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Attention, ceci est une ancienne version de ma page web, qui n'est plus remise ŕ jour depuis novembre 2004.
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[Sommaire]
[Présentation]
[Introduction]
[Fonctionnement]
[Mesures]
[Application en astronomie]
[Conclusion]
En astronomie, la tâche de détecter et de mesurer la lumière a été confiée à l'oeil, puis à la plaque photographique, seuls ou assistés d'instruments optiques. Cette tâche est maintenant de plus en plus menée à bien à l'aideê de dispositifs à transfert de charges, ou CCD, plus sensibles et plus rapides.
L'astrophysique repose en effet en grande partie sur l'analyse et l'interprétation du rayonnement des corps célestes. Celui-ci permet de déterminer leurs propriétés, et d'élaborer les théories et les modèles astronomiques.
En fait, le CCD est un circuit intégré qui joue un rôle analogue à la plaque photographique: il capte la lumière et permet d'obtenir un signal dépendant de la quantité de lumière reçue. Il est souhaitable de comprendre le fonctionnement de ces dispositifs afin de savoir comment et dans quelles conditions les utiliser pour qu'ils donnent de bons résultats. L'étude plus détaillée de certaines de leurs caractéristiques métrologiques permettra d'affiner les estimations des erreurs de mesure, et, dans certains cas, de corriger les erreurs systématiques. On pourra alors appliquer ces résultats à l'utilisation du CCD pour l'étude des spectres stellaires.
L'élément de base d'un CCD est une capacité MOS (figure 1 [5 ko]). Il s'agit de la superposition d'une électrode (grille métallique M), d'une couche d'oxyde de semi-conducteur O, et d'un semi-conducteur S, relié à la masse.
Lorsqu'un photon touche un tel élément (figure 2 [5 ko]) et est absorbé par le silicium, et que le potentiel de la grille est positif, il se forme une paire électron-trou: un atome du réseau libère un électron et laisse à sa place une charge virtuelle positive, un "trou". Le champ créé dans la capacité MOS oblige les électrons ainsi libérés à s'accumuler au voisinage de la couche isolante d'oxyde. Cette zone est alors chargée négativement, contrairement à la situation normale dans du silicium dopé P: c'est la zone de déplétion.
Dans une barrette CCD, un grand nombre de telles capacités MOS sont alignées, ce qui permet de transférer les charges accumulées d'un élément à son voisin. Ceci se fait en appliquant aux grilles des tensions commandées par une horloge, de même que l'on peut transférer de l'eau entre des bassins en jouant sur les hauteurs de leurs fonds respectifs. Une des manières d'effectuer ce transfert (transfert à 3 phases) est représentée en figure 3 [14 ko].
La charge créée au pixel n arrivera au bout de l'alignement de capacités MOS après n étapes du transfert. Elle est alors convertie en tension par un condensateur, est amplifiée, puis est codée en un signal numérique par un processeur extérieur à la barrette (Figure 4 [6 ko]).
Nous avons vu comment le CCD effectuait la tâche qui lui incombait. Cependant, pour corriger les données brutes qu'il renvoie, et pour donner une estimation de l'erreur de la mesure, il faut connaître la façon dont le CCD réagit quand il reçoit de la lumière, et donc ses paramètres métrologiques.
Nous avons effectué des mesures de l'uniformité, de la linéarité et de la réponse spectrale sur la barrette CCD de notre lycée. Cette barrette est constituée d'un alignement de 2048 pixels de 14µm de côté et est reliée à un PC par une interface. Ce système renvoie pour chacun des pixels une valeur codée sur un octet, que nous appellerons luminance de l'élément.
D'abord, un CCD doit avoir une bonne uniformité, c'est-à-dire que tous ses pixels doivent renvoyer la même valeur lorsqu'ils reçoivent la même exposition lumineuse. La mesure que nous avons effectuée ( Figure 5 [12 ko]) montre que cette uniformité est bonne: la courbe obtenue est proche de la courbe idéale, une droite horizontale. Le rapport écart-type sur moyenne est ici de 0,84%.
Nous voyons aussi que l'uniformité se dégrade au bout de la barrette: si on exclut les 100 derniers pixels, le rapport calculé n'est plus que de 0,5%. Ceci pourrait s'expliquer par la création spontanée par effet thermique de paires électrons-trous, due aux circuits de traitement en bout de barrette. On comprend ainsi l'importance du refroidissement des CCD en astronomie professionnelle.
Un autre paramètre est la linéarité du CCD: idéalement, en dessous de la saturation, le signal obtenu doit être proportionnel à l'exposition. Pour mesurer ce paramètre, nous avons choisi de garder un éclairement constant et de faire varier le temps d'intégration par la barrette, de 30ms en 30ms. Une autre possibilité aurait été de garder un temps d'intégration constant et de faire varier l'éclairement.
