Télescopes

Pour étudier les phénomènes décrits dans §1.1, nous utilisons les télescopes et les instru- ments qui permettent d’explorer plusieurs régions et phénomènes astrophysiques. Dans cette section, nous allons explorer deux télescopes importants : le Chandra X-ray Observatory et le télescope Canada-France-Hawaii (CFHT).

1.6.1. Observatoire rayons X Chandra

Le vaste dépôt des données en rayons X n’aurait pas été possible sans le satellite

Chandra, montré dans la figure 1.14. Nommé après le célèbre astrophysicien Subrahmanyan

Chandrasekhar, l’observatoire Chandra a été déployé le 23 juillet 1999. En raison de son orbite elliptique, Chandra oscille entre 131 km et 9 600 km au-dessus de la surface de la Terre et chaque orbite prend plus de soixante heures2. Étant donné leur haute énergie, les photons rayons X doivent être réfléchit avant de pouvoir les accumuler. À partir de cette contrainte, l’équipe de Chandra a construit un système de 4 miroirs paraboliques imbriqués et 4 miroirs hyperboliques imbriqués pour canaliser les photons entrants sur un imageur standard et un système de dispositifs à transfert de charge (CCD, de l’anglais

Charge-Coupled Device; p. ex. Howell 2006; Martinez and Klotz).

Fig. 1.14. Interprétation artistique du Chandra X-ray Observatory qui inclut les panneaux

solaires. Source: NASA/CXC

Le système de miroirs s’appelle le HRMA (High Resolution Mirror Assembly) et une grande partie du succès du télescope est due à ce mécanisme d’accumulation des photons

(a) Configurations de deux configurations de CCDs dans Chandra: ACIS-I et ACIS- S.

(b) Schématique des miroirs utilisés par Chandra.

Fig. 1.15. Chaque CCD dans l’ensemble ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer )

couvre 8.4‘ × 8.4‘. Source: NASA/CXC

(voir figure 1.15; Garmire et al. 2003). Au total, il y a plusieurs instruments: la caméra haute résolution (HRC, de l’anglais High Resolution Camera), l’ensemble de CCDs (ACIS, de l’anglais Advanced CCD Imaging Spectrometer, le spectromètre à réseau de transmission à haute énergie (HETGS, de l’anglais High Energy Transmission Grating Spectrometer ) et le spectromètre à réseau de transmission à basse énergie (LETS, de l’anglais Low Energy

Transmission Grating Spectrometer ). Les spectromètres à réseau de diffraction sont moins

utilisés que le HRC et l’ACIS qui sont situés sur le plan primaire du télescope. Cependant, ils nous permettent d’étudier les objets avec une meilleure résolution spectrale et sont toujours bien employés (p. ex. Lobban et al. 2011; Reynolds et al. 2020). Depuis le lancement du télescope, le domaine de l’astronomie en rayons X a changé énormément grâce à la performance de Chandra; pour la première fois, les scientifiques ont la capacité de résoudre les sources d’une taille d’environ 0.5 arcsecondes (p. ex. Weisskopf et al. 2000; Weisskopf et al. 2002).

Dans les articles présentés dans ce mémoire, nous utilisons uniquement les deux regroupements d’ACIS : nous le présentons donc en plus de détails ici et dans la figure 1.15. Les dix CCDs nous permettent de prendre des images à haute résolution avec des spectres d’une résolution sans précédent d’environ 150 eV (p. ex. Broos et al. 2010; Garmire et al. 2003; Li et al. 2004). Chaque CCD contient 1024 pixels par 1024 pixels. Ils contiennent un mélange de CCDs éclairés à dos (BI, de l’anglais Back-Illuminated; 6) et éclairés de front (FI, de l’anglais Front-Illuminated; 4). En général, le temps de lecture (read-out time) est de 3.2 secondes. Chaque photon qui frappe le détecteur est considéré comme un événement qui va être utilisé par le logiciel de réduction et de traitement des données. Le détecteur

attribue un grade à chaque photon détecté, ce qui nous permet de déterminer la qualité de chaque événement. Sur les vingt dernières années d’usage, la qualité des CCDs a lentement dégradé et ceux-ci fonctionnent mieux au-dessous de 2 keV (p. ex. Plucinsky et al. 2018).

