IV.4 Etude de binaires spectroscopiques
V.1.3 Améliorations sur le plan technique
Le nouveau télescope Epsilon
Le projet C2PU d’enseignement universitaire de l’OCA, dirigé par Lyu Abe, Philippe
Bend-joya et Jean-Pierre Rivet, prévoit la réhabilitation des deux télescopes de 1 m de l’ancien
interféromètre infra-rouge “Soir d’été” de Jean Gay. Le télescope Omicron destiné
unique-ment à des activités d’enseigneunique-ment est aujourd’hui terminé. A terme, il devrait être pilotable
à distance par une connexion internet. Le télescope Epsilon sur lequel PISCO sera monté est
en cours de réalisation.
Le laboratoire LISE (Laboratoire d’Interférométrie Stellaire et Exoplanétaire) de l’OCA,
dirigé par Antoine Labeyrie, est impliqué dans ce projet, en prenant en charge la fabrication
de l’optique devant équiper ces deux télescopes. Les miroirs du télescope OUEST (Omicron)
ont été réalisés en 2010-2012 par David Vernet, le responsable de l’atelier optique de ce
laboratoire. La qualité optique de ce télescope est excellente, comme l’ont montré les
pre-miers essais sur le ciel (voirC2PU-images). D. Vernet est actuellement en train de terminer
le polissage des miroirs du télescope Epsilon (voir Fig.V.1).
La réhabilitation du télescope Epsilon est donc en bonne voie. Le support de PISCO (voir
Sect. V.1.3) est en cours de réalisation à l’atelier mécanique de l’OCA. La fabrication du
barillet (support du miroir primaire) devra être sous-traitée en partie à l’extérieur, à cause
de ses grandes dimensions. L’ensemble des pièces mécaniques devrait être terminé avant
l’automne 2014. Le système de pilotage du télescope Epsilon et de sa coupole sera identique
à celui du télescope Omicron, qui est déjà opérationnel. Sa réalisation ne devrait donc pas
poser de problème. Il est difficile de donner une date pour la fin des travaux, mais il est
probable que la première lumière ait lieu pendant l’hiver prochain (voirsite web C2PU).
Foyer F/12.5 Lim ite d e co llision avec le b erce au FP SCHEMA DE PRINCIPE DE LA
FIXATION AU TELESCOPE Echelle: 1’’ = 250mm Projection: Chaise de fixation Support de M4 T a v e lo g ra p h e P IS C O Ellipse pour le positionnement de M4 Miroir M3 Ancrage supérieur Ancrages inférieurs
FIG. V.3: Schéma du montage de PISCO sur le tube du télescope Epsilon de l’OCA (cf. étude de J.-P. Rivet, 2013).
Montage de PISCO sur le télescope Epsilon
Le nouveau télescope Epsilon sera de type Cassegrain, avec deux miroirs secondaires
M2 et M3 alignés sur l’axe du tube. PISCO sera installé sur le côté de ce tube, dans une
position inversée par rapport au montage sur un foyer Cassegrain, l’entrée étant orientée vers
le bas (voir FigV.2). Ce montage a le double avantage d’être facile à mettre en œuvre et de
pouvoir utiliser rapidement un autre instrument placé de l’autre côté du tube, par un simple
basculement du miroir M3.
La caméra montée à l’arrière de PISCO gardera ainsi la même orientation par rapport au
Nord, quelle que soit la direction de l’objet visé. Un montage de type Coudé aurait nécessité
au moins deux miroirs de renvoi supplémentaires et un dispositif de rotation de champ, avec
une incertitude inévitable sur la direction du Nord dans le champ.
J.-P. Rivet a conçu un système astucieux pour le réglage du miroir plan M4 : ce miroir est
mobile sur un support sphérique, dont le centre de rotation est situé sur la surface du miroir.
De cette façon, le réglage du miroir M4 en rotation pour centrer le faisceau au niveau de
plan focal d’entrée PF de PISCO, ne modifie pas la distance frontale du foyer à l’intérieur
de PISCO. La deuxième étape du réglage consiste à aligner le faisceau d’entrée avec l’axe
optique de PISCO. Comme on le voit sur la figureV.2, on peut considérer que le centre du
miroir M4 appartient à une ellipse dont les deux foyers sont le centre du miroir plan M3
et le centre du champ au niveau du plan focal d’entrée PF de PISCO. Ce deuxième réglage
doit donc se faire en déplaçant le centre de M4 sur cette ellipse, afin de garder une distance
M3-M4-PF constante et conserver ainsi la mise au point.
Changement de détecteur
Nous voudrions profiter de ce transfert pour changer de détecteur au profit d’une caméra
plus sensible et plus récente (la caméra ICCD de l’université de Nice a plus de vingt ans).
Mais le choix est difficile, parce que nos conditions d’utilisation sont très particulières. Nos
tests ont montré que les performances observées sont bien différentes de celles annoncées par
les constructeurs.
Depuis quelques années, nous avons l’intention de remplacer la caméra ICCD que nous
utilisons depuis une quinzaine d’années. par une caméra EMCCD. Nous avons orienté notre
choix vers les caméras ANDOR qui sont les moins chères. Les performances annoncées par le
constructeur pour ces caméras sont très attractives avec des rendements quantiques supérieurs
à 50–70%. Le gain attendu serait donc par conséquent, de l’ordre de 3 magnitudes, par
rap-port à la caméra ICCD Philips que nous utilisons, dont la photo-cathode avait un rendement
quantique de l’ordre de 7% lorsqu’elle avait été achetée (en 1993 !).
L. Koechlin (IRAP) et R. Gili (OCA), nous ont prêté deux caméras EMCCD ANDOR
(LUCA-R et IXON DV885), que nous avons pu tester sur PISCO à Merate en 2010 et 2011.
Pour réaliser ces tests, nous avons fait usiner une bride d’adaptation compatible avec ces deux
caméras. J’ai aussi écrit un programme en C++,buildspeck1pour piloter ces caméras et
faire le même traitement en temps réel qu’avec le programmevcrbque j’avais écrit pour la
caméra ICCD Philips. Notons qu’il existe une autre version de ce programmefilespeck1
qui permet le traitement différé des cubes de données enregistrés pendant les observations,
sans nécessiter de connexion avec une caméra ANDOR.
Pendant deux semaines, en septembre 2010, puis en mai 2011, nous avons pu utiliser
ces deux caméras ANDOR dans les mêmes conditions que la caméra Philips (par chance,
les conditions météorologiques nous ont été assez favorables). Nous avons été très déçus
par leurs performances. Lors de ma mission en septembre 2010, la caméra LUCA-R s’est
révélée moins sensible que la caméra Philips (environ une magnitude de différence). En mai
2011, nous avons testé une caméra IXON qui était elle-aussi une caméra EMCCD, mais plus
performante (et plus chère) que la LUCA-R. La caméra IXON est équipée d’un système
de refroidissement plus évolué (jusqu’à −70
◦C, au lieu de −20
◦C de la caméra
LUCA-R). En choisissant les meilleurs réglages, la caméra IXON est parvenue à égaler à peu près
les performances en sensibilité de la caméra Philips, mais au prix d’un plus grand temps
d’intégration (poses de 100 ms pour la caméra IXON au lieu de 12 ms pour la caméra Philips)
et de défauts très gênants dans les transformées de Fourier. A la suite de ces tests, nous avons
décidé de garder notre ancien détecteur ICCD Philips pour PISCO.
Il semble que les nouvelles caméras ANDOR soient beaucoup plus performantes, mais
nous n’avons pas pu les tester sur PISCO. R. Gili utilise avec PISCO2 une caméra IXON
DV897 équipée d’un CCD aminci éclairé par l’arrière, et refroidi à−90
◦(Gili et al.,2014). Il
estime le gain en sensibilité à 2 mag. environ par rapport à la caméra IXON DV885 que nous
avons testée sur PISCO. Les nouvelles caméras ANDOR semblent encore plus sensibles, ce
qui devrait conduire à un gain total d’environ 3 mag. par rapport à notre détecteur ICCD.
C’est donc vers ce type de caméra que devrait se porter notre choix. En cas de difficultés
pour en obtenir le financement, nous continuerons à utiliser la caméra ICCD avec PISCO.
M. Scardia a fait refaire des câbles plus longs pour pouvoir commander cette caméra depuis
la salle de contrôle du télescope Epsilon. Nous sommes donc prêts à pouvoir utiliser PISCO,
dès que le télescope sera terminé.
Dans le document
Contribution en Signal, Image et Instrumentation pour l'Astronomie
(Page 84-87)