N'ayez pas peur des caméras CCD - Les caméras CCD professionnelles

N'ayez pas peur des caméras CCD

Les caméras CCD professionnelles (VI)

Après avoir décrit les caméras CCD amateurs, voyons quelles sont les dernières technologies utilisées par les professionnels.

Les CCD 8 et 12 kpixels

En 1995, à une époque où les amateurs travaillaient encore avec des CCD de 512 pixels, à l'Observatoire du CFHT d'Hawaï, David Jewitt (aujourd'hui à l'UCLA) et ses collègues utilisaient déjà des modèles offrant une résolution 256 fois supérieure ! L'une des premières caméras CCD offrait une résolution de 8192x8192 pixels (UH8K). Elle était habituellement attachée au foyer primaire du télescope de 2.2 m. Elle fut utilisée pour découvrir le premier astéroïde transneptunien.

En 2001, les chercheurs ont acquis une caméra CCD de 12 kpixels de 15 microns (CFH12K). Son champ atteint 42x28 minutes d'arc au rapport f/4, c'est-à-dire qu'il couvrait l'entièreté de la Lune !

Attachée au CFHT, dans cette configuration sa résolution est de 0.206" par pixel. En d'autres termes, sans même faire de la haute résolution, si les astronomes agrandissent l'image ils peuvent déceler des détails d'environ 1 km sur la Lune ! A l'époque, c'était la caméra CCD la plus puissante en terme de résolution. Elle dépassait d'un facteur 10 la plus sophistiquée des caméras CCD amateur.


CCD de 8192x8192 pixels	CCD de 12 kpixels de 15 microns

Prenons un exemple en comparant la CFH12K à la caméra Lynxx de Spectra Source Instruments fabriquée pour les amateurs à la même époque (~2000). Cette dernière exploite un chip TC255 qui dispose de 336x243 pixels de 10 microns. La matrice CCD à la même taille que celle de la SBIG ST-4 décrite en première page. Elle est équipée d'un obturateur élecro-mécanique et dispose d'un convertisseur A/D de 12 bits permettant 4096 niveaux de gris, un progrès substantiel par rapport à la ST-4. Bien que sa taille soit modeste, elle offre une résolution enviable de 0.25" par pixel sur un télescope de 300 mm à f/29, proche de celle de la CCD 12k. Seul inconvénient, à ce rapport focal le champ ne dépasse pas 87x63 secondes d'arc, tandis qu'à f/4 sa résolution tombe à... 1.8" par pixel, soit 9 fois inférieur à celle de la CCD 12k ! Si la Lynxx crée des images de 160 KB contenant 4096 niveaux de gris, la CCD 12k requiert un espace disque de 200 MB pour chaque image ! Difficile donc de battre les professionnels...

La MegaCam, 340 mégapixels

En 2003, le CEA fabriqua la MegaCam : 40 CCD de 2048 x 4612 pixels pour un total de 340 mégapixels. Cette CCD couvre entièrement un champ de 1 x 1° (le champ de 4 pleine Lune) avec une résolution de 0.187"/pixel de manière à échantillonner correctement les signaux lorsque les conditions d'observations sont favorables (le CFHT où la MegaCam est installée atteint en moyenne une résolution de 0.7"). Inconvénient, le système qui la contient pèse 375 kg et mesure 1.7 m de hauteur pour 1.2 m de diamètre !

A gauche, gros-plan sur la MegaCam en cours de fabrication en 2002 au CEA de Saclay en France. A droite, gros-plan sur la première image du ciel profond réalisée avec la MegaCam et publiée sur le site de Terapix de l'IAF en septembre 2004. Il s'agit d'un compositage RGB de 250 images individuelles. Plus de 600000 objets sont visibles jusqu'à la magnitude 26. Cliquer sur l'image pour l'agrandir en grand format (2367x2477 pixels, 1.7 MB).

L'OmegaCAM, 268 mégapixels

Depuis 2011, le sommet du mont Paranal où sont installés les quatre télescopes VLT est complété par le télescope VST (VLT Survey Telescope) de 2.65 m de diamètre.

Il est équipé d'une caméra CCD OmegaCAM de 16k x 16k pixels (~26 cm de côté) enregistrant des images de 268 MB. Comme le VLT ou le futur LSST (voir plus bas), il produit 30 TB d'images brutes chaque année qui sont ensuite transmises à l'ESO pour traitement.

Le Zwicky Transient Facility, 606 mégapixels

Le Zwicky Transient Facility (ZTF) est une caméra CCD robotique et cryogénique de 606 mégapixels composée d'une mosaïque de 16 CCD de 6144x6160 pixels chacune. Elle est installée depuis 2017 sur la chambre Schmidt du télescope Samuel Oschin de 1.22 m (48") du Mont Palomar. Grâce à un champ photographique hors norme d'environ 47° carrés (235 fois le diamètre apparent de la pleine Lune), la caméra ZTF scanne plus de 3750° carrés par heure et tout le ciel boréal en seulement deux nuits dans trois bandes optiques (g, r et i) jusqu'à la profondeur ou magnitude 20.5 avec une résolution de 1.0"/pixel. Voici une photo de la galaxie M51 extraite de l'une de ses images recadrée (crop) exposée 3 fois 30 secondes.