Nous avons ainsi tracé la courbe de la luminance d'un élément (celui du milieu de la barrette) en fonction du temps d'intégration, commandé par le logiciel (Figure 6 [8 ko]). Par rapport à la droite idéale, l'erreur moyenne observée est de 3%, en deçà de la saturation. Une valeur de luminance de 245 correspond à la saturation, et une valeur de 43 au noir.
Enfin, comme tout capteur optique, le CCD a une sensibilité qui dépend de la longueur d'onde: il faut donc connaître sa réponse spectrale pour effectuer des mesures quantitatives. Pour avoir une idée de cette réponse spectrale, nous avons ainsi construit un spectroscope élémentaire avec notre CCD (Figure 7 [8 ko]).
Les spectres connus des lampes à vapeur de mercure et de cadmium (Figure 8 [17 ko]) permettent ensuite d'établir la correspondance entre le numéro d'un élément et la longueur d'onde (Figure 9 [9 ko]). Puis, en divisant le spectre obtenu à l'aide du CCD par le spectre théorique de la lampe utilisée, on obtient la fonction de transfert recherchée (Figure 10 [11 ko]).
La spectroscopie, qui a révolutionné l'astronomie au XIXe siècle, est encore un des meilleurs moyens de connaître les objets célestes. A ses débuts, l'analyse des spectres se faisait à l'oeil nu, mais était handicapée par la faible luminosité des étoiles autres que le Soleil, ce qui rendait les raies difficiles à distinguer. L'utilisation de télescopes et de la photographie a en partie résolu ce problème. Le CCD permet encore une amélioration: sa meilleure sensibilité permet d'obtenir rapidement le spectre d'objets plus faibles, même avec des télescopes moins performants. De plus, le format des données obtenues est adapté à un traitement informatique immédiat.
(Figure 11 [48 ko])
Il
faut d'abord établir la correspondance entre les numéros
des éléments et les longueurs d'onde correspondantes, et
déterminer la courbe de réponse spectrale. Ceci se fait
comme nous l'avons fait avec notre barrette, en utilisant des lampes
standard (thorium) et des étoiles standard, dont on
connaît le spectre. On peut aussi vérifier
l'uniformité, la linéarité et
éventuellement d'autres paramètres pour pouvoir aussi en
tenir compte par la suite.
Pour obtenir le spectre brut d'un objet, on met simplement le CCD à la place de la plaque photo utilisée habituellement. Un dispositif placé entre la sortie du télescope et le réseau permet de n'observer qu'une zone très réduite du ciel. Avec une plaque photographique, la méthode aurait été comparable. Mais, en plus d'un temps d'exposition accru, il aurait fallu attendre le développement de la plaque pour savoir si la mesure correspond aux attentes. Pour effectuer une étude quantitative du spectre, il aurait ensuite fallu analyser la densité relative de la photographie pour tracer le spectre brut, alors que cette opération est inutile lors de l'utilisation de CCD.
Le spectre brut fait apparaître les raies et leurs positions, mais est insuffisant pour une étude quantitative du spectre de l'astre. Il faut donc tenir compte de la réponse spectrale du CCD et des divers coefficients d'absorption des milieux traversés, essentiellement atmosphère et instrument optique. Le spectre émis par l'objet est alors obtenu en divisant le spectre brut par la courbe d'étalonnage.
L'analyse des raies qui apparaissent dans le spectre renseigne sur l'atmosphère de l'étoile, là où ces raies se sont formées.
Un ensemble de raies d'absorption ou d'émission, caractéristique d'un élément chimique, nous indique ainsi la présence de cet élément dans l'atmosphère de l'étoile, dans des conditions physiques auxquelles il peut absorber ou émettre le rayonnement.
La longueur d'onde d'émission maximale du spectre continu (sans tenir compte des raies) donne par la loi de Wien la température spectrale de l'étoile, qui donne une idée de la température qui règne à la surface de l'étoile.
Lorsque l'ensemble des raies est décalé par rapport à sa position habituelle, un calcul d'effet Doppler donne la vitesse radiale de l'étoile par rapport à la Terre.
Enfin, la forme des raies est également comparée à celle qui résulterait de modélisations d'atmosphère stellaire: en ajustant les modèles au spectre recueilli, on obtient des informations sur les températures et les pressions qui règnent dans les diverses couches supérieures de l'étoile.
En conclusion, les CCD permettent une amélioration substantielle des mesures en astronomie, en spectroscopie en particulier. Ils remplacent avantageusement la plaque photographique. Une technologie proche de celle du CCD, le CMOS, se révèle encore plus prometteuse pour l'avenir.
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Dernière modification le 22/11/2004
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