Sensibilité magnitude

 

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Nous présentons ici les résultats d'une petite prospection sur l'utilisation en mode interférométrique d'une caméra WATEC 902H, aimablement mise a disposition par Arnaud Leroy et l'Uranoscope d'île de France,  au cours d'une soirée d'observation mémorable, dans leur observatoire près de Gretz (encore merci à eux).

Cette caméra particulièrement sensible, ouvre à priori des perspectives intéressantes vu une sensibilité intrinsèque élevée (0,002 Lux pouvant descendre à 0,0003 lux en modifiant le gain).

En effet, les premières manips que nous avons effectuées dans le cadre de l'expérience du masque de Fizeau, on été réalisées avec une Webcam (Toucam pro II) et montraient rapidement que passé 2 magnitudes, il était quasiment impossible d'obtenir des franges. 

Cette expérience consiste en effet à diaphragmer le télescope à l'aide d'un masque percé de 2 ouvertures de dimension réduite, afin de faire interférer les faisceaux lumineux issus de ces 2 ouvertures. On réduit donc très fortement le flux lumineux incident, donc la magnitude limite accessible. Cette magnitude accessible limite n'est plus en accord avec la diamètre de l'instrument utilisé, mais avec la surface de l'ouverture équivalente découpée dans le masque de Fizeau.  A titre d'exemple, on calcule simplement qu'un masque possédant des ouvertures carrées de 40mm de coté (comme celui que nous avons utilisé) permet d'obtenir une surface collectrice équivalente a celle d'une lunette de 57mm de diamètre... On voit donc que ce n'est pas très brillant. De plus, histoire de corser un peu la difficulté, nous devons travailler avec des temps de poses très courts pour "figer" la turbulence. En effet comme nous l'avons vu dans le cadre de notre étude sur le seeing, la turbulence provoque un retard du faisceau arrivant sur le trou n°1 par rapport au faisceau traversant le trou 2. L'évolution dans le temps de ce retard décale les franges sur l'image au cours de la pose, ce qui brouille l'information interférométrique. On est donc obligé de poser très, très court (typiquement 20à 50ms). On imagine alors aisément la difficulté en terme de magnitude.......

Voyons donc le travail que nous avons effectué ce soir la.

 

Le matériel utilisé cette fois ci est le C14 de l'Uranoscope. Les masques interférométrique ont donc été dimensionnés en conséquence.  5 masque on été utilisés, mais 2 seulement on servi. La dimension des ouvertures est de 40mm de coté.  Le choix initial de 40mm viens de l'envie de rester homogène avec les expériences menées sur la page Seeing simplifié.

 

N° du masque

1

2

3

4

5

Ecartement des
ouvertures (mm)

83

112

140

168

197

Nous avons utilisé le masque n°3 et le n°5.

Le dessin du masque est maintenant un grand classique, et peut-être déterminé par le fichier dimension.

Il faut, pour visualiser les franges correctement au sein de la tache d'Airy, travailler en très longue focale. Pour se faire, nous avons utilisé un système de projection oculaire constitué d'un flip mirror suivi d'une bague d'adaptation amenant la focale entre 12,8 et 18,43 mètres (nous verrons cela dans le document de synthèse de résultats en bas de cette page). La combinaison optique est donc la suivante : Tirage de 85mm, Oculaire de 15mm (ce qui donne une focale résultante de 18433mm) ou de 20mm (focale résultante de 12838mm).

En préparation de cette soirée d'observation, j'ai choisi quelques étoiles cibles de magnitudes réparties entre 0 et 4 (pour des magnitudes plus faibles, il faudra envisager de retailler les masques de manière à avoir des ouvertures de 55 ou 60mm). Les étoiles listées dans le tableau ci-dessous sont celle que nous avons pu observer  :

 

Etoile

Mag

Alpha

Delta

Hauteur

Airmass(pendant

 l'observation)

Type

 

 

 

 

 

 

 

 

Alpha Aur (Capella)

BSC1708

0.08

5h16m41s

+45°59'

+82°23

1.0066

G5III+G0III

 

 

 

 

 

 

 

 

Alpha Orion (Betelgeuse )

BSC 2061

0.50

5h55m10s

+07°24'25"

+45°44

1.3945

M1

               

Beta Gem (Pollux)

BSC 2990

1.14

7h45m17s

+28°01'12"

+49°14

1.3189

K0IIIb

 

 

 

 

 

 

 

 