Son grand champ et sa sensibilité permettent au ZTF de détecter presque toutes les supernovae à moins de 1.5 milliard d'années-lumière de la Terre ainsi que tout autre phénomènes lumineux transitoires comme des novae ou des TDE dont certains sont associés à des émissions de rayons X, γ ou de neutrinos pour lesquels d'autres observatoires prendront la relève (par exemple les satellites pour les émissions X et γ et l'IceCube pour les neutrinos).

L'Hyper Suprime-Cam, 870 mégapixels

En 2012, le télescope Subaru de 8.2 m fut équipé de l'Hyper Suprime-Cam (HSC). Construite par l'Observatoire National Astronomique du Japon (NAOJ) en collaboration avec des partenaires académiques et industriels internationaux, le système comprend une matrice de capteurs CCD, un train de lentilles, des filtres et un obturateur. L'ensemble est à l'échelle du télescope : la caméra HSC mesure près de 3 m de longueur, la première lentille mesure 82 cm de diamètre pour un poids total d'environ 3 tonnes.

La caméra HSC comprend une matrice de CCD offrant une résolution de 870 mégapixels et couvre un champ de 1.77° de diamètre soit sept fois la surface apparente de la pleine Lune. Les CCD sont installées dans un dewar cryogénique sous vide refroidit à -100°C où le courant d'obscurité devient négligeable. L'alignement mécanique de l'optique est assuré par six actuateurs.

La Gigacam, 1.4 gigapixel

En 2007, les astronomes de l'IfA d'Hawaï en collaboration avec les ingénieurs du MIT Lincoln Laboratory ont poussé la prouesse technique encore plus loin avec la Gigacam GPC1 : 4096 CCD offrant une résolution totale de 1.4 gigapixel. L'image composite mesure environ 40 cm de diamètre, l'ouverture de la CCD mesurant 56 cm de diamètre.


A gauche, l'un des 64 OTAs constituant une rangée ou une ligne de CCD équipant la Gigacam GPC1. Chaque OTA comprend 8x8 CCD qui peuvent être contrôlées et lues individuellement. Chaque OTA offre une résolution de 360000 pixels. A droite, la GPC1 installée dans sa monture dont l'ouverture mesure 56 cm de diamètre. Au total, la GPC1 présente une résolution de 1.4 gigapixel. Documents IfA.

Comme on le voit ci-dessus, le système est constitué d'une aire de 64 x 64 CCD offrant chacune une résolution de 600x600 pixels. Les CCD sont montées dans des aires de 8x8 sur un chip de silicium appelé "orthogonal transfer array" (OTA) qui mesure environ 5 cm². Chaque CCD de chaque OTA peut être contrôlée et lue individuellement.

Ce procédé permet également de gagner environ 0.2" en résolution (test réalisé au Kitt Peak) du fait que les étoiles brillantes saturent moins les photocapteurs, ce qui permet d'enregistrer des images plus fines. Au total, 66 OTAs sont placées dans le plan focal du télescope (les 4 coins sont omis car trop éloignés de l'axe optique). Ce système permet de photographier des objets jusqu'à la magnitude +24 en 60 secondes d'intégration, soit 10 millions de fois plus faibles que les objets les plus pâles visibles à l'oeil nu.

Le télescope Pan-STARRS 1 de 1.80 m équipé d'une gigacam de 1.4 Gpixels installé au sommet du Mt Haleakala à Hawaï. Document PS1SC.

La caméra GPC1 a été montée en août 2007 sur le premier des quatre télescopes PS1 (Pan-STARRS-1) de 1.8 m de diamètre installé au sommet du mont Haleakala sur l'île de Maui, à Hawaï. La caméra couvre un champ de 3° avec une résolution spatiale de 0.3"/pixel. Le système peut balayer 6000 deg² par nuit ! Au cours d'un cycle lunaire, l'instrument peut ainsi balayer 3 fois la même région du ciel visible la nuit depuis Hawaï.

Grâce notamment à l'architecture pipeline des processeurs qui assure l'exécution en chaîne des instructions, l'infrastructure informatique associée à ce système permet de traiter l'ensemble des 6000 images prises chaque nuit en 15 heures de traitement. Les données sont donc pratiquement de suite disponibles pour les astronomes affiliés au programme.

Grâce à ces télescopes à la pointe du progrès qui rejoignirent ceux du Kitt Peak déjà opérationnels, en 2010 les astronomes avaient recensé 90% des plus grands NEO dont tous ceux potentiellement dangereux et pouvant précipiter une catastrophe globale.

Côté performances, la nuit du 29 janvier 2016, grâce au PS1 les astronomes ont découvert 19 nouveaux NEA. PS1 a également à son actif la découverte de plusieurs supernovae et de nouveaux satellites Troyens autour de Neptune.

Les PS1-4 travaillent principