à l’entrée du télescope T60 à Floirac, près de Bordeaux.

             - Droite : Le T62 du pic de Château-Renard, avec le Maskatrou à l’extrémité du tube

 

2- Observations

 

            Un grand merci à Jean-Christophe et à Jean pour l’aide avec les logiciels d’acquisition ! Dans l’ordre, ont été observés: Aldébaran, Capella, Europe, Callisto et ADS 16877, une double dont les composantes de magnitude 6,3 et 7,2 sont séparées de 0,46’’. Nous avons enregistré en moyenne 50 poses de 0,11sec pour chaque objet, à plusieurs bases. Par ailleurs, les satellites de Jupiter ont été observés surtout à l’œil, en raison du temps de pose trop long et du seeing; il est souvent possible d’observer trois satellites simultanément, et de constater des différences de contraste des franges entre eux, en moyenne. Cependant une cause importante de dégradation du contraste provient de la mauvaise superposition; il faut donc sélectionner les images (1 sur 10 en moyenne utilisable).

 

Les explications concernant la méthode d’observation ou plus généralement sur les programmes scientifiques sélectionnés peuvent être trouvées dans les références suivantes: Faucherre M., ATCO spécial Nº 53 de déc. 97 (Interférométrie stellaire dans le visible: Objectifs, État des lieux et Perspectives) et Nº 65 d’octobre 99 (Interférométrie stellaire et amateurs: Approches et suggestions).

 

 

 

Figure 3: Quelques images à travers l’interféromètre des objets (sélection des 902 pixels centraux): de gauche à droite: a TAU à 27cm de base, contraste observé gobs≈0,6; la binaire serrée ADS16877 à 33cm de base, presque résolue (gobs≈0,15) pour cette direction (c.a.d. perpendiculaire à celle des franges); Capella, saturée, et mauvaise superposition des images, mais les franges y sont (en haut) !

3- Résultats préliminaires

 

Europe a été “grossièrement” résolue (voir méthode en Fig. 2) à l’œil, donnant un diamètre compris entre 0,7 et 0,9’’ (pour la distance à Jupiter ce jour-là, on aurait dû trouver 0,69’’). Par contre les séquences enregistrées sur Europe, en raison du seeing (≈1,3’’), n’ont rien donné. Par ailleurs, la binaire a été résolue pour une base de 33cm, avec l’Audine, parallèle à la direction du couple (trouvée à ≈ 9º de la direction des lignes de la CCD), avec un temps de pose de 50msec, et en utilisant le “maskatrou”, ce en dépit d’un important “smearing” sur l’Audine (:les colonnes correspondant à l’image sont “brillantes”). Nous avons aussi vérifié que pour la même base, mais perpendiculaire, le contraste des franges était maximum. Le traitement définitif des images obtenues, par transformée de Fourier, qui est beaucoup plus rapide, sera fait plus tard, lorsque nous aurons enregistré en plus des séquences à temps de pose inférieur à 50msec (et pris systématiquement des “dark” juste après !).

 

4- Commentaires sur le seeing au pic de Château-Renard

 

Une caractéristique importante des nuits pendant lesquelles nous avons observé est une amélioration constante du seeing en cours de nuit, jusqu’à des valeurs inférieures à 0,7’’, et nous avons démarré la première nuit (23-24 août) vers 2AM à 3’’ (5 à 10PM), jusqu’à 1’’ en fin de nuit, pour finir la dernière nuit (25-26 août) avec 1’’ au début et 0,7’’ à la fin. Deux méthodes ont été utilisées pour mesurer le seeing: La méthode de Danjon et la mesure de la largeur à mi-hauteur d’une étoile, bien échantillonnée. Il est à noter que parallèlement, les objets étaient périodiquement voilés par des vagues de cirrus bas, qui se traduisaient par une quasi extinction sur la CCD; un ciel non photométrique donc, obligeant à interrompre les observations. Mais le fait important reste que le site semble adapté aux mesures à haute résolution, avec un seeing situé souvent sous la barre des 1’’, en tout cas pendant le temps de la mission. Ceci justifie qu’un effort soit fait pour enregistrer régulièrement  -c.a.d. lors de chaque mission- la valeur du seeing, à l’aide d’un “seeing monitor” rudimentaire, mais facile à utiliser. Il serait bon pour cela de prendre contact à l’ESO avec Marc Sarrazin, qui peut aider au développement d’un tel instrument. Il reste encore à savoir si le seeing peut être bon lorsque le ciel est photométrique, ce qui fut la raison d’être de cet observatoire ?

 

5- Conclusion

 

            La méthode a été testée lors de cette mission, et quelques difficultés bien identifiées; une mission ultérieure n’est concevable que si au minimum nous disposons d’un obturateur permettant de sélectionner le temps de pose entre 10 et 60msec, et d’un masque permettant les courtes bases –jusqu’à 10cm- et une rotation q autour de l’axe optique, où q serait accessible de l’”extérieur”. L’excitation provoquée par cette première mission laisse à penser que la volonté éxiste pour se do-ter de ces outils pour juin 2001… et alors, pourquoi pas: Quelques mesures de binaires? A bientôt.

 

6- Remerciements

 

            Nous tenons à remercier chaleureusement M. Castets et J.F. Le Campion de l'observatoire de Bordeaux-Floirac qui nous ont permis l’accès au T60 de Bordeaux et aidés, sans compter leur temps, pour les premiers tests sur ciel avec le “maskatrou”, et pour l’observation des binaires.

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En complément de ce rapport de mission, les résultats d'ordre quantitatifs de cette mission peuvent être retrouvé ci-dessous :

Les images interférométriques suivantes ont été obtenues avec un masque à courtes bases (le masque principal ne disposant pas de la possibilité de descendre au dessous de 25cm  découpé dans du carton) permettant des variations d'écartement des trous de 10 à 25 cm

Pour se convaincre de la variation du nombre de franges sur une source ponctuelle non résolue, nous avons étudié pour différentes bases, l'étoile étalon : Aldéberan

La sélection des images au meilleur contraste montre un rendement relativement faible. Plusieurs solutions sont envisageables pour compenser ce problème, nous y reviendront plus loin.

 

Base 12cm

α Frange : 1.117"

Taille frange :  11,2 pixels

Profil :

 

 

Base 16cm

α Frange : 0.838"

Taille :  8,4 pixels

Profil :

 

 

Base 20cm

α Frange : 0.67"

Taille :  6,7 pixels

Profil :

 

 

Base 24cm

α Frange : 0.558"

Taille :  5,6 pixels

Profil :

 

 

Comme nous l'avons vu sur la page d'introduction, le problème de l’échantillonnage est critique en interférométrie; il faut une grande focale et de petits pixels, de façon à avoir au moins deux pixels par frange pour la plus grande base Bmax. Angulairement, une telle frange mesure l/Bmax = 0,65 X 0,206265 / 0,58= 0,23arcsec (’’). Grâce au doubleur de focale procurant une focale de 18,6m et des pixels de 9µm, aussi bien avec la ST8E qu’avec l’Audine, la résolution, ou angle vu par un pixel, est de 9 X 0,206265 / 18,6= 0,1’’, donc la plus petite frange couvre 2,3 pixels. En reprenant ces calculs pour les bases vues plus haut, nous pouvons en déduire l'échantillonnage  réel par frange ainsi que la taille de frange en pixels.

Comme nous pouvons le constater en première approximation, les fluctuations du contraste des franges rendent difficile leur quantification. Une solution consiste à utiliser la valeur du maxima noté sur la transformée de Fourier, à la fréquence correspondant à la frange d'interférence. Le calcul du logarithme de la partie réelle des transformées de Fourier rapides (obtenues sous MATLAB avec la commande diaboliquement simple "a=real(log(fftshift(fft2(double(imread('image.bmp'))))))") nous donne les résultats suivants:

12 cm

Position de la frange :

Valeur du pic central :

I(0)= 11.5579

I(f0)=9.3177

Soit un contraste observé de

80.61 %

16 cm

Position de la frange :

Valeur du pic central :

I(0)= 11.3577

I(f0)=8.8899

Soit un contraste observé de

78.3 %

 

20 cm

Position de la frange :

Valeur du pic central :

I(0)= 11.5151

I(f0)=9.057

Soit un contraste observé de

78 %

 

24 cm

Position de la frange :

Valeur du pic central :

I(0)= 11.5450

I(f0)=9.2472

Soit un contraste observé de

80 %

L'intensité à la fréquence nulle (I0) peut être lue sur le pic central, et l'intensité à la fréquence de la frange peut être lue indifféremment sur le pic de gauche ou de droite.

On confirme le fait que le source étalon soit loin d'être résolue. En effet, on peut constater que le contraste observé est quelque soit l'écartement des ouvertures voisin de 80 %.

Nous avons donc pour les courtes bases, notre étalon de contraste. Nous verrons sur la page suivante, dans quelle mesure cette mesure de contraste étalon fluctue avec la qualité de l'image.

Intéressons nous maintenant, au fondement de la manip : la résolution d'une source étendue.

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Cible privilégiée pour notre expérience, les satellites de Jupiter. Voici l'apparence que nous montrait la planète à la fin de la nuit du 25 août 2000.

Une seule image, de 200ms histoire de voir ou se situe Io, Europe étant encore plus loin sur la gauche, comme peut l'attester l'image éphéméride ci dessous :

 

Première cible : Europe

 

 

Base 10cm

α Frange : "

Taille frange :   pixels

 

 

Base 12cm

α Frange : 1.117"

Taille frange :  11,2 pixels

 

Base 14cm

α Frange : "

Taille frange :   pixels

 

 

Base 16cm

α Frange : 0.838"

Taille :  8,4 pixels

 

 

Les images brutes ne sont pas très parlantes..... Essayons d'aller plus loin... Mesurons les contrastes bruts....

   

 

 

 

 

 

 

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Dernière mise à jour le 14/04/2004

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