Introduction aux détecteurs

M. PuechAnimation CCD: G. Bessou

Images: web

DU ECU 2012-2013

L'informatique au DU ECU Séance I : le 18/12/12

Introduction aux détecteursTPs sur machines : analyse de données

Séance II : le 29/01/13Introduction à la réduction des imagesTPs d'application sur machines

Séance III : le 26/02/13Introduction à la réduction des spectresTPs d'application sur machines

Stage de Meudon : du 04/03 au 07/03/13Journée bases de données : ressources webJournée spectroscopie : applications stellaire et

galactiques

DONNEES & IMAGES

DONNEESTIC (Techn. de l'information et la Comm.):

● Description élémentaire d'une réalité, codée ou non.

● En astro: les données codent le signal (en général électromagnétique) reçu d'une scène astrophysique, c'est-à-dire l'intensité lumineuse I (ou polarisation) en fonction de la position et de la longueur d'onde.

Type de données collectées :

● Images I(α,δ)

● Spectres I(λ)

● Cubes de données I(α,δ,λ)

ROLE DES OBSERVATIONSEN ASTROPHYSIQUE

• L’Expérimentation & l’observation sont l’essence de la méthode scientifique:

• Sans observations l’astrophysique ne serait pas une science !

IMAGEEn optique:

Concentration bidimensionnelle d'énergie produite par un instrument optique telle qu'il existe une relation biunivoque (bijection) entre chaque point de la scène observée et chaque point de la région de l'espace où cette concentration se produit.

En TIC:

Matrice de point 2D stockée sous forme binaire (suite de 0 et de 1). Peut représenter n’importe quoi !

vs.

1. Résolution

Quelle est la finesse des détails visibles dans l'image ?

2. Bande passante

Quelles sont les longueurs d'onde visibles dans l'image ?

3. Profondeur

Quelle est la limite de détection en flux dans l'image ?

CARACTERISTIQUES D'UNE IMAGE

RESOLUTIONElement de résolution spatiale: la plus petite structure spatiale qui peut être détectée

Depuis le sol :Seeing

~ 0.6 arcsec

Depuis l'espace :Resolution

~ 0.05 arcsec

RESOLUTIONPixel = Picture Element : Echantillonnage spatialContient une mesure d'intensité lumineuse individuelle

Quelle est la relation entre pixel et resolution ?

THEOREME DE SHANNONIl faut au moins deux éléments d'échantillonnage par période pour détecter un signal périodique

ALIASING

BANDE PASSANTE● Gamme de longueur d'onde dans laquelle le détecteur est sensible

● Dépend du détecteur et du filtrephotométrique utilisé

COULEURPrincipe de la synthèse additive : système RGB (écrans LCD, vidéoprojecteurs)

Principe de la synthèse soustractive: système CMJN(imprimantes, peinture, photographie)

Filtre de Bayer!! Fausses couleurs !!

PROFONDEUR

Dépend du temps de pose et de la sensibilité de l'instrument (niveau de bruit)

Galaxies observées par le HST à z~0.6

Images seuillées à deux niveaux de S/N (rapport Signal sur Bruit)

NOTIONS SUR LE BRUITSources de bruit :

● Bruit de lecture : conversion aléatoire des photons en électrons (QE) , perte aléatoire d'électron lors du transfert de charges (CTE) et bruit électronique et de numérisation

● Bruit de photon : émission aléatoire de photon par la source astrophysique, le fond de ciel et le fond thermique

Valeur du signal

Niveau de bruit typique (écart-type σ)

NOTIONS SUR LE BRUITRapport Signal sur Bruit S/N :• S/N > 3-5 pour une détection fiable• S/N > 10 pour une mesure quantitative fiable• S/N > 100 excellent (mais rare !)

Erreur sur une mesure de Magnitude : ∆m ~ 1 / S/N (régime dominé par bruit de photon)

Bruit

Signal

REGIMES DE BRUIT« Detector-noise » :

● S/N limité par le bruit de lecture

● Combiner des expositions va augmenter le bruit (de lecture) : à éviter absolument !

● Stratégie d'observation 1: combiner plusieurs expositions mais de temps d'intégrations plus longs compensation du bruit de lecture supplémentaire en réduisant le bruit de photons

● Stratégie d'observation 2 : on « bin » le détecteur en ne lisant qu'un pixel sur x réduction de bruit de lecture d'un facteur x mais ↘ résolution

REGIMES DE BRUIT« Photon-noise » :

● S/N limité par un bruit de photon (Ex. : source astrophysique, fond de ciel, agitation thermique du détecteur « dark current », ...)

