Instruments astronomiques - Université Lille 1

L. Duriez - Instruments astronomiques 26
Considérons alors une rangée de photosites telle que par exemple on ait alternativement un photosite à 10 V puis
deux photosites à 2 V ; les électrons présents dans un celui initialement à 10 V pourront se déplacer vers le photosite
voisin à sa droite si on inverse leur tensions (celui à 10 V passant à 2 V et inversement).
Figure 20 - Schéma de principe du transfert de charges dans un CCD.
En exécutant cette inversion de tension en même temps sur chaque groupe de 3 photosites consécutifs de cette rangée,
on aura alors déplacé toutes les charges de la rangée d’une position vers la droite. En répétant ce transfert de charge
un certain nombre de fois avec un certain cycle d’horloge, on peut amener successivement toutes les charges une à
une en bout de rangée. La charge qui se trouve à un instant donné au bout de la rangée est “déversée” sur une diode
préchargée qui perd alors une partie de sa charge, générant un courant proportionnel à cette charge, qu’on amplifie,
qu’on échantillonne, qu’on numérise, puis qu’on enregistre dans une mémoire d’ordinateur (la numérisation consiste
à représenter la valeur échantillonnée de la charge contenue dans le photosite par un nombre compris entre 0 et 2 k − 1
où k, par exemple égal à 16, est le nombre de bits réservés pour mémoriser cette charge). Un cycle plus tard, c’est la
charge suivante qui arrive en bout de rangée, puis lue de la même façon et l’information numérisée qu’elle contient
est enregistré dans la mémoire voisine et ainsi de suite. Les charges étant comptées séquentiellement dans un ordre
bien défini, il existe une relation directe entre l’instant d’arrivée d’une charge en bout de rangée et l’endroit du capteur
d’où provenait initialement cette charge ; on peut ainsi reconstituer en mémoire une image de cette rangée sous forme
de “pixels” codés sur un ou plusieurs octets représentant chacun un nombre proportionnel au nombre de charges
reçues par le photosite correspondant. On procède de la même façon pour toutes les rangées du capteur, ce qui donne
finalement une image numérisée en n×m pixels (pour un CCD comportant m rangées de n photosites), et représentée
par un tableau de valeurs numériques à 2 dimensions : I 0 (n, m).
Précisons enfin que c’est souvent un unique ordinateur (un simple PC suffit) qui pilote le capteur en lui envoyant
sur programme les signaux de déclenchement de début et de fin de pose, et qui ordonne la “lecture” des photosites
puis le transfert de l’information numérisée vers sa mémoire.
3.3.2 Prétraitement d’une image CCD
Cependant, l’image astronomique numérique I 0 ainsi obtenue à l’issue d’une pose de durée T n’est pas exactement
représentative du nombre de photons reçu durant ce temps par chaque photosite car les charges qui y sont accumulées
ne sont pas uniquement dues à l’effet photoélectrique. Il faut corriger cette image “brute” en tenant compte de plusieurs
effets :
– bruit thermique : Même en l’absence de tout photon incident, la chaleur ambiante génère des électrons dans
chaque photosite proportionnellement au temps de pose. En astronomie, on réduit cet effet en refroidissant
le plus possible le capteur (par exemple thermoélectriquement par effet Peltier ou en faisant circuler un fluide
cryogénique comme l’azote liquide) mais il n’est jamais totalement éliminé. Pour connaître l’influence de l’effet
thermique sur l’image brute I 0 , on peut faire une image d’obscurité I obs du bruit thermique en posant avec la
même durée T dans l’obscurité totale (CCD avec obturateur fermé). La linéarité de cet effet avec le temps de
pose permet aussi de faire des images d’obscurité pour d’autres durées et d’en déduire par le calcul l’image
I obs (T ) correspondant à la durée T .