Zet Orion (Alnitak)

BSC1948

2.05

5h40m45s

-1°56'34"

+37°37

1.635

O9.7Ib

 

 

 

 

 

 

 

 

52Psi Uma

BSC4335

3.01

11h09m30s

+44°30'44"

+65°53

1.09534

K1III

 

 

 

 

 

 

 

 

Omicron leo (Subra)

BSC3852

3.52

9h41m12s

+9°54'09"

+51°03'

1.2848

F6II

 

 

 

 

 

 

 

 

Gamma leo (Algebia)

BSC4058

3.80

10h19'58"

+19°50'26"

+59°49'

1.15634

G7III

Les trois dernières colonnes sont la hauteur sur l'horizon au moment de la prise de vue, le paramètre "Airmass" qui en découle, et le type spectral de chaque étoile. Ces 3 derniers paramètres sont utiles pour établir le résultats de contrastes relatifs (voir page sur le seeing), ainsi que la valeur équivalente de turbulence pour la meilleure image de la séquence vidéo.

La prise de vue étant en mode vidéo, Le débit est de 25 images par secondes, et le temps de pose est de 20ms. Nous avons fait des séquences de 400 images que nous avons ensuite traité à l'aide d'une méthode similaire a celle d'écrite sur la page sur le seeing. Nous avons pu obtenir pour chaque séquence, et donc pour chaque étoile, une image de frange la plus fine possible, ainsi que la valeur de seeing équivalent pour cette image. Le grabber utiliser pour la numérisation est un Dazzle (numérisation en 16bits). Le logiciel de prise de vue est le célèbre "Virtual Dub", permettant d'obtenir les images en mode Raw.

L'observation s'est déroulée en 3 temps :

bullet

 Dans le premier temps, nous avons travaillé en quasi monochromatique (filtre vert) et a 18 mètres de focale. Nous avons pu ainsi imager les 4 étoiles les plus brillantes du tableau précédent (Capella, Pollux et Alnitak).

bullet

Lorsque nous avons commencé à travailler sur Psi UMa, le flux devenait insuffisant pour obtenir une dynamique suffisante sur les franges. Nous avons donc retiré le filtre, Et nous sommes restés à 18 mètres de focale. Cela nous a permis d'obtenir des franges exploitables sur Psi UMa et Betelgeuse.

bullet

En dernier lieu, sachant que nous allions avoir de plus en plus de mal à obtenir du flux pour des magnitudes plus basses, nous avons décidé de diminuer la focale afin de concentrer la tache d'Airy sur un nombre plus réduit de pixels, et obtenir ainsi des franges bien visible, sans pour autant atteindre la fatidique limite d'échantillonnage que nous impose le théorème de Shannon. Nous avons donc fait les 2 dernières étoiles sans filtre à 12m de focale avec le masque 3 (B=140mm).

Premiers résultats :

bulletLors de la première étape :

 

 

Etoile

Filtre vert  

Alpha Aur (Capella)

BSC1708

Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

Beta Gem (Pollux)

BSC 2990

 

 

Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

Zet Orion (Alnitak)

BSC1948

 

 

Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

 

Premiers résultats : On a des franges !!! Bon on s'y attendait une peu. Si l'on analyse un peu plus avant les images ci dessus, sont présentées en haut à droite de chaque image, l'extrait brut de la meilleure image de chaque séquence vidéo, ainsi que le seuil de visualisation des franges avant traitement dans la colonne de droite. Les images brutes présentent des franges conformes aux simulations, en terme d'échantillonnage (Profil mesuré à l'aide du logiciel Iris). La comparaison des niveaux sur le graphe suivant sont arbitraires.

La courbe verte est la courbe théorique et la bleue le profil expérimental.

On peut remarquer que le pic central à le pixel milieu à une valeur proche de 0. Cela s'explique en regardant en détail la frange centrale sur l'image brute, qui est affectée d'un bruit périodique dût à la numérisation par le grabber (ce problème est connu). Un traitement comme recommandé sur le site de C. Buil (le défringing) est en cours.

Une autre chose intéressante, est que l'on voit que les pics sont "empatés", c'est a dire plus large que ne le prévoit la théorie. Ce phénomène est explicable par la turbulence, qui même ave un temps d'exposition aussi court, shifte les franges pendant la pose, de quelques fractions de pixels. Ce phénomène provoque une erreur sur la mesure de contraste, que nous avons appris à estimer (Seeing simplifié). Nous en tiendront compte dans l'analyse qui suivra.

