Derniers développements

Pour assurer une exploitation optimale de PISCO, je travaille en collaboration étroite

avec Marco Scardia, Luigi Pansecchi (Merate, Italie) et Robert Argyle (Cambridge, UK).

Depuis 2003 et jusqu’en 2010 (i.e., tant que ma santé me l’a permis), j’ai effectué chaque

année une mission d’une semaine à Merate pour améliorer mes programmes ou faire quelques

opérations de maintenance. Les modifications apportées dans mes programmes (à Merate ou

à Toulouse) ont permis d’améliorer la qualité et le rendement des observations d’une part, et

de faciliter leur traitement, d’autre part.

– En 2005, Marco a fait usiner un réseau pour permettre une calibration absolue de

l’échelle sur le détecteur de PISCO (Fig. III.5). La méthode que nous avons utilisée

pour cette calibration est décrite dansScardia et al.(2007)

FIG. III.6: Réseau de calibration monté sur le télescope Zeiss de 1m de Merate en Novembre 2005. Ce réseau permet une calibration absolue de l’échelle sur le détecteur de PISCO. De gauche à droite : Jean-Louis Prieur, Marco Scardia, Renzo Valtolina et Luigi Pansecchi.

– En 2007, j’ai amélioré l’algorithme de mon programme de calcul des fonctions

d’auto-corrélation (pendant les observations), en utilisant des processus autonomes dédiés au

traitement (programmation “multi-threads” : voir Fig :II.0). Ceci s’est traduit par un

gain en vitesse de traitement d’environ 50%.

– En 2008, j’ai travaillé sur la partie restauration d’images, ce qui a ensuite permis

d’ob-tenir des images restaurées par des méthodes bispectrales, directement dans la coupole,

juste à la fin des observations (voir SectII.1.3).

– Lors de ma visite à Merate en 2008, nous avons changé le PC qui effectue le traitement

dans la coupole, ce qui a augmenté la vitesse de traitement. Depuis ce changement, nous

numérisons et traitons désormais toutes les images en temps réel, avec une cadence de

50 images par seconde.

– En 2009, nous avons modifié le programme d’acquisition pour enregistrer les images

élémentaires sur disque dur, en lieu et place des cassettes SVHS. Ceci est rendu possible

par l’évolution technologique, qui permet aujourd’hui d’acquérir des disques durs de

grande capacité (plusieurs téra-octets), pour un prix raisonnable.

Au cours des dernières années, j’ai mis au point une procédure quasi-automatique qui

permet de générer les tables et les figures pour les articles, en utilisant plusieurs bases de

données et notamment les catalogues Hipparcos, du WDS (Washington Double Star Catalog),

OC6 (Sixth orbit Catalog) et IC4 (Fourth Catalog of Interferometry Measurements). Ceci a

l’avantage d’éviter des erreurs et de réduire le temps entre les observations et la publication

des mesures. Le grand nombre de mesures rendait nécessaire cette façon de travailler.

III.1.4 Performances

Notre expérience au Pic du Midi nous a montré que la haute résolution spatiale n’était

possible avec PISCO que pour des objets relativement brillants (m

V

< 12 avec le TBL

et les détecteurs les plus sensibles que nous avons utilisés), ce qui a limité notre champ

d’application au domaine stellaire et planétaire. Nous nous sommes ensuite concentrés sur

l’étude des étoiles doubles et multiples. C’est le domaine privilégié de l’interférométrie des

tavelures, car cette technique est très efficace pour obtenir des mesures précises d’étoiles

doubles serrées, même lorsque les conditions atmosphériques ne sont pas excellentes.

Avec le télescope Zeiss de Merate, les conditions nécessaires pour observer une étoile

double avec PISCO et la caméra ICCD sont :

– magnitude :m

V

≤11mag (11 avec l’oculaire de 32 mm),

– séparation :ρ≥0.12",

– différence de magnitude :∆m ≤4mag

L’acquisition d’une caméra plus moderne pourrait permettre d’observer des objets plus faibles,

mais il se poserait alors le problème du pointage de ces objets. Le télescope Zeiss est très

ancien et le pointage se fait encore sans ordinateur, de façon “traditionnelle”, en lisant la

po-sition du télescope sur les cercles de déclinaison et d’angle horaire, puis en centrant l’objet

à l’aide du chercheur. Au-delà de la magnitude 10, il y a généralement plusieurs objets dans

le champ du chercheur, et il est nécessaire d’utiliser des cartes de champ pour pointer le bon

objet. Cette opération prend alors du temps, et elle est très difficile (voire impossible) à faire

par un seul observateur.

III.1.5 Conclusion

Nous pouvons constater aujourd’hui que PISCO a pleinement rempli sa mission, et même

dépassé les objectifs initiaux. Après avoir été utilisé au foyer Cassegrain du TBL au Pic du

Midi entre 1993 et 1998, il est installé depuis novembre 2003 sur letélescope Zeissde 102 cm

de diamètre de l’Observatoire de Brera à Merate (Italie). Depuis cette date, ce télescope est

entièrement dédié à l’observation d’étoiles doubles visuelles avec PISCO.

Cet instrument a permis la restauration d’images (ou plus généralement d’information)

à haute résolution angulaire, jusqu’à la limite de diffraction du télescope. Les observations

avec PISCO ont conduit à la publication de plusieurs milliers de mesures d’étoiles doubles

très précises et calibrées de manière absolue (Annexe B). PISCO a aussi rempli sa mission

de banc d’essai pour l’équipe “Synthèse d’Ouverture”, en nous permettant de mettre au point

une procédure complète de restauration d’images à l’aide de méthodes bispectrales. Cette

procédure fonctionne en mode non supervisé et en temps réel depuis 2005 (voir SectII.1.3).

Plus de renseignements sur PISCO sont disponibles dansPrieur et al.(1998) qui fait une

synthèse des caractéristiques de cet instrument, enAnnexe Aet dans le manuel technique

des-tiné aux utilisateurs (Prieur et al.,1993). Enfin, nous tenons à jour une page internet consacrée

à PISCO, en plusieurs langues :français,anglaisetitalien.

FIG. III.7: PISCO2 avec la caméra EMCCD ANDOR DV897 au foyer de la grande lunette de Nice (clichés R. Gili)

III.2 PISCO2

III.2.1 Présentation

PISCO2 (Pupil Interferometry Speckle camera and COronagraph, 2ème version) est un

tavelographe construit en 2010–2012, pour la lunette de 76-cm de l’OCA (“Grand

Equa-torial de l’Observatoire de la Côte d’Azur”, dénomée ci-après L76) (Figs. III.6). C’est un

instrument focal dédié à l’observation des étoiles doubles visuelles, en utilisant la technique

d’interférométrie des tavelures (Labeyrie,1970) pour obtenir des mesures très précises.

Le schéma optique de PISCO2 (Fig. III.7) est semblable à celui de PISCO, mais il a

été simplifié pour se limiter au mode “interférométrie des tavelures”. Comme pour PISCO,

deux prismes de Risley sont utilisés pour corriger la dispersion atmosphérique. La mise au

point de la grande lunette exigeant une translation du détecteur qui serait difficile à mettre en

œuvre, PISCO2 comporte une fonction de “mise au point” motorisée, qui n’existe pas dans

PISCO. Toutes les fonctions associées à la configuration des éléments optiques de PISCO2

sont commandées à distance depuis un ordinateur (Gili et al.,2014).

PISCO2 peut être équipé de différent détecteurs. Le changement de la lentille L1 permet

de maintenir un agrandissement adapté aux différentes tailles des pixels, pour obtenir un

bon échantillonnage des images fournies par le détecteur. Par exemple, deux lentilles L1 de

50 et 100 mm de focale ont été utilisées respectivement pour les caméras ANDOR DV885 et

DV897. Ces caméras ont été successivement montées sur PISCO ; elles sont décrites en détail

dansGili et al.(2014).

J’ai écrit un programmebuildspeck1.cppqui permet l’acquisition d’images en poses

courtes avec les caméras EMCCD ANDOR, leur enregistrement dans des fichiers FITS-3D,

filter

Flip mirror (optional)

L2 for science channel Ø 25 mm

f= 125 mm Input beam from L76

f/D = 24,18

primary focal plane

L1 : for // beam

remote controlled translation stage

L3 for visual channel f = 80 mm

EMCCD camera Andor® IXON Final image planes: F'' : f/D = 60,4 DV 897 foc L1 = 50 mm Ø L1 = 12,5 mm F' : f/D = 30,2 DV 885 foc L1' = 100 mm Ø L1' = 12,5 mm eyepiece f=25 mm remote controlled Risley prisms pupil plane

FIG. III.8: PISCO2 : schéma optique. La focale de la lentille L1 est déterminée en fonction de la dimension des pixels du détecteur utilisé (pour obtenir un bon échantillonnage).

et leur traitement en temps réel (voir Sect.II.1.1). Ce programme peut fonctionner aussi en

temps différé, et traiter des fichiers de données déjà enregistrées.

En 2012, René Gili a procédé à une calibration absolue de l’échelle sur le détecteur en

employant la même méthode que celle utilisée pour PISCO (Scardia et al.,2007) : un réseau

de calibration a été placé au sommet du tube de la lunette (Gili et al.,2014).

Dans le document Contribution en Signal, Image et Instrumentation pour l'Astronomie (Page 55-59)