Utilisation Astronomique de la Caméra Electronique Grand Champ,–II†

Utilisation Astronomique de la CamCra Electronique Grand Champ-IIt G. WLERICK, G. LELIEVRE, L. RENARD, B. SERVAN, D. HORVILLE, J. FROMAGE, J. M . LE FLOHICJ D. BAUDUIN Observatoire de Paris, Paris, France

A. BIJAOUI Obseruatoire de Nice, Nice, France et

G . COURTES Laboraroire d‘AsIronornie Spatiale, Marseille, France

INTRODUCTION Lors du preckdent Symposium, nous avons decrit l’installation d’un ensemble de camkras au telescope de 3,6 m Canada-France-Hawaii (Servan et al., 1985)et les premikres observations astronomiques effectukes (Wlkrick et al., 1984a). Nous indiquons les ameliorations rkaliskes depuis 1983, et signalons les observations difficiles qui ont ttk faites. Nous dkcrivons kgalement, I’kvolution de l’ensemble utilisk 6 I’Observatoire de Haute-Provence, et, en particulier, son adaptation a un rtducteur focal, permettant de travailler avec un champ angulaire plus grand sur le Ciel. DE LA CAMERA ET AMELIORATION

DES

PROCEDURES D’OBSERVATIONS

Nous rappelons brikvement les caractkristiques du tube: diamktre utile de la photocathode 8 1 mm; grandissement 1,O; 2 x lo6 klkments-images (pixels); cathode de type S . 11 (possibilitk d’utiliser des S-20); kmulsion electronographique Kodak Electron Microscope; chaque tube permet de faire 9 poses (bient6t-24 poses). Les amkliorations ont porte principalement sur la qualitk des photocathodes.

t Les observations ont etk effectuees I I’Observatoire de Haute-Provence du CNRS et avec l’instrurnent de la Socitte du Telescope Canada-France-Hawaii. $ Cet article est dedii li J . M. Le Flohic, decbdk au Mauna Kea, a Hawaii, le 20 Juin 1987. 135 ADVANCES IN ELECTRONICS A N D ELECTRON PHYSICS VOL. 14

Copyright Q 1988 Academic Press Limited All rights of reproduction in any form reserved ISBN 0-12-014674-6

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G. WLERICK ET A L .

Rendement Quantique des Cathodes

Les couches photoemissives sont produites par le Laboratoire des Photocathodes de I’Observatoire de Paris. Au cows des trois dernieres anntes, ce laboratoire a rkussi a augmenter le rendement quantique des couches S - 11 produites pour la grande camera; cette augmentation s’est d’abord accompagnee d’un accroissement de l’kmission parasite; maintenant le laboratoire produit des couches a la fois sensibles et sans bruit; les rendements typiques sont les suivants: domaine 350-400 nm, R = 15-20%; domaine 400-500 nm, R=20-25%. Difauts de la Surface Photoimissive

I1 existe au moins trois types de dkfauts. I1 y a d’abord les variations a grande kchelle de la sensibilitk de la photocathode; elles sont likes a la gkometrie de l’ampoule dans laquelle la cathode est prkparke. On observe souvent un maximum de sensibilitk dans la rkgion centrale. Ces variations a grande kchelle ne perturbent pas I’analyse des clichks, si I’on peut disposer d’une carte de la sensibilitk de la cathode obtenue avec une source d’eclairement uniforme.

FIG.I . Champ Sandage-VCron,couleur U (ultraviolet), pose 260 min, 20 Mars 1985, Tblescope C.F.H. (cliche G. Wlerick, G. Lelievre, Ch. Vanderriest, D. Horville).