De plus, les images sont tramées. Ce phénomène est explicable par le grabber, qui génère une trame vidéo de fréquence élevée, que l'on pourra supprimer lors du traitement en utilisant les procédures disponibles dans Iris.

bullet

Deuxième étape :

Fort de l'impossibilité de centrer une étoile de magnitude 3 (poisse quand tu nous tiens...;) nous avons décidé dans un premier temps de supprimer le filtre vert, afon d'obtenir plus de flux. Nous avons donc imagé Betelgeuse (mag 0.5) et Psi Uma (mag 3.01)

 

Etoile

Sans filtre  

Alpha Orion (Betelgeuse )

BSC 2061

Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

52Psi Uma

BSC4335

 

 

Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

 

Première phase de l'analyse, comprendre pourquoi les franges sur Betelgeuse on cette forme un peu tarabiscotée.... Passons un peu de temps sur la théorie .

Nous avons utilisé pour simuler ce que nous devions voir, un fichier dérivé du LFQFT (vu sur la page seeing) et pour lequel nous avons modifié les 3 paramètres principaux de prise de vue, qui sont la courbe de transmission spectrale de la caméra utilisée (ici la Watec est équipée du composant Sony ICX249AL dont la courbe de transmission est sur le datasheet, merci aux personnes de la liste Aude qui m'ont fourni le résultat), ainsi le spectre de l'étoile considéré (on utilisait jusqu'a maintenant une étoile étalon). Le fichier LFQFT est devenu le LFQFVT. (Mais que veut dire au juste LFQFT : Le Fichier Qui Fait Tout. Du coups, en introduisant les variations spectrales, de l'étoile et de la caméra, ce fichier s'appelle Le Fichier Qui Fait Vraiement Tout ;-)). Le résultat est le suivant :

La courbe théorique est en rose, la courbe expérimentale en bleu. On voit que pour les mêmes conditions d'échantillonnage, la courbe bleue est "empâtée", le shift de turbulence abaisse la valeur de contraste équivalent. Mais nous avons le quantifier (voir plus bas). Les franges d'une courbe polychromatique sont donc intrinsèquement moins visibles.

De plus, Bételgeuse est une étoile froide émettant un grande partie de son énergie dans l'infrarouge. Or le capteur de la watec est fortement sensible a ces longueur d'onde. Or notre fichier théorique et les spectres de synthèse que nous avons fabriqués ne s'étendent que dans l'IR proche. Les fréquences absentes de nos spectres expliquent la forme bizarre que nous avons enregistré (c'est l'effet spectro basse résolution ;-)).

Mais nous avons pu extraire sous ces conditions d'échantillonnage des franges d'une séquence sur une étoile de magnitude 3.01

Une solution pour obtenir un peu plus de flux par Pixels, consiste à diminuer l'échantillonnage, ce qui revient à diminuer la focale. C'est ce que nous avons fait pour la dernière étape.

bulletTroisième étape

Nous avons utilisé cette fois ci un oculaire de 20mm. La focale résultante est alors passée, avec les mêmes paramètres de tirage, à 14380mm. A cette focale, on calcule que l'échantillonnage est de 0,13"/pixel, et à 112mm de base, nous sommes a 6,93 pixels par frange, donc encore bien au delà de la limite de shannon. Pour s'assurer de la partie échantillonnage, nous avons aussi fait une série avec le masque n°5, à 192mm (3,93 pixels par franges).

L'étoile que nous avons choisie est Omicron Leo . Cette étoile, dont nous verrons l'historique plus loin,nous a inspiré car annoncée double par le WDS (Washington Double Star Catalog) avec une séparation de 0,5", offrant donc peut-être la possibilité de tester la résolution d'une double par interférométrie. Malheureusement, l'étoile est une triple avec 2 composantes Aa et Ab séparées de quelques mas (milliarcsecondes), et une composante B à une distance de 63" dont l'écart de magnitude est hors de portée.

Nous nous sommes donc contenté de la composante Aa+Ab de magnitude 3,52.

Puis au limite de détection que nous avons pu atteindre, se situe la composante 2 de l'étoile Gamma Leo (Algébia), qui nous a permis d'obtenir des franges à la magnitude 3,8 avec le masque 3 (140mm).

Voici les résultats : Pour Subra, le traitement est identique aux images précédentes (débruitage - centrage - normalisation).