● Dans ce régime : S/N ∝ N/√N = √N (loi de Poisson)

● Stratégie d'observation: N∝T => S/N ∝ √TAllonger T augmentation du S/NProblème : saturation du détecteur (surtout en IR)

● Solution : Combiner des poses successives non saturées

● Toujours être dans ce régime !

1 image ∑ de 32 images

CHAINE D'ACQUISITION

DES IMAGES

Boîtier électronique du CCD de la caméra ACS sur le HST

L'OEILL’œil est un appareil photo :

Objectif+

Miseau point

+pupilleDiaphragme

Globe oculaireBoîtier

Câble USB

Pellicule/capteur

Photorécepteurs :- cônes :

✔ Vision diurne (pas très sensibles)✔ Perception des couleurs (RGB) et des détails (denses)✔ Vision centrale (fovéa)

- bâtonnets : ✔ Vision nocturne (très sensibles)✔ Vision périphérique (peu denses)✔ Pas sensibles au rouge (cf. utilisation du rouge comme

éclairage non agressif la nuit)

L'OEIL

OEIL & ASTRONOMIE1. Temps d'adaptation : 15' minimum – 1h optimal- vision nocturne : dilatation de la pupille- régénération de rhodopsine qui augmente la sensibilité des bâtonnets (20-30')- si éblouissement => nouvelle période d'adaptation (pas d'aller/retour, filtres rouges sur lampes sinon)

2. Vision périphérique/décalée :- utilisation des bâtonnets : 8-16° du cote de nez / axe central- privilégier l’œil directeur- attention au point aveugle : région de la rétine où commence le nerf optique : 13-18° du coté de la tempe / axe central - images fantômes : changer de direction de visée

3. Condition physique: pas de jeûne (collation !), pas d'alcool, ne pas fumer (?), ne pas avoir froid, être bien reposé.

OEIL & ASTRONOMIEL'oeil est à la fois la première lunette et le premier détecteurutilisés en astro :

- diamètre ~ 5-7 mm - objets observables : magnitude

apparente < 6

- résolution : ~ 1 arcmin

Système solaire : planètes jusqu'à Mercure. Uranus à l'oppositionStellaire : ~ 1500-2000 étoiles ; couleurs pour les plus brillantesAmas stellaires (Pléiades, Hercule), nébuleuses (Orion, Trifide)Extragalactique : MW, nuages de Magellan, M31, M33 (objet leplus lointain observable à l’œil nu)

CAPTEUR PHOTOMETRIQUE● Appareil de mesure d'intensité lumineuse

• Conversion d'intensité lumineuse en courant électrique mesurable (photon ⇨ électron) par effet photo-électrique

• Observé experimentalement par Becquerel en 1839

• Explication physique par Einstein (prix Nobel 1921)

Photon incident

Métal

CAPTEUR D'IMAGE• Capteur d'image = Matrice de capteurs photométriques

• Plusieurs millions de photosites par capteur

• Conversion signal analogique (électrique) en signal numérique: technologies CCD vs. CMOS

Photo-sites Pixels

CAPTEUR D'IMAGE: LE CCD

CHARGE-COUPLED DEVICE• Matériaux semi-conducteurs : Si

• Taille des pixels : quelques µm

CCD Subaru - Mosaïque de 8x(2k-4k)

COMPLEMENTARY METAL–OXIDE SEMICONDUCTOR (CMOS)

Chaque photo-site est lu directement : pas de transfert de charge

HAWAII-2RG 2k x 2k(HgCdTe/ « CMOS »)

CCD vs. CMOS

CCD CMOS

CCD vs CMOS

CCD vs. CMOS en ASTROQE du CCD de VIMOS au VLT

QE de HAWKI @ VLT : 4x (2k x 2k)

CCD : OptiqueCMOS : NIR

Rupture de la chaîne de transfert des

électrons à faible T°

Chauffe et doit donc être refroidi (-80°C min.)

