D3 Détecteurs astronomiques

Topique

Le détecteur CCD (dispositif à transfert de charge) est le détecteur dominant en astronomie optique et proche infrarouge : il convertit les photons incidents en électrons avec un rendement pouvant atteindre près de 95 %, puis accumule et analyse ces électrons avec une très grande précision.

La qualité finale de toute mesure effectuée par ce détecteur est toutefois limitée par plusieurs sources de bruit qui se combinent : le bruit statistique de la lumière provenant de la source observée, le bruit dû à la luminosité du fond de ciel, le bruit de lecture de l’amplificateur du détecteur et le courant d’obscurité, constitué d’électrons que le détecteur génère thermiquement même en l’absence de lumière. L’intensité de ce courant d’obscurité diminue fortement lorsque le détecteur est refroidi, raison pour laquelle les détecteurs scientifiques sont refroidis à l’azote liquide ou par des systèmes thermoélectriques.

Les capteurs CMOS (oxyde métallique complémentaire) modernes rivalisent déjà avec le détecteur CCD en termes d’efficacité et offrent également des temps de lecture considérablement plus rapides.

Avant qu'une image scientifique produite par l'un de ces détecteurs puisse être considérée comme fiable, elle doit être corrigée en trois étapes successives : d'abord, en soustrayant une image de référence prise sans exposition ; ensuite, en soustrayant une image ne capturant que le courant d'obscurité ; et enfin, en divisant le résultat par une image capturant la réponse inégale de chaque pixel à un éclairage uniforme. Ainsi, de la conversion des photons en électrons, point de départ de ce document, à la correction finale de l'image, en tenant compte des sources de bruit et du refroidissement réduisant le courant d'obscurité, la fiabilité de l'image astronomique produite par le détecteur à transfert de charge dépend autant de la capture de la lumière adéquate que de la capacité à soustraire ensuite tout ce qui n'est pas de la lumière.

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