Correction de la dispersion atmosphérique Le tavelographe PISCO Le tavelographe PISCO

Description

 

 

Figure 1: Schéma optique de PISCO.

Les observations en interférométrie des tavelures nécessitent un fort grandissement, une bande passante étroite et une correction de la dispersion atmosphérique (voir Roddier, 1981). PISCO satisfait donc ces besoins avec la configuration représentée en Fig. 1 et Fig. 2.

Le plan image (I1) du foyer Cassegrain est situé à 200 mm de la face d'attache de PISCO. Le faisceau initialement convergeant est transformé en un faisceau parallèle avec la lentille collimatrice (L2), puis refocalisée en un plan image intermédiaire (I2) avec la lentille (L3). La lentille (L4) agrandit ensuite cette image et la projette sur le détecteur. La longueur focale de (L4) peut être sélectionnée dans la roue GR qui porte une série d'oculaires et d'objectifs de microscope. Un fort grandissement est nécessaire pour obtenir un échantillonnage suffisant pour les observations en interférométrie des tavelures (soit au moins 20 millisecondes d'arc par pixel pour le télescope de 2 mètres du TBL, puisque la limite de diffractiont est de 40 millisecondes d'arc pour une longueur d'onde 400 nm), alors qu'un faible grandissement est utilisé pour fournir un grand champ lors du centrage de l'objet en début d'acquisition.

Des filtres de couleurs différentes sont disponibles sur la roue FA et des densités neutres (grises) sont utilisées pour atténuer le niveau de luminosité lors de l'observation d'objets brillants afin de ne pas saturer les détecteurs très sensibles (à comptage de photons) que l'on utilise.

Rappelons ici que l'atmosphère se comporte comme un prisme, et disperse les images des étoiles selon la verticale en produisant un spectre (avec l'image bleue au dessus de l'image rouge). C'est ainsi par exemple que Vénus, observée souvent à une faible hauteur au-dessus de l'horizon le matin ou le soir (car toujours proche du soleil), présente un liseret bleu d'un coté et rouge de l'autre, lorsqu'on l'observe avec un petit télescope. C'est aussi ce phénomène qui est à l'origine du "rayon vert" (qui apparait en fait bleu, en cas de bonnes conditions atmosphériques), correspondant à l'image supérieure du soleil, bleue ou verte, lorsque l'image rouge du soleil est déjà (le soir) ou encore (le matin) sous l'horizon. Cet étirement est souvent négligé dans de nombreuses observations astronomiques, car il est en général faible devant la tache détalement due à la turbulence atmosphérique. Par contre dans le cas d'imagerie par interférométrie des tavelures, il doit être impérativement corrigé.

Dans le cas de PISCO, la dispersion atmosphérique est corrigée par un jeu de deux prismes de Risley (Breckinridge et al. 1979). Ces prismes peuvent tourner sur eux-mêmes de façon à produire une dispersion chromatique réglable à la fois en amplitude et en direction. Ils sont commandés à distance avec un micro-ordinateur qui calcule en temps réel la valeur de la dispersion atmosphérique en utilisant un modèle de l'atmosphère. Les prismes sont ainsi positionnés pendant les observations de manière à réduire la dispersion résiduelle à un niveau négligeable devant la limite de diffraction du télescope.

L'ensemble des filtres, densités neutres et prismes de Risley sont situés dans le faisceau parallèle, entre les lentilles (L2) et (L3), afin que la variation d'épaisseur de verre traversée lors des changements de configuration n'affecte pas la position des plans image (I2) et (I3), ce qui obligerait une nouvelle mise au point pour chaque filtre et chaque densité...

  
Figure 2: PISCO au foyer Cassegrain du TBL avec la caméra à comptage de photons CP40.

Notre instrument est particulier, si on le compare à d'autres tavelographes (Blazit et al., 1977, Breckinridge et al. 1979, Strittmater, 1980, Foy, 1988a). D'une part le plan pupillaire est accessible, avec la possibilité de placer des masques pour basculer en mode coronographique (§3.3) ou en synthèse d'ouverture multi-pupillaire  (§3.2). Un grisme peut être également sélectionné dans la roue FA pour activer les mode spectroscopique à basse résolution (§3.4). L'analyse du front d'onde est possible en mode de Hartman avec une trame de micro-lentilles dans le plan pupillaire.

PISCO peut être considéré comme un banc d'optique disposant de multiples montures et roues à plusieurs positions pour s'adapter à des applications variées. De part sa conception (deux rails Micro-Controle placés tête-bêche permettant un positionnement sur toute la longueur), il permet un grand nombre de configurations et même une grande flexibilité pour des développements éventuels à venir. La structure mécanique est un parallélépipède de 100 cm x 40 cm x 36 cm. Toutes les fonctions nécessaires en cours d'observation sont controlées par un micro-processeur et télécommandées par une liaison RS232.

J'ai développé un programme dans l'environnement Windows pour cette télécommande, qui permet d'accéder à toutes les fonctions de PISCO (Fig. 3), comme la correction automatique de la dispersion atmosphérique en fonction de la position du télescope (§2.2) ou le choix des filtres et du grandissement. Un carnet de bord est automatiquement produit en fin de nuit avec tous les paramètres de l'instrument et des objets pour toutes les poses prises dans la nuit.

 

 

Figure 3: Fenêtre principale pour la commande du tavelographe PISCO.

Bien que PISCO ait été conçu principalement pour être utilisé au foyer Cassegrain du TBL, il est aussi compatible à la fois sur le plan mécanique et optique avec les foyers Cassegrain des télescopes de 3.60 m du CFH (Canada-France-Hawaii, dans l'île d'Hawaii) et de l'ESO (European Southern Observatory) au Chili.

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