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Un autre type d’imperfection est constitue par des rayures ou des piqures; ces defauts sont de petite dimension (100 pm a 1 mm); ils sont Crees, soit lors de la fabrication de la cellule, soit lors de sa mise en place dans la camera. 11s sont peu ggnants, si leur nombre est limitt. Les defauts les plus ghants, quand ils existent, sont des defauts fins qui peuvent s’ttendre sur une grande partie de la cathode; ils ressemblent 2 un peignage et on ne les aperCoit vraiment que lorsque la densite des cliches est Clevee (D> 1); ils produisent une faible modulation de la densite, mais cette modulation complique nettement la mesure des astres tres faibles. Heureusement ces defauts se produisent rarement. Une partie des cathodes utilisees ne prtsentent pratiquement aucun defaut. D’autre part, quand il y a des imperfections, I’importance de celles-ci diminue quand la longueur d’onde de travail diminue. A Hawaii, la plupart des cliches ont t t t pris dans I’une ou I’autre des bandes larges du systeme U, B, V de Johnson et Morgan (ultraviolet, bleu, jaune); les cliches en ultraviolet presentent des defauts relativement faibles (Fig. I ) .

Essui de Correction des Dtfuuts sur les Clichts Astronomiques On peut graver des traits sur le support des photocathodes. Lors d’une mission d’observation, a Hawaii, en juin 1987, nous avons essaye deux types de gravure: deux traits diametraux, perpendiculaires entre eux, ou quatre croix situtes a la ptripherie du cliche. A la fin de la nuit d’observation, nous prenons un cliche court sur le Ciel, a l’Aurore, quand le soleil est a environ-10” au-dessous de I’horizon. Ce cliche tient lieu de “lumiere uniforme” et I’approximation est bonne car les ttoiles interviennent faiblement pour une pose courte. On obtient ainsi une bonne estimation des variations a grande Cchelle de la sensibilite de la cathode. Les reperes gkomttriques permettent de comparer le cliche astronomique et le cliche “ciel a I’aurore”, en chaque point de la cathode. En particulier, on peut, avec un ordinateur, diviser le fichier des donnees du premier cliche par celui des donntes relatives au Ciel. Ceci supprime completement ou attenue fortement les dkfauts a grand contraste. La Fig. 2 montre l’effet sur les gravures elles-mgmes, c’est-a-dire sur un “defaut” tres contrast&. I1 faut analyser les limites de la methode; celle-ci repose sur l’hypothese que les emulsions tlectronographiques sont bien homogenes, ce qui semble verifit avec l’tmulsion Kodak Electron Image que nous employons rtgulierement. D’autre part, lorsqu’on effectue la division d’un fichier par un autre, on additionne les bruits: il convient donc que le cliche “Ciel” soit relativement peu bruite; ceci suppose que sa densite soit superieure a celle du cliche a corriger, par exemple D = 1,5 pour le cliche “Ciel” et D=0,6 pour le cliche astronomique.

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G. WLERICK ET A L .

FIG.2. (a)Partie centrale d’un cliche de calibration de la Selected Area 57, couleur V (jaune), 4 poses de 1 min, 2 min, 5 min et 10 min. (b).Resultat obtenu en corrigeant le cliche pre&dent a l’aide d’un cliche pose sur le Ciel, a l’aurore, quand le Soleil est a - 10”au-dessous de l’horizon.

I1 reste a examiner si on aura assez de resolution pour corriger les dtfauts de type peignage. Par ailleurs, les traits diamttraux graves sur la cathode, permettent de mesurer la distorsion en S de la camkra.

