Qualification de IONIC, instrument de recombinaison ...

tel-00010396, version 1 - 4 Oct 2005
176 - 6. VALIDATION SUR LE CIEL
Pour définir une magnitude limite il va falloir choisir un niveau de rapport signal à bruit
(RSB) acceptable pour les mesures. Nous allons prendre ici RSB = 3. Le bruit de la caméra
est essentiellement un bruit électronique dans le cadre de l’utilisation de Lyric en bande H.
Il est de l’ordre de σ = 1000 e − . Le calcul suivant donne alors la magnitude limite en H :
Hlim = −2,5 × log
� σ × RSB
Ndet × τ
�
, (6.3)
où τ est le temps d’intégration. Le tableau 6.2 donne les valeurs des magnitudes limites
calculées avec les valeurs précédentes pour τ = 150, 100 et 50 ms.
6.1.3 Résultats d’injection
On a pu ainsi détecter de la lumière stellaire sur deux objets : αLyr (H = 0) et βPeg
(H = -2). Les données ont été acquises sur une nuit de la mission, les autres nuits ayant
servi aux différents réglages et optimisations de l’expérience. Lorsque la boucle de correction
était fermée on utilisait à la fois les systèmes de tip-tilt (IRCOM) et l’asservissement vidéo
du guidage des télescopes (GI2T). Ce dernier permet de corriger les dérives de suivi des
télescopes en mesurant la position du centroïde de l’image de l’étoile sur une caméra visible
et fonctionne à basse fréquence. Les temps d’intégration utilisés sont supérieurs au temps de
cohérence de l’atmosphère (50 ms ≤ τint ≤ 150 ms) mais les tentatives à des temps plus faibles
ont été limitées par le faible nombre de photons et le bruit important de la caméra. Le calcul
de magnitude limite précédent qui laisse penser que l’on aurait du être dans des conditions
d’observation plus confortables était donc optimiste et la transmission réelle de toute la chaîne
de mesure inférieure à l’estimation donnée. Le nombre d’acquisitions pour un même fichier n’a
pas pu être poussé au-delà de quelques centaines en raison du changement de couronne sur le
guidage des télescopes toutes les quatre minutes environ dans notre cas, changement qui fait
perdre momentanément le pointage et obligeait à ouvrir la boucle d’asservissement des tip-
tilts. Un plus grand nombre d’acquisitions aurait permis d’obtenir une meilleure statistique
sur les résultats. Néanmoins ces premiers résultats ont permis de mettre en évidence une
amélioration du couplage dans les fibres grâce aux correcteurs de tip-tilt (voir tableau 6.3).
On peut nettement voir l’influence de la correction sur les trois critères cités ici. Le temps
d’intégration pour ces mesures sur αLyr était de 150 ms et le ✭seeing ✮ de 2.5”. A chaque
mesure a été associée une mesure du fond réalisée en dépointant le télescope vers une région
noire du ciel. Le traitement des données a été fait de la façon suivante:
1. Lecture des données sur l’étoile, dat, et du fond, fond.
2. Soustraction du fond sur les données de l’étoile: datcor = dat− < fond >, la valeur
moyenne du fond étant calculée et soustraite indépendamment pour chaque pixel utile.
3. Calcul de l’écart type du bruit sur le fond: σfond.
4. Détermination du pourcentage de détection ndet qui correspond au pourcentage de
temps de l’enregistrement où datcor ≥ 3σfond.