4.1.1 T´elescope et situation
`
A l’exception notable de la derni`ere partie consacr´ee aux premi`eres retomb´ees de la mission
Venus Express, toutes les donn´ees utilis´ees pour ce travail de th`ese ont ´et´e acquises `a l’Infrared
Telescope Facility (irtf, figure 4.1, gauche). Ce t´elescope de 3 m`etres, d´edi´e aux observations infrarouges et consacrant la moiti´e de son temps d’observation au syst`eme solaire, est une propri´et´e de la NASA, qui en d´el`egue la gestion `a l’Institute for Astronomy (IfA) d’Honolulu. Il se situe au sommet du Mauna Kea, large volcan dormant et point culminant de l’ˆıle d’Hawaii `
a 4205 m`etres d’altitude. Les qualit´es astronomiques du site sont nombreuses, et ont conduit `
a la pr´esence d’un grand nombre d’observatoires parmi les plus avanc´es au monde, tel le t´elescope Canada-France-Hawaii (cfht), le t´el´escope japonais Subaru, le t´elescope infrarouge britannique UKIRT ou encore l’observatoire Keck. En particulier :
– il se situe au dessus de 40 % de l’atmosph`ere terrestre et 90 % de son contenu en vapeur d’eau, conduisant `a un seeing moyen exceptionnel1;
– le ciel, tr`es sombre en raison du relatif isolement, y est d´egag´e plus de 300 jours par an ; – la latitude du lieu (20˚N) permet de voir la majorit´e du ciel dans les deux h´emisph`eres,
ainsi qu’une excellente disposition de l’´ecliptique.
L’irtf poss`ede plusieurs instruments2 parmi lesquels le spectro-imageur MIRSI dans l’in- frarouge moyen (autour de 10 µm ), le spectrom`etre `a haute r´esolution CSHELL (1 `a 5 µm , avec un pouvoir de r´esolution maximal de 30000), l’imageur NSFCAM2 (1 `a 5 µm ), pouvant ˆetre coupl´e `a un syst`eme d’optique adaptative ; et enfin le spectro-imageur SpeX. Seul SpeX nous a servi au cours de cette th`ese. Sa description plus d´etaill´ee fait l’objet de la section suivante.
4.1.2 Le spectrom`etre SpeX
SpeX (Rayner et al., 2003), mis au point `a l’IfA, consiste en un spectrom`etre `a fente longue op´erant de 0, 8 `a 5, 4 µm avec un pouvoir de r´esolution compris entre 1000 et 2000, et d’un guideur couvrant un champ d’une minute d’arc carr´ee `a une r´esolution de 0, 12 seconde par pixel. Ses ´elements diffractants sont constitu´es de r´eseaux directement grav´es sur les faces de prismes3, ce qui permet `a une longueur d’onde par ordre de diffraction de ne pas ˆetre d´evi´ee de l’image de la fenre. Le plan focal du spectrographe est un d´etecteur InSb de 1024 × 1024 pixels repr´esentant chacun 0, 15” × 0, 15”, tandis qu’un d´etecteur InSb 512 × 512 est utilis´e pour le guideur. Ces deux d´etecteurs sont cryog´eniquement refroidis `a une temp´erature de 35 K en service.
1
le plus souvent inf´erieur `a la seconde d’arc.
2
sans compter d’autres instruments d’´equipe comme TEXES.
3
De tels ´el´ements sont connus sous le nom de grism (grating prism) en anglais.
36 CHAPITRE 4. ACQUISITION DES SPECTRES
Fig. 4.1 – `A gauche : Vue de l’irtf. `A droite : La salle du CODAM en aoˆut 2004.
Un des grands atouts de SpeX est sa versatilit´e. Selon la fente choisie, l’ordre de dispersion ou le filtre utilis´es, un large ´eventail de r´esolutions et d’´etendues `a la fois spatiales et spectrales sont disponibles. L’observation de l’´emission thermique de V´enus dans la bande `a 2, 3 µm sur l’int´egralit´e du disque v´enusien – dont le diam`etre ´etait l´eg`erement inf´erieur `a 30 secondes d’arc durant nos observations – `a une r´esolution spectrale suffisante (R ∼ 2000) nous a conduit `
a n’utiliser qu’un seul de ces Science Modes. Dans ce mode, la fente du spectrom`etre mesure 60 secondes d’arc de hauteur (dimension image) et 0, 3 seconde d’arc de largeur (dimension de dispersion spectrale), soit 400 pixels de haut sur 2 pixels de large. Le pouvoir de r´esolution spectrale obtenu est de 2000. `A l’aide d’un filtre, l’ordre 3 de dispersion est seul conserv´e, ce qui donne un intervalle spectral allant de 1, 92 `a 2, 52 µm, recouvrant la totalit´e de l’´emission thermique de V´enus dans la fenˆetre ´etudi´ee. De plus, la hauteur de la fente a permis le plus souvent d’alterner d’une pose `a l’autre la position de V´enus sur le plan image sans recouvrement, ce qui nous a fourni par simple soustraction une fa¸con simple de s’affranchir des effets de courant d’obscurit´e.
4.1.3 Un mode d’observation nouveau : l’observation `a distance
La particularit´e peut-ˆetre la plus marquante de toutes nos campagnes d’observation est qu’aucun observateur n’a jamais dˆu se rendre sur place pour acqu´erir les donn´ees ; l’int´egralit´e de nos acquisitions s’est faite depuis 2003 en utilisant la technologie du remote observing. Il s’agit plus pr´ecis´ement d’un contrˆole actif `a distance : grˆace aux infrastructures Internet `a haut d´ebit reliant Meudon `a l’irtf, il est possible de conduire les observations `a distance avec la mˆeme interface que si l’on se trouvait sur place. En particulier, le pointage grossier de l’instrument est toujours assur´e par un astronome situ´e sur place, les observateurs effectuant seulement de petites corrections.
Ces techniques ont ´et´e d´evelopp´ees entre l’observatoire de Meudon et l’irtf depuis jan- vier 2002 au sein du centre pour l’observation `a distance astronomique `a Meudon (codam) fond´e par Mirel Birlan (IMCCE – Observatoire de Paris). Plus d’une vingtaine de campagnes d’observation y ont ´et´e men´ees `a ce jour4, concernant outre V´enus l’´etude d’ast´ero¨ıdes (Birlan
et al., 2004). Le codam dispose `a Meudon d’une salle d´edi´ee comprenant trois ordinateurs : deux d’entre eux sont d´edi´es respectivement au pilotage du guideur et de l’instrument SpeX, le troisi`eme sert de poste de visioconf´erence avec l’op´erateur du t´elescope `a Hawaii. Ces trois ordinateurs sont bien visibles sur la photographie de droite de la figure 4.1.
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