UTILISATION ASTRONOMIQUE DE LA CAMERA ELECTRONIQUE

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A l’heure actuelle, nous utilisons le m&metelescope, le mtme foyer mais avec un reducteur focal qui permet de travailler a l’ouverturef/8, correspondant a une longueur focale equivalente de 15 m. Ce montage, qu’on peut utiliser dans les bandes B et V, permet d’augmenter le champ angulaire de la camera: 18’; Cgalement, la focale est mieux adaptke a la valeur moyenne de I’ktalement des images, dii a la turbulence atmospherique. Le probleme ktait difficilecar il fallait rtaliser un reducteur focal compatible avec la grande distance frontale de la camera, 160mm. La solution a etk trouvee par G. Courtts et D. Kohler. Les deux pieces principales du reducteur sont deux objectifs astronomiques travaillant ttte-beche; on a donc un faisceau parallele entre les deux objectifs. Ce montage se rtvele tres souple, car on peut introduire differents elements dans le faisceau parallbie et dans le plan focal primaire: avec un rtseau dans le faisceau parallde-spectroscopie sans fente; en ajoutant une fente dans le plan focal-spectroscopie a fente; en plaGant plusieurs fentes dans le plan focal-spectroscopie multifentes. On peut aussi placer des tlkments optiques dans le faisceau convergentfl8, situe devant la camera. DANS L’ETUDE DES ASTRESFAIBLES PROBLEMES RENCONTRES

Pour observer de plus en plus loin dans I’Univers, il faut mesurer des astres de plus en plus faibles, en particulier des galaxies. L’enregistrement de ces astres tres peu lumineux ne poserait pas de problemes s’ils Btaient seuls Cmettre dam le Ciel: avec un recepteur lintaire (pas de seuil), il suffirait d’effectuer une pose suffisamment longue. Malheureusement, le signal dii a un astre faible est noyk dans un signal beaucoup plus fort, l’emission du Ciel nocturne, et le bruit propre de cette emission (essentiellement le bruit de photons) impose une limite a la detection des galaxies lointaines. D’autre part, I’Univers est heterogine a petite kchelle; pour obtenir des resultats significatifs, il faut donc disposer d’un champ angulaire suffisant sur le Ciel. Grice a sa capacitt de stockage et a son grand format, la camera electronique grand champ permet de rksoudre, au moins partiellement, ces problkmes. UTILISATION DE

LA

CAMERA A L’OBSERVATOIRE DE HAUTE-PROVENCE

Jusqu’en 1985, la camera a ett utilisee avec le Telescope de 193 cm, au foyer Cassegrainfl15, donc avec une longueur focale equivalente de 29 m (Wlerick er ai., 1979). Dans ces conditions, le champ sur le Ciel est 10’. Ce dispositif est toujours utilise dans I’ultraviolet (bande U). En particulier, on peut utiliser une lame de Savart qui dkdouble I’image de chaque ttoile en deux images

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G. WLERICK ET AL.

FIG.3. Champ de la Radiosource 21 13+29. Telescope de 193 cm de I’0.H.P.. avec reducteur focal /78 et lame de Savart, pose 60 min, 9 Septembre 1986. La lame de Savart fournit, pour chaque &toile, deux images presentant des directions de polarisation orthogonales (cliche K. Meisenheimer, G. Wlerick, G. Courtes, B. Servan).

correspondant a des directions de polarisation orthogonales (Roser, 1981). I1 est possible, ainsi, de detecter ceux des astres d’un champ qui emettent une lumiere polarishe. Le rkducteur focal et la camera ont ete utilises avec succbs pendant six nuits en septembre 1986 pour plusieurs programmes de G . Court& (spectres sans fente, images monochromatiques) et de K. Meisenheimer et H. J. Roser (recherche d’objets polarists). La Fig. 3 correspond au champ qui entoure la radiosource 21 13+ 29. Chaque ttoile donne deux images et on observe que la qualitt optique du systeme reducteur-lame de Savart-camera reste la meme dans tout le champ de 18’.

OBSERVATIONS AVEC

LE

TELESCOPE CANADA-FRANCE-HAWAII

De decembre 1982 a juin 1987, la camera grand champ a ett utilisee, au cours de huit missions d’observations, pendant un total de 5 1 nuits; 300 clichts ont Ctt. obtenus.

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Les proprietks de la camera et la qualiti astronomique du site (Mauna Kea, 4200 m) ont permis d’observer, avec succes, differents types d’astres. Des clichts, a haute resolution spatiale (v0,6’’)ont Cte obtenus sur les jets optiques de la radiogalaxie M87 et du quasar 3C 273 (Lelibvre et al., 1983, 1984), sur l’environnement du noyau de la radiogalaxie 3C 120 (WlCrick et al., 1986), sur le mirage gravitationnel PG 11 15 +080, dont on a trouvt la variabilitk (Vanderriest et al., 1986). I1 semble qu’aujourd’hui les domaines privilkgiks d’emploi de la camtra grand champ sont ceux od les autres recepteurs manquent actuellement, soit de champ (cas des CCD), soit de dynamique (cas du comptage de photons). Deux types d’observations necessitant un grand champ ont itC entrepris: d’une part I’btude detaillee d’une galaxie proche rksolue en Ctoiles, d’autre part des sondages de I’Univers plus profonds que ceux realisis a ce jour avec la plaque photographique.

Etude des Etoiles de Messier 33 Madame R. Dubout de I’Observatoire de Lyon Ctudie les populations stellaires de la galaxie Messier 33. Cette galaxie est situCe a environ deux millions d’annkes-lumierede notre Voie LactCe: c’est une spirale vue de face. L’ttude porte sur le bras spiral Sud. Un grand champ est ntcessaire pour couvrir une region suffisante dans la direction du bras et pour examiner I’kvolution des populations dans la direction perpendiculaire au bras. Sur un cliche en couleur B ou V, avec pose de deux heures, on enregistre plusieurs dizaines de milliers d’ktoiles. On concoit que I’extraction des donntes soit difficile: d’abord, il y a le trks grand nombre d’astres et le fait que leurs images empietent les unes sur les autres; en outre, ces Ctoiles sont noykes dans des nebulositks qui forment I’equivalent d’un fond de ciel variable en chaque point. Pour analyser les cliches, des logiciels tres Claborts ont ttC mis au point. Un apercu sur le premier logiciel utilist a Cte donne dans WlCrick et al. (19846). Un prochain article par Debray et al., dtcrira completement les techniques de reduction utilisees a I’heure actuelle.

Sondages Profonds prks du PBle Galactique Ce travail a commence en 1985,dans deux champs situes Si moins de 10”du P6le galactique Nord: le champ Sandage-Veron et la Selected Area 57. Le but est de recenser le contenu en astres dans cette direction du Ciel: combien d’ttoiles, quels sont leurs types spectraux? Combien de galaxies, quelles sont leurs formes et leurs couleurs? Combien de quasars?

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G . WLERICK ET A L

FIG.4. Champ Sandage-Vtron,couleur B (bleu), pose 90 min, Mars 1985, Telescope C.F.H. I1 s’agit d’un agrandissement de la partie Est du champ (cf. Fig. 1). La grande tchelle du clicht original (1” = 145 pm)et la qualid des images du site de Mauna Kea permettent de distinguer les ttoiles des galaxies.

Champ Sandage- Vgron

Nous avons present&(Fig. 1) une pose longue, 260 min, en couleur U. Nous montrons, Fig. 4, un agrandissement d’une pose de 90min, en couleur B, d’une partie du m2me champ. On voit qu’avec les conditions d’observations utilisees (longueur focale 29 m, emulsion Kodak Electron Image), on distingue bien les Ctoiles des galaxies. Selected Area 57

En mars 1985, nous avons obtenu une pose longue dans chacune des couleurs U, B et V et nous avons pris tgalement des cliches de calibration. La Fig. 5 represente une pose de 240 minutes en couleur U. Comme dans 1’Ctude de la galaxie Messier 33, on est confronte a un important problkme de traitement de donnees; le travail a ktk effectuk a I’Observatoire de Nice avec Albert Bijaoui; l’ordinateur disponible, au debut du travail, etait relativement petit; par suite, nous nous sommes limit& a des fichiers 2000x2000; ceci nous a conduits a enregistrer les cliches, au microdensitomktre PDS, avec un pas de 40 pm et une fente de 40 pm x 40 pm, soit, sur le Ciel, 0,28” x 0,28”.

UTILISATION ASTRONOMIQUEDE LA CAMERA ELECTRONIQUE

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FIG.5. Selected Area 57, couleur U, pose 240 min, 21 Mars 1985, TClescope C.F.H. (clichk G. WICrick, G. Lelievre, Ch. Vanderriest, D. Horville).

Un grand travail d’klaboration de logiciels a ete effectuk (Bijaoui et Wlirick, 1986). Deux points ont CtC particulierement abordes: la soustraction correcte de la lumikre du Ciel nocturne (fond du ciel) et l’appreciation correcte de la contribution des astres voisins; nous preparons un catalogue des magnitudes U, B, V de galaxies faibles jusqu’a la magnitude, dans le bleu, B = 25,4. Nous disposons dCja d’un catalogue partiel concernant les objets “isoles”, c’est-a-dire ceux pour lesquels il n’y a pas de perturbation par un astre voisin “brillant”. Koo (1986) a ttudie les galaxies jusqu’a B.u 2 3 3 et trouve qu’elles sont d’autant plus bleues qu’elles sont plus faibles. Nos rksultats confirment ceux de Koo et Ctendent cette propriete jusqu’a B = 25 (Figs. 6 et 7). Durant la dernitre periode d’observation, en juin 1987, nous avons effectut une pose de 140 min, en couleur B, sur la Selected Area 57. D’apres un sondage effectue dans la region situke au Sud-Est du centre du champ (Fig. 8), nous estimons qu’environ 4400 astres doivent Gtre mesurables sur l’ensemble du cliche. Si les galaxies ktaient espactes regulierement les unes des autres, cela correspondrait a une distance moyenne entre deux galaxies de 7” seulement; comme les galaxies sont des astre ttendus, on concoit que leurs images empiktent, souvent, les unes sur les autres. D’autre part le chiffre de

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G . WLERICK ET AL.

. . . .. ... .. . - . ..* :. .*

-2

-1

0

Indice [B-V]

1

2

FIG.6. Diagramme Indice de couleur (B -V), Magnitude V, pour 172 astres relativement isol6s de la Selected Area 57. On remarque que I’indice (B-V) dkroit quand la magnitude V croit, autrement dit, plus les astres sont faibles, plus ils sont bleus.

4400 astres, pour l’ensemble du cliche, correspond une densitt de galaxies de 230.000/[1°]2. Cette valeur est plus grande que celles publikes a ce jour. L’analyse de ce cliche est en cours; on peut estimer provisoirement que I’on peut mesurer des astres un peu au-deli de B =26. CONCLUSION A notre connaissance, la camera Clectronique grand champ est le seul rkcepteur d’images, en service actuellement, qui possede, a la fois, les qualites suivantes: une grande sensibilitk, en particulier dans le bleu et l’ultraviolet; une

UTILISATION ASTRONOMIQUE DE LA CAMERA ELECTRONIQUE

.. . .

....’ :.’ *

*

-2

-1

0

lndice [B-V]

1

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-1 2

FIG.7. Diagramme Indice de couleur (U-B), Magnitude B, pour les mdmes astres que ceux present& Fig. 6. La conclusion est la mime: I’indice (U -B) decroit quand la magnitude B croit.

dynamique raisonnable; un grand format exprime en mm-81 et, un grand nombre d’elkments-images (pixels)-22 x lo6. Naturellement, les dimensions de la cathode pourraient &treaugmentkes et une vanne pourrait ttre incorporee au recepteur. REMERCIEMENTS Nous remercions le Laboratoire des Photocathodes, 1’Atelier de Verrerie et I’Atelier de Mkanique de l’observatoire de Paris pour leur coopdration trks efficace. Nous sommes redevables Cgalement au GRECO “Rtcepteurs” de I’Institut National des Sciences de l’Univers pour son soutien humain et financier.

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G. WLERICK ET A L .

FIG. 8. Partie d’un cliche de la Selected Area 57, couleur B, pose 140 min, 24 Juin 1987, Tilescope C.F.H. On remarque le grand nombre d’astres enregistres (cliche G. Wkrick, J. Arnaud, D. Horville).

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