Le télescope

    Pour l'observation des exoplanètes, nous avons utiliser le télescope de l'observatoire de Nice. Ce télescope est un télescope Schaumasse, de type Casssegrain. Son principe est fonctionnement est détaillé par ce schéma : 

La caméra CCD


  Une caméra CCD (Charge-Coupled Devise ou Détecteur à Couplage de Charge) est composé de capteurs photographiques qui servent à convertir un rayonnement électromagnétique (UV, IR, mais dans notre cas : visible) en un signal analogique. Ce signal est ensuite numérisé et amplifié afin d'obtenir une image numérique. Les capteurs photographiques sont basés sur l'effet photoélectrique. Ils permettent aux photons incidents d'arracher les électrons présents dans chaque capteurs appelés photosites ou pixels. Ses pixels, rangés en matrices, correpondent à des éléments semi-conducteurs en sandwitch dans un condensateur électrique.

   
    Un enregistrement s'effectue en 3 étapes :
- Pendant la pose, les pixels se remplissent d'électrons.
- La variation du potentiel définissant les lignes du CCD conduit au transfert, ligne par ligne, vers le registre (gris clair)
- Le registre transfert les électrons vers la zone de lecture (gris foncé), pour charger un condensateur. La tension aux bornes du condensateur est ensuite amplifée et numérisée.


Toutefois, une caméra CCD n'est pas parfaite. Elle possède plusieurs défauts qu'il faut corriger :

    - Le signal d'obscurité (dark): Il correspond au signal enregistrer alors qu'aucune source n'éclaire le détecteur. Il correspond à la création de porteurs de charges (typiquement 1 électron par pixel toutes les 10 secondes) par simple agitation thermique. Pour obtenir une bonne image du courant d'obscurité, il est nécessaire de poser aussi longtemps que pour la pose scientifique (image de l'étoile). Le courant d'osbcurité est modulé sur le champ de la caméra selon la technique de fabrication des détecteurs. Des pixels abimés peuvent produire un grand nombre de charges parasites: on parle de pixels chauds.

    -Le champ plat (flat): Il mesure la réponse du CCD à un éclairement uniforme. Cette réponse, idéalement uniforme ne l'est pas en réalité. Les différences à une réponse uniforme proviennent du champ de variations de la réponse des pixels, des défauts de la CCD, et aussi des conditions d'éclairement qui peuvent être modulées par le montage instrumental en amont du détecteur.

    On obtient le champ plat en enregistrant une image du ciel à l'aube ou au crépuscule. Nos observations se faisant la nuit, nous n'avions pas le temps d'attendre le matin et nous avons donc utiliser une lampe éclairant un drap se qui crée une lumière uniforme.

Toutes ces corrections d'obscurité et de champ plat redressent l'information photométrique d'une image.



La photométrie

    Afin d'obtenir des paramètres physique de l'exoplanète, nous utilisons la technique de la photométrie d'ouverture sur les images traitées. Cette techique consiste à mesurer la variation de lumière reçue de l'étoile autour de laquelle gravite la planète.

    Pour cela, on mesure la quantité de lumière reçue dans un rayon autour de l'étoile. ( on obtient le flux lumineux de l'étoile et du ciel). ensuite on mesure la quantité de lumière reçue dans une couronne autour de l'étoile, ce qui nous permet d'obtenir le flux lumineux du ciel.

On fait ensuite la différence des deux flux  ce qui nous permet d'obtenir le flux lumineux de l'étoile uniquement.

On fait celle opération sur toutes les images traitées  et on otient ainsi ( en traçant le flux en fonction du temps) la variation relative de flux lumineux durant le transit: c'est la courbe de lumière.