 

Etoile

Sans filtre  
Omicron leo (Subra) BSC3852 Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

 

Omicron leo (Subra) BSC3852 Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

 

Omicron leo (Subra)

BSC3852

Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

L'idée de saisir plusieurs bases est venue en fait de l'incertitude (sur le moment), du caractère double de l'étoile.  Ce caractère double étant inaccessible, nous avons ici malgré tout une analyse aux différentes bases. Nous verrons le résultats plus bas.

Pour l'étoiles doubles Gamma Leo, l'image suivante montre le couple sur une image unique. Pour le traitement, nous séparons les deux étoiles afin d'en extraire les franges.

Gamma leo (Algebia)

BSC4058

Seuils de visu après traitement

Seuils de visu avant traitement

 

 

Extraction des contrastes - résultats :

Les tableaux suivants montrent les différentes étapes d'extraction des profils de franges. La première étape du processus consiste à centrer et débruiter les franges. Ces franges sont ensuite extraites. On procède ensuite à une rotation et une addition par colonne, afin de dégager un profil pur.

Arrivé a ce stade, le profil est injecté dans un tableur afin d'être comparé à la fois au profil théorique, mais aussi aux différents profils obtenus sur les étoiles utilisées. Toutes les images présentées ci dessous ont leur dynamique réduite en 8 bits.

Etape 1

Filtre Vert Alpha Aur (Capella) Beta Gem (Pollux) Zet Orion (Alnitak)
Magnitude 0,08 1,14 2,05
 

Brute filtrée débruitée

 

 

Image franges brute

 

 

Rotation + binning

 

 

Profils Comparés

 

Hamming+FFT

 

Maximum sur le pic FFT 7612 7204 4720

 

Résultats contraste

 

   48,5  %

    45.88%

  30.06 %

Les profils sont extraits dans le "domaine de cohérence" des franges, c'est a dire la surface au sein de la tache d'Airy correspondant à l'image de diffraction des ouverture du masque. On constate immédiatement une parfaite correspondance entre le profil théorique et les images expérimentales filtrée en vert.

Le comparatif des profils montre peut être abordé de 2 manière. Pour comprendre l'influence de la magnitude sur le flux reçu par la caméra, nous nous sommes intéressé aux profils bruts.  On voit immédiatement dans le tableau précédent, que plus la magnitude croît, plus la moyenne du signal (on peut aussi le constater sur la somme des intensités de tout les pixels, ce qui revient au même) décroît. Nous pouvons donc définir une courbe dévolution de la valeur de cette moyenne du signal en fonction de la magnitude (ici en 15 bits) :

En appelant Alpha1 le gain de conversion entre la luminance (niveau ADU= Alpha1*L), et les niveaux du convertisseur Analogique digital de la Watec,  et en utilisant la relation entre la magnitude d'une étoile et la luminance reçue par le télescope (), on peut  tirer le graphe

On voit donc que le flux décroissant avec l'augmentation de  magnitude, les courbes subissent une homothétie vers le bas, elles sont atténuées vers le niveau du plancher de bruit.

On vérifie par la même que la réponse de la caméra est linéaire (ce qui est rassurant ;-))).

 Dans un deuxième temps, ce qui nous intéresse, sera a terme, de définir la dynamique d'étude de franges d'interférence en fonction de la magnitude de l'objet étudié (le but étant justement de faire disparaître les franges pour obtenir une mesure angulaire de la source). Pour ce faire, il suffit de normaliser les courbes autour d'une valeur moyenne identique pour chaque étoile. Si l'on choisi une dynamique totale de 8bits, et que nous translatons les courbes Autour de ces valeurs moyennes, nous obtenons le graphe suivant :

Si l'on fait alors la somme de toute les intensités reçues avec la moyenne de chaque courbe compensée, on s'aperçoit que cette intégrale est constante. Seule varie la dynamique (c'est a dire l'écart entre le niveau max et le niveau min de chaque franges. C'est exactement ce dont nous avons besoins pour faire de la résolution de source par interférométrie !!!!

Le graphe suivant montre la chute de la dynamique de contraste des franges avec la magnitude exprimé en pourcentage de la dynamique totale de la caméra. Pour utiliser ce graphe, il suffit de multiplier le pourcentage par le nombre de niveau total utilisé (mag1.14 = 30.9%*32766 en 15 bits)

La relation est quasi linéaire, mais s'approche de 17,15% pour une luminance proche de 0.  La magnitude limite (supposons 18% de la dynamique), calculée par la relation définie par le graphe précédent, donne une limite à la magnitude 4. On se situe alors à 10% de la dynamique totale, donc quasiment dans le plancher de bruit.

