Gaia : mais comment fait-il ?

[Tyco 11]

BOnjour à tous,

Question toute simple : mais comment fait Gaia pour obtenir sa précision dantesque ?

Je trouve :
Focale du télescope 35 m
106 CCD de 4 500×1 966 pixels !
taille de pixel de 10 μm x 30 μm

échantillonnage: 206 * p / f = 0.06* 0.17 sec d'arc

Pourtant Gaia affiche les performances suivantes :

7 microsecondes (10-6) d'arc pour V=10
12-25 microsecondes d'arc pour V=15
100-300 microsecondes pour V=20

7 µsecarc, c'est encore 10000X mieux que la résolution du petit côté du pixel !

Donc comment fait-il ? J'imagine bien que la précision de l'astrométrie peut être meilleure que la résolution de l'image, mais là le rapport 10000 me parait énorme.

Je note par ailleurs (source wikipedia) : "L'image traverse les 4 500 lignes d'un CCD en 4,42 s", soit... 1 ms de pose par pixel ! Comment arrive t-on à poser suffisamment longtemps pour capter la magnitude 20 dans ces conditions ?

Merci pour vos réponses !

Tyco

[a s p 0 6 848]

ils modélisent la psf et corrigent ainsi les biais de mesure du centroïde.

[a s p 0 6 848]

http://home.strw.leidenuniv.nl/~brown/gaia-content.html en anglais.

[PascalD 4 387]

Si la question est simple, on dirait que la réponse est compliquée ...

Dans arxiv, on trouve ce papier qui décrit le système d'acquisition et de traitement : http://arxiv.org/pdf/1112.4139.pdf

quote:

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... Donc comment fait-il ? ...

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C'est une bonne question ... Une partie de la réponse est sans doute dans le papier cité plus haut, mais à ce stade je donne moi aussi ma langue au chat. L'explication d'asp06 (modélisation des psf) ne me semble pas être la bonne - ou du moins, n' explique pas tout ...
D'après le papier, le signal recueilli est un binning dans la direction orthogonale au scan de la psf de la source, un photodétecteur faisant grosso modo la même surface que la tache d'airy d'une étoile. Les positions relatives des différents objets observés semble être calculé globalement en prenant comme paramètres tous les signaux détectés et non pas en essayant de déterminer la position d'une source individuelle donnée en modélisant sa psf.

quote:

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The pixel size, 10 um ~= 59 mas in the along-scan (AL)
direction and 30 um ~= 177 mas in the across-can (AC) direction,
roughly matches the theoretical diffraction image for the
1.45 x 0.50 m2 telescope pupil of Gaia (effective wavelength
 650 nm). Around each detected object, only a small rectangular
window (typically 6–18 pixels long in the AL direction and
12 pixels wide in the AC direction) is actually read out and transmitted
to the ground. Moreover, for most of the observations in
the astrometric field (AF), on-chip binning in the serial register
is used to sum the charges over the window in the AC direction.
This effectively results in a one-dimensional image of 6–18 AL
‘samples’, where the signal (Nk) in each sample k is the sum of
12 AC pixels.

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quote:

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Je note par ailleurs (source wikipedia) : "L'image traverse les 4 500 lignes d'un CCD en 4,42 s", soit... 1 ms de pose par pixel ! Comment arrive t-on à poser suffisamment longtemps pour capter la magnitude 20 dans ces conditions ?

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De ce que je comprends, Gaia opère en drift-scan (les charges des photodétecteurs sont transférées au photodétecteur suivant lorsque l' objet observé passe au photodétecteur suivant), le temps d'intégration max est donc le même que le temps mis par l'objet à traverser le détecteur : 4.42 secondes, et non 1ms (qui serait plutôt le temps mis par l'objet pour traverser un photodétecteur élémentaire).

Pour les objets les plus brillants un système de limitation coupe l'intégration avant saturation, avec un temps d'intégration mini de 15ms :

quote:

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Effectively, the charges are clocked
along the CCD columns at the same (average) speed as the motion of the optical images, i.e., 60 arcsec s..1 for Gaia. The exposure
(integration) time is thus set by the time it takes the image
to move across the CCD, or nominally T = 4:42 s, if no gate is
activated. At this exposure time the central pixels will be saturated
for sources brighter than magnitude G = 12.1 Gate activation,
or ‘gating’ for short, is the adopted method to obtain valid
measurements of brighter sources. Gating temporarily inhibits
charge transfer across a certain TDI line (row of pixels AC),
thus eectively zeroing the charge image and reducing the exposure
time in proportion to the number of TDI lines following
the gate. A range of discrete exposure times is thus available, the
shortest one, according to current planning, using only 16 TDI
lines (15.7 ms).

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[Ce message a été modifié par PascalD (Édité le 04-01-2014).]

[Ce message a été modifié par PascalD (Édité le 04-01-2014).]

[FredParisObs 0]

On pourrait détailler, mais l'argument principal est que la précision astrométrique théorique ultime est donnée (en radian et à un facteur 0.3 près) par la résolution angulaire (lambda/D) sur la racine du nombre de photons collectés (pour une étoile brillante, on collecte en 4.4s sur un CCD plus qu'un million de photons).
En pratique, la précision n'arrivera pas à ça mais plutôt à 80muas. Comme il y a 9 CCD qui sont traversés à chaque transit, on améliore donc d'un facteur 3.
À chaque transit il faut penser à ajouter quadratiquement les incertitudes dues à l'attitude du satellite et aux variations de l'angle de base, et c'est en pratique ces incertitudes qui vont dominer pour les étoiles les plus brillantes. La précision en fin de mission est ensuite améliorée en racine du nombre de transits (il y en a en moyenne 70), et c'est ainsi qu'on arrive aux chiffres annoncés.

[Tyco 11]

Merci pour cette explication simple, FredParisObs !

Peux tu détailler : " la précision astrométrique théorique ultime est donnée (en radian et à un facteur 0.3 près) par la résolution angulaire (lambda/D) sur la racine du nombre de photons collectée"

Je n'ai pas le bagage théorique pour comprendre complètement la formule. Tu sembles dire que la résolution angulaire est liée finalement au bruit photonique ? J'imagine que le gain de chaque pixel du détecteur est ultra bien calibré et que finalement la précision est obtenue par interpolation (en comparant le signal du pixel avec ses voisins). Evidemment, dans ce cas, on peut imaginer que le bruit photonique limite la précision, si on néglige les autres sources d'erreur...

Est-ce bien ça ?

Tyco

[dg2 2 042]

Une source ponctuelle donne après diffraction une tache dont la centroïde donne en principe la position exacte de la source ponctuelle. En ce sens, la diffraction n'est pas un problème pour déterminer la position de la source, tant qu'elle est initialement ponctuelle. Ce qui limite, c'est que le nombre de photons reçu étant fini, la position du centroïde de la tache fluctue à chaque nouveau photon (puisqu'elle est déterminée par le baycentre de la position de chaque photon), et c'est ça qui limite la capacité que l'on a à la positionner.

[Ce message a été modifié par dg2 (Édité le 12-01-2014).]