L’usage de cet instrument est primordial pour obtenir les résultats qu’on a aujourd’hui. À partir du téléchargement de données brutes de l’archive de Chandra, l’utilisateur a plusieurs outils à sa disposition, grâce au travail de l’équipe de logiciel au centre rayons X de Chandra (CXC, de l’anglais Chandra X-ray Center ). Pour retraiter les données, nous choisissons d’abord un CCD sans émission de notre objet, enlevons les sources ponctuelles en utilisant l’outil VTPDETECT et trouvons les temps où il y a eu un événement tel qu’une éruption solaire (background flaring event) avec LC_SIGMA_CLIP. Puis, nous enlevons les rayons cosmiques avec DESTREAK. Nous marquons tous les pixels dans les observations où il y a un problème en utilisant ACIS_BUILD_BADPIX. Ensuite, nous employons l’outil ACIS_PROCESS_EVENTS. À partir de cela, nous pouvons utiliser le nouveau fichier pour l’analyse photométrique et spectroscopique.

1.6.2. Télescope Canada-France-Hawaii

Le CFHT est situé au sommet de Mauna Kea sur l’île d’Hawaii et a débuté ses opérations en 1979. Avec le télescope de 3,6 mètres, les astronomes peuvent regarder le cosmos en visible et en infrarouge. Le CFHT possède cinq instruments: MegaCAM (un imageur optique de grand champ), WIRCam (un imageur infrarouge de grand champ), ESPaDOnS (un spectrographe et spectropolarimeter optique), SPIRou (un spectropolarimeter en proche infrarouge) et finalement SITELLE (Spectromètre Imageur à Transformée de Fourier pour l’Étude en Long et en Large de raies de l’émission). À partir du 7 juillet 2015, SITELLE a été disponible au CFHT. SITELLE est le successeur d’un instrument construit au Québec: SpiOMM. SITELLE est un interféromètre fortement inspiré de l’interféromètre de Michelson. L’imageur est montré dans la figure 1.16.

Grâce à la taille de ses pixels (0.32") et à la visibilité au sommet de Mauna Kea (∼0.8"), SITELLE produit des spectres à haute résolution spatiale. Les détecteurs de SITELLE sont deux e2v CCDs de 2048 pixels par 2048 pixels chaque. Il y a neuf filtres disponibles qui couvrent une gamme de longueurs d’onde de 350 nm à 900 nm. L’impressionnant champ de vue de SITELLE, 11’×11’, est plus de 100 fois plus grand que l’IFU (Integral Field Unit) MUSE (p. ex. Drissen et al. 2014; Drissen et al. 2019). De plus, l’utilisateur a le choix d’une résolution spectrale entre 1 et 10 000.

(a) L’appareil classique de Michelson (b) Le schéma de SITELLE

Fig. 1.16. L’instrument SITELLE est basé sur l’appareil classique de Michelson avec plu-

sieurs modifications qui lui permettent d’atteindre une plus haute résolution spectrale. Source: FTS-Primer

La résolution spectrale et spatiale étonnante de SITELLE rend les données complexes; chaque observation de SITELLE aboutit à un cube de données avec des dimensions 2048 pixels par 2048 pixels (spatial en x et y) multiplié par la résolution spectrale. Ainsi, on a plus de 4 000 000 pixels qui contiennent chacun un spectre. La figure 1.17 présente la complexité d’un cube de SITELLE. L’équipe de logiciel au CFHT, en collaboration avec l’Université Laval, a créé le logiciel nécessaire pour traiter et analyser ces données ; il y a trois modules Python pour faire les étapes différentes : ORB (Outils de réduction binoculaire), ORBS (Outil de réduction binoculaire pour SITELLE) et ORCS (Outil de réduction de cubes spectraux)3.