Utilisation d'une caméra CCD en mode 'drift scan'


Application à une caméra type Audine et Cookbook

Introduction

Le principe est le suivant:
Pour surveiller automatiquement des surfaces de ciel de déclinaison figées,
le télescope est alors pointé à cet angle de déclinaison avec le suivi équatorial bloqué;
le transfert des lignes du capteur CCD est fait en synchronisme avec le mouvement de dérive
qui résulte de la rotation sidérale de la terre. La lumière d'un point de l'image éclaire
donc successivement tous les pixels d'une colonne du capteur.
La durée équivalente d'exposition est alors égale au temps nécessaire pour parcourir le
champ vertical du CCD.
Cette méthode permet théoriquement d'utiliser une barrette de pixels en ligne pour
réaliser une image mais la sensibilité d'un tel capteur serait faible.
En effet, la durée d'exposition nécessaire pour collecter un nombre d'électrons donné
dans une image est inversement proportionnel à la surface exposée et cette surface est
faible pour un capteur en ligne.
Le but est de savoir si l'utilisation systématique de ce mode ne présente pas un intérêt
en comparaison avec l'exposition directe.

Caractéristiques de ce mode

Le champ dans la dimension ascension droite (longitudinale) n'est pas limité
sauf par la durée utilisée pour une exposition.
On obtient ainsi des images sous forme de bandes de longueur
proportionnelle au temps d'exposition.
On peut faire des expositions multiples en replaçant le télescope au point de départ,
par contre la durée d'une exposition équivalente est déterminée par le temps qu'une
étoile met pour parcourir le champ longitudinal du CCD.
Cette durée est liée à la valeur de la déclinaison.

Chaque point de l'image est appliqué a tous les pixels d'une colonne ceci a pour
conséquence que:
La valeur moyenne du courant d'obscurité reste inchangée mais son bruit est divisé par la
racine carrée du nombre de lignes soit environ 15 pour un capteur de 244 lignes.
De même les variations de sensibilité sont réduites de ce coefficient.

On peut toujours faire des 'dark frames et flat fields' , ils sont alors représentés
par des lignes obtenues en faisant des moyennes du résultat d'exposition en l'absence de
lumière ou en lumière uniforme de tous les pixels longitudinaux de l'image.

Le 'Dark Frame ' se présente comme un niveau approximativement
constant à quelques ADU.
Le 'Flat Field 'est nécessaire car il compense le vignettage de l'optique mais il
peut être fait une fois pour toutes si la configuration mécanique reste figée comme elle
doit l'être: (orientation et position de la caméra).

Contraintes imposées par ce mode

Le transfert des lignes doit se faire à une cadence précise imposée par la dérive
de la rotation sidérale sinon il y a des bavures dans le sens longitudinal
Cette cadence est liée à la focale: f du télescope, à l'espace entre deux lignes du
CCD : e et à la déclinaison du pointage: dl .Pour un ensemble caméra plus téléscope,
le seul paramètre variable est la déclinaison :

T= 86400*e/f /cos(dl)/(1.002738*2*PI)



T est la durée en secondes de l'exposition d'une ligne

Le champ en déclinaison est lié à la largeur: L du CCD et à la focale:

Champ :minutes = (180*60/PI)*(L/f)



Pour un télescope C11 de focale 2800mm et un réducteur f/6.3 soit 1764mm
associé a la caméra Cookbook avec un TC245 on a les chiffres suivants:
comparés au KAF400
 

Camera Cookbook                               Camera Audine
Largeur de fenêtre
242 pixels (binning interne par 3)     384 pixels (binning interne par 2)
6.426mm dimension fenêtre            6.91mm dimension fenêtre
25.5 mu dimension pixel                 18 mu dimension pixel
 

Hauteur de fenêtre
244 pixels                                     256 pixels
4.76mm hauteur fenêtre                 4.6mm hauteur fenêtre
19.7 mu dimension pixel                 18 mu dimension pixel

à déclinaison nulle: T= 153.13 ms exposition équivalente : 37.1s
à déclinaison de 40° T=200ms exposition équivalente : 48.4s
La caméra donc le CCD doivent être orientés avec les lignes horizontales parallèles
au plan équatorial sinon il y a bavure dans le sens transverse.
On peut calculer l'erreur d'angle qui donnerait un défaut de un pixel:

25.5*10-3 /4.76 rd soit environ 0.3 degrés

Les pointages de déclinaison proches de 90 degrés sont inaccessibles
car le temps d'exposition d'une ligne deviendrait trop élevé.
De plus il y aurait une différence de défilement entre la partie
supérieure et inférieure du champ.
On peut cependant accéder à des angles de déclinaison élevés en utilisant
le scan d'aprés un principe différent (voir l'article:
On conserve le mouvement équatorial mais on produit un balayage en
déclinaison uniforme, la durée d'exposition interligne est corrigée
constamment suivant le cosinus de celle-ci.
On a ainsi des bandes d'ascension droite constante, le temps d'exposition
peut être choisi d'aprés la vitesse de balayage.

Avantages de ce mode

Le champ dans la dimension longitudinale est illimité et ceci sans
rotation de champ.
On peut avec ce mode utiliser un téléscope Dobson,par contre si l'on
veut faire des expositions multiples du même champ, il faut calculer
l'azimuth et le site correspondant à la dérive ayant eu lieu entre les
deux expositions successives.avec rotation du champ éventuelle.
Avec un équatorial, il suffit de tourner l'ascension droite de la
durée entre les deux expositions. On peut ainsi utiliser quand même
un telescope ayant un suivi défectueux.
Le fait de pointer avec un site et azimuth fixes est un avantage
en cas de pollution lumineuse, celle-ci restant en général d'un niveau
constant.

Presentation du logiciel


Ce logiciel n'est pas déstiné à une gestion à distance de l'observatoire,
il nécessite une configuration matérielle trés réduite: téléscope plus caméra
il suppose une interaction directe entre l'observateur et le télescope,
en particulier, l'image acquise en mode scan est visible immédiatement
pour effectuer les réglages qui, en plus du pointage et de la mise au
point consistent à régler la durée d'exposition de ligne et l'orientation
de la caméra en opposition à la dérive.

Le mode d'emploi du logiciel et les sources sont inscrits ICI.

Résultats d'essais

Le téléscope suivant uilisé est un C11 avec
réducteur de focale f/6.3.

L'image obtenue ci-dessous a été faite dans des conditions de pollution
lumineuse importante (niveau entre 1500 et 1600 ADU
Pour une Pleine echelle de 4095.
C'est une prise de vue en drift scan de M57:
On constate l'allongement dans le sens longitudinal dû au fait que les
pixels du TC245 ne sont pas carrés.
Les images suivantes sont faites avec la camera Audine,
c'est une image autour de la galaxie M43

celles-ci montrent un enregistrement issu du catalogue Guide7
et l'enregistrement de la camera. On y voit que toutes les étoiles de
magnitude 15 y sont présentes.
 


 
 

Voici une comparaison entre un enregistrement  en mode scan et en mode fixe de M51:


 
 




Images de M51 avec et sans une supernova