6.3 : Détecteurs et instruments de lumière visible
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire la différence entre les plaques photographiques et les dispositifs à transfert de charge
- Décrire les difficultés uniques associées aux observations infrarouges et leurs solutions
- Décrire le fonctionnement d'un spectromètre
Une fois qu'un télescope a collecté le rayonnement d'une source astronomique, le rayonnement doit être détecté et mesuré. Le premier détecteur utilisé pour les observations astronomiques était l'œil humain, mais il souffre du fait qu'il est connecté à un dispositif imparfait d'enregistrement et de récupération : le cerveau humain. La photographie et les détecteurs électroniques modernes ont éliminé les bizarreries de la mémoire humaine en enregistrant de façon permanente les informations provenant du cosmos.
L'œil souffre également d'un temps d'intégration très court ; il suffit d'une fraction de seconde pour ajouter de l'énergie lumineuse avant d'envoyer l'image au cerveau. L'un des avantages importants des détecteurs modernes est que la lumière des objets astronomiques peut être captée par le détecteur sur de plus longues périodes ; cette technique est appelée « exposition prolongée ». Des expositions de plusieurs heures sont nécessaires pour détecter des objets très faibles dans le cosmos.
Avant que la lumière n'atteigne le détecteur, les astronomes d'aujourd'hui utilisent normalement un type d'instrument pour trier la lumière en fonction de la longueur d'onde. L'instrument peut être aussi simple que des filtres colorés, qui transmettent la lumière dans une plage de longueurs d'onde spécifiée. Un plastique transparent rouge est un exemple quotidien de filtre qui transmet uniquement la lumière rouge et bloque les autres couleurs. Une fois que la lumière a traversé un filtre, elle forme une image que les astronomes peuvent ensuite utiliser pour mesurer la luminosité et la couleur apparentes des objets. Nous vous montrerons de nombreux exemples de telles images dans les derniers chapitres de ce livre, et nous décrirons ce que nous pouvons en tirer.
L'instrument situé entre le télescope et le détecteur peut également être l'un des nombreux dispositifs qui diffusent la lumière dans son arc-en-ciel complet de couleurs afin que les astronomes puissent mesurer les raies individuelles du spectre. Un tel instrument (que vous avez découvert dans le chapitre sur le rayonnement et les spectres) est appelé spectromètre parce qu'il permet aux astronomes de mesurer (pour mesurer) le spectre d'une source de rayonnement. Qu'il s'agisse d'un filtre ou d'un spectromètre, les deux types d'instruments de tri de longueurs d'onde doivent toujours utiliser des détecteurs pour enregistrer et mesurer les propriétés de la lumière.
Détecteurs photographiques et électroniques
Pendant la majeure partie du XXe siècle, les films photographiques ou les plaques de verre ont servi de principaux détecteurs astronomiques, que ce soit pour photographier des spectres ou des images directes d'objets célestes. Sur une plaque photographique, un revêtement chimique photosensible est appliqué sur un morceau de verre qui, une fois développé, fournit un enregistrement durable de l'image. Dans les observatoires du monde entier, de vastes collections de photographies préservent l'apparence du ciel au cours des 100 dernières années. La photographie représente une amélioration considérable par rapport à l'œil humain, mais elle a encore des limites. Les films photographiques sont inefficaces : environ 1 % seulement de la lumière qui tombe réellement sur le film contribue au changement chimique qui crée l'image ; le reste est gaspillé.
Les astronomes disposent aujourd'hui de détecteurs électroniques beaucoup plus efficaces pour enregistrer des images astronomiques. Le plus souvent, il s'agit de dispositifs à transfert de charge (CCD), similaires aux détecteurs utilisés dans les caméscopes ou les appareils photo numériques (comme celui que de plus en plus d'étudiants ont sur leurs téléphones portables) (Figure\(\PageIndex{1}\)). Dans un CCD, les photons de rayonnement qui frappent n'importe quelle partie du détecteur génèrent un flux de particules chargées (électrons) qui sont stockées et comptées à la fin de l'exposition. Chaque endroit où le rayonnement est compté est appelé pixel (élément d'image), et les détecteurs modernes peuvent compter les photons en millions de pixels (mégapixels ou MP).
Comme les CCD enregistrent généralement entre 60 et 70 % de tous les photons qui les frappent, et que les meilleurs CCD au silicium et à infrarouge dépassent 90 % de sensibilité, nous pouvons détecter des objets beaucoup plus pâles. Parmi celles-ci se trouvent de nombreuses petites lunes autour des planètes extérieures, des planètes naines glacées au-delà de Pluton et des galaxies d'étoiles naines. Les CCD fournissent également des mesures de la luminosité des objets astronomiques plus précises que la photographie, et leur sortie est numérique, sous forme de chiffres qui peuvent être directement envoyés à un ordinateur pour analyse.