On peut donc dire que jusque la, tout va bien.

Etape 2

Sans Filtre Alpha Orion (Betelgeuse ) 52Psi Uma
Magnitude 0,5 3,01
 

Brute filtrée débruitée

 

 

Image franges brute

 

 

Rotation + binning

 

 

Profils Comparés

à moyenne compensée

 

 

Hamming+FFT

 

Maximum sur le pic FFT 3998 (visu à 16768) 3407 (visu à 16768)

Résultats contraste

(Le C normalisé est calculé a l'aide

d'un ajustement des moindres

carrés  de la courbe théorique)

    29.64 %

 25.26   %

 

Même procédure de traitement que précédemment, mais cette fois ci, nous somme confronté à un problème de taille : la forme propre des franges de Betelgeuse correspond moins bien a ce que prévoit notre approche théorique. Ceci s'explique toutefois par l'incertitude sur la forme du spectre de cette étoile. En effet, le spectre synthétique utilisé ne correspond visiblement pas à la réponse harmonique simulée. Ce point intéressant semble trouver son explication dans le fait que Betelgeuse est une étoile froide émettant une grande partie de son rayonnement en infra-rouge (ce dont nous ne tenons pas compte dans les spectres de synthèse utilisés pour le simulations). La preuve de cette conclusion se trouve dans la FFT image des franges. En effet, nous voyons que contrairement à Psi UMa, le pic de franges de la FFT s'étale de la position extérieure, vers le centre de la FFT, ce qui se traduit par la présence de fréquences correspondant à des grandes longueur d'onde. On rappelle ici que l'expérience de Fizeau est aussi une expérience de spectro a basse résolution (voir page sur le seeing).

Nous pouvons malgré tout envisager l'évolution de la moyenne (courbe de flux), ainsi que la dynamique (franges) que nous pouvons attendre de cette configuration optique.

Comme nous l'avons fait précédemment, nous pouvons estimer un seuil limite de magnitude en partant de la relation sur la dynamique. En supposant l'origine que l'on se place 1% au dessus de la valeur limite de 8% indiquée par les relations sur la dynamique, la magnitude limite ainsi calculée est de 3.9. Si l'on porte sur le même graphique les droites obtenues avec et sans filtre, nous constatons que le filtrage n'a quasiment d'influence que sur la dynamique de contraste, pas sur le flux au niveau du capteur (<2%) !!

 

Les valeurs de l'axe des ordonnées sont exprimées en pourcentage de la dynamique de la caméra (15 bits). La luminance, exprimée usuellement en Watt, est ici normalisée.

Il apparaît donc que dans la configuration d'acquisition de l'étape 1 et 2 (avec et sans filtre, à plus de 18,4m de focale) permet de confirmer l'intérêt du filtrage pour l'acquisition des franges d'interférences. Le flux intégré avec et sans filtre à le même comportement dans les 2 cas de figure. La magnitude limite dépend de la limite de détection des pixels de la caméra. Cette limite fera ultérieurement l'objet d'un calcul spécifique.

Il est aussi notable que la pente respective de chacune de ces droites dépend simplement du réglage de contraste de la caméra. C'est ce réglage qui permet notamment d'augmenter la dynamique à fort flux, réglage auquel nous n'avons  malheureusement pas directement accès sur cette caméra.

 

 

Etape 3

 

Pour cette étape, nous avons décidé de repousser la limite de détection vue précédemment en réduisant la focale, ce qui signifie augmenter l'énergie reçue par chaque pixel en réduisant la taille de l'image. Nous sommes donc descendus à l'aide d'un oculaire de 20mm, à 12,8m de focale.

 

Sans Filtre Omicron leo (Subra) 192mm Omicron leo (Subra) 112mm Omicron leo (Subra) 83mm
Magnitude 3,51
 

Brute filtrée

 

 

Image franges brute

 

 

Rotation + binning

 

 

Profil Comparé

(8 bits)

 

 

Hamming+FFT

 

Maximum sur le pic FFT 4939 4024 6503

Résultats contraste

(Le C normalisé est calculé a l'aide

d'un ajustement des moindres

carrés  de la courbe théorique)

33.53     %

 27.32   %

   44.15  %

 

Le tableau précédent nous montre, la même étoile (magnitude 3.51), pour différents écartements. Cette approche des écartements différents sur une étoile non résolue, nous permet de se rendre compte de 2 choses fondamentales, que nous avons déjà cité plus haut, qui sont les suivantes :

Dans un premier temps, la somme des intensités  sur les pixels numérotés de -45 à 69 est constante quelque soit l'écartement. Cela revient aussi à dire que les moyennes de chacune des courbes étudiées est identique.

Dans un deuxième temps, la dynamique (valeur max - valeur min) n'est pas constante et varie en fonction de l'écartement. On démontre mathématiquement qu'il s'agit justement d'une conséquence de la remarque précédente sur l'invariance de la somme des intensités....

Ce constat impose que la courbe de référence que nous allons devoir utiliser dans une mesure angulaire interférométrique doit être établie de manière systématique sur une étoile de caractéristique identique a l'objet étudié. Il faudra donc en fait un "Flat de frange" sur une source étalon pour chaque écartement des ouvertures du masque...

 

 

Sans Filtre Gamma1 Leo Gamma2 Leo
Magnitude 2,61 3,8
 

Brute filtrée débruitée

 

 

Image franges brute

 

 

Rotation + binning

 

 

 

 

Visu 8791

Profil Comparé brut

(8 bits)

Hamming+FFT

Maximum sur le pic FFT 6334 5585

Résultats contraste

(Le C normalisé est calculé a l'aide

d'un ajustement des moindres

carrés  de la courbe théorique)

  43.00   %

 37.92   %

 

En dernier lieu, nous sommes allés nous promener du coté des magnitudes la plus faibles que nous avions sous la main, avec Algébia, étoile double de 2"5 de séparation (donc déjà résolue), mais qui possède cette particularité d'avoir 2 composantes de magnitudes respectives 2,61(Gamma1) et 3,8 (Gamma2). Nous avons pu constater avec plaisir que les franges étaient parfaitement apparentes sur les 2 composantes !!

L'extraction des profils, à 140mm, nous donne une dynamique de  7.9% de la dynamique totale (soit 2590 niveaux en 15 bits) pour une étoile de magnitude 3.8 !!!! Nous avons donc de quoi faire pour voir disparaître les contrastes, a condition bien évidemment, que le niveau de bruit de fond de l'image ne vienne pas nous perturber, ce que nous n'avons pas constaté pour le moment.

 

Nous sommes donc dans la configuration précédente, encore bien au dessus du seuil de détection limite.

 

 

 

 

 

 

Conclusions

Les perspectives sont extrêmement encourageantes. Nous avons pu dégager en fonction des différentes configuration d'acquisition, le diagramme de variation de flux et de dynamique de contraste, et cela quasiment jusqu'a la magnitude limite pour chaque options d'acquisition choisies (filtrage, option d'échantillonnage). Nous avons pu observer des franges avec un dynamique suffisante (38% de la dynamique totale de la caméra) pour envisager une étude de contraste jusqu'a la magnitude 3,8, avec des ouvertures de "seulement" 40mm de coté (soit la surface équivalente d'une lunette de 56mm de diamètre).

L'acquisition nécessite d'acquérir un nombre important d'images, car malgré le temps de pose court, les franges ne sont apparentes que très furtivement (shift par la turbulence atmosphérique). La sélection en mode semi-automatique mise au point lors de l'étude sur le seeing fonctionne correctement. La méthode d'extraction des franges semble aussi donner de bon résultat.

Il nous reste à étudier la limite théorique de sensibilité (ce travail est en cours) en tenant compte du flux intégré dans la tache de diffraction par unité de surface du capteur, mais l'objectif a plus court terme reste de commencer de véritables mesures interférométrique.

 

Pour attaquer des magnitudes plus faibles, qui sont notre objectif principal (Galiléens de Jupiter, Zeta Bouvier), nous approchons des la sensibilité requise. Nous ne sommes plus qu' 1,2 magnitude du premier objectif, Zeta Boo....

Un essai devra être tenté, mais si ce dernier se trouve infructueux, nous pourrons probablement obtenir des franges en augmentant la surface collectrice, autrement dit en retaillant les masques à 50 ou 55mm.

 

En résumé, cette caméra semble être un petit bijou pour notre application....

 

Merci à Arnaud, et aux membres de l'Uranoscope d'île de France, vivement la prochaine opportunité de faire quelques franges .....

 

 

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