Rendement Quantique (QE)

CARACTERISTIQUES DES DETECTEURS

● QE = Quantum Efficiency : rapport du nombre d'électrons créés au nombre de photons incidents. Typiquement 80% en astronomie

● CTE = Charge Transfer Efficiency : % de charges transférées comparées au nombre collecté (=100% dans le NIR)

● Gain : nombre d'électrons nécessaires à la création d'unsignal numérique (=1 ADU, Analogic to Digital Unit), en e/ADU

● Plage de linéarité : domaine où lequel le signal de sortie (électrons) est proportionnel à l'intensité lumineuse incidente

LE STOCKAGE D'IMAGES● Informatique: codage binaire des données • Bit = Binary Digit = 0 ou 1  ; 1 Octet = 8 bits

• Dynamique de l’image = nombre de bits codant l'intensité du signal = nombre de niveaux de gris ou de couleurs

Quantification Nombre de niveaux Type d’image

1 bit/pixel noir et blanc film au trait

8 bits/pixel 256 niveaux de gris Image en demi-teinte

8 bits/couleur/primaire 256x256x256 couleurs Image RGB

12 bits/couleur/primaire 4096x4096x4096 couleurs image en RGB + Alpha

16 bits/couleur/primaire 65536x65536x65536couleurs RGB HD / Astro.

QUANTIFICATIONRéalisé en sortie de capteur par un convertisseur A/N

Plus le nombre de niveaux sur lequel le signal est converti est important, plus le bruit est faible

Exemple en 8 bits:

Snum=Sanalog/MAX*256

+ Paliers

TRAITEMENT DE LA COULEUR

Appareils photo :Chaque photo-site est recouvert d'un filtreSystème RGB mais G (vert) moins sensible => x2Pixel = 4 photo-sites

Astronomie :Filtre en amont du détecteurUne image couleur nécessite trois poses successivesPixel = 1 photo-site

Grille de Bayer

+ + =

CODAGE DES COULEURS

8 bits = 256 couleurs24 bits = 16 millions de couleurs

Vraies couleurs (« True color »)

Couleurs indexées (« Look Up Table » ou LUT)

Chaque valeur de pixel contient un code

24 bits = 3 octets ; 1 octet pour le bleu, 1 octet pour le rouge et 1 octet pour le vert

(espace RVB/RGB)

Chaque valeur de pixel contient un code

8 bits correspondant àune couleur de la LUT ;

seules les couleurs présentes dans la LUT

sont utilisables

FORMATS D'IMAGE• Formats grand public : GIF, TIFF, BMP, PNG, EPS, JPEG, etc. :

• Optimisation de la portabilité : limite/compresse l'information au maximum  l'intensité lumineuse réelle (grandeur absolue : par ex. 1.24e-17erg/s/cm²/A) est perdue (si elle a jamais été connue !) au profit du niveau (grandeur relative : par ex. LUT 158), suffisant pour un affichage cosmétique.

FORMAT DYNAMIQUE COMPRESSION LIBRE COULEUR

.gif 8 bits Non Non RGB/CYMK

.bmp Non Non

.jpg 24 bits Oui Oui RGB/CYMK

.tif 32 bits Oui Non RGB/CYMK

.png 32 bits Oui Oui

.eps hybride Non Oui

Non exhaustif ou com

plet (ni exact?)

FORMATS D'IMAGE✔ En astronomie : Format FITS = Flexible Image Transport System

✔ 16 bits (quantification de 0 à 65535)✔ Composés de Header(s) et une (des) image(s)✔ Header : suite de mots clés donnant des info sur les

données (ex. : historique, taille de l'image, temps d'exposition, filtre, unités du signal, ...), codé en ASCII (texte)

ANALYSE DE DONNEES

ANALYSE DE DONNEES• Mesure quantitative d'intensités à partir de données réduites (correction des imperfections des détecteurs, voir prochaine séance de TP)

• Astronomie amateur: recherche d'esthétisme qui n'existe pas dans l'astronomie professionnelle (exception: communiqués de presse): optimisation de contraste, des couleurs, etc.

• Analyse de données à partir d'images: astrométrie (positions d'étoiles), photométrie (flux d'une étoile, couleur), morphologie (forme d'une galaxie)

ANALYSE SCIENTIFIQUE• Mesure puis estimation de paramètres physiques à partir des intensités mesurées dans l'image (ou le spectre). Exemple: estimation du taux de formation stellaire d'une galaxie à partir de la mesure de son flux UV et IR

• Interprétation de ces mesures/estimations et de leurs erreurs

• Publication des résultats dans des revues scientifiques avec comités de lecture (« peer review »)

• Présentation dans des conférences internationales

• Diffusion vers le public: conférences, communiqués de presse