Observations infrarouges
L'observation de l'univers dans la bande infrarouge du spectre présente des défis supplémentaires. La région infrarouge s'étend de longueurs d'onde proches de 1 micromètre (µm), soit environ la limite de sensibilité aux longues longueurs d'onde des CCD et de la photographie, à 100 micromètres ou plus. Rappelons, lors de la discussion sur le rayonnement et les spectres, que l'infrarouge est un « rayonnement thermique » (émis à des températures auxquelles les humains sont à l'aise). Le principal défi pour les astronomes utilisant l'infrarouge est de faire la distinction entre l'infime quantité de rayonnement thermique qui atteint la Terre à partir des étoiles et des galaxies et la chaleur beaucoup plus importante émise par le télescope lui-même et l'atmosphère de notre planète.
Les températures habituelles à la surface de la Terre avoisinent les 300 K, et l'atmosphère à travers laquelle les observations sont effectuées n'est qu'un peu plus fraîche. Selon la loi de Vienne (tirée du chapitre sur les radiations et les spectres), le télescope, l'observatoire et même le ciel émettent de l'énergie infrarouge avec une longueur d'onde maximale d'environ 10 micromètres. Pour les yeux infrarouges, tout ce qui se trouve sur Terre brille de mille feux, y compris le télescope et la caméra (Figure\(\PageIndex{2}\)). Le défi consiste à détecter de faibles sources cosmiques face à cette mer de lumière infrarouge. Une autre façon de voir les choses est qu'un astronome utilisant l'infrarouge doit toujours faire face à la situation à laquelle serait confronté un observateur en lumière visible s'il travaillait en plein jour avec un télescope et des optiques bordées de lampes fluorescentes brillantes.
Pour résoudre ce problème, les astronomes doivent protéger le détecteur infrarouge des rayonnements environnants, tout comme ils protégeraient les films photographiques de la lumière du jour. Comme tout élément chaud émet de l'énergie infrarouge, le détecteur doit être isolé dans un environnement très froid ; il est souvent maintenu près du zéro absolu (1 à 3 K) en l'immergeant dans de l'hélium liquide. La deuxième étape consiste à réduire le rayonnement émis par la structure et l'optique du télescope et à empêcher cette chaleur d'atteindre le détecteur infrarouge.
Découvrez The Infrared Zoo pour avoir une idée de ce à quoi ressemblent des objets familiers exposés au rayonnement infrarouge. Faites glisser le curseur pour modifier la longueur d'onde du rayonnement de l'image, puis cliquez sur la flèche pour voir d'autres animaux.
Spectroscopie
La spectroscopie est l'un des outils les plus puissants de l'astronome, fournissant des informations sur la composition, la température, le mouvement et d'autres caractéristiques des objets célestes. Plus de la moitié du temps passé sur la plupart des grands télescopes est consacré à la spectroscopie.
Les nombreuses longueurs d'onde différentes présentes dans la lumière peuvent être séparées en les faisant passer à travers un spectromètre pour former un spectre. La conception d'un spectromètre simple est illustrée sur la figure\(\PageIndex{3}\). La lumière provenant de la source (en fait, l'image d'une source produite par le télescope) entre dans l'instrument par un petit trou ou une fente étroite, et est collimatée (transformée en faisceau de rayons parallèles) par une lentille. La lumière passe ensuite à travers un prisme, produisant un spectre : différentes longueurs d'onde quittent le prisme dans des directions différentes, car chaque longueur d'onde est courbée d'une quantité différente lorsqu'elle entre et sort du prisme. Une deuxième lentille placée derrière le prisme concentre les nombreuses images différentes de la fente ou du trou d'entrée sur un CCD ou un autre dispositif de détection. Cette collection d'images (réparties par couleur) constitue le spectre que les astronomes peuvent ensuite analyser ultérieurement. Au fur et à mesure que la spectroscopie diffuse la lumière dans de plus en plus de bacs collecteurs, moins de photons entrent dans chaque cellule. Il faut donc soit un télescope plus grand, soit le temps d'intégration doit être considérablement augmenté, généralement les deux.
Dans la pratique, les astronomes d'aujourd'hui sont plus enclins à utiliser un dispositif différent, appelé réseau, pour disperser le spectre. Un caillebotis est un matériau présentant des milliers de rainures sur sa surface. Bien qu'il fonctionne complètement différemment, un réseau, comme un prisme, diffuse également la lumière dans un spectre.
Résumé
Les détecteurs de lumière visible incluent l'œil humain, les films photographiques et les dispositifs à transfert de charge (CCD). Les détecteurs sensibles au rayonnement infrarouge doivent être refroidis à de très basses températures, car tout ce qui se trouve à l'intérieur et à proximité du télescope émet des ondes infrarouges. Un spectromètre disperse la lumière dans un spectre à enregistrer pour une analyse détaillée.
Lexique
- dispositif à transfert de charge (CCD)
- ensemble de détecteurs électroniques à haute sensibilité de rayonnement électromagnétique, utilisés au foyer d'un télescope (ou d'un objectif de caméra) pour enregistrer une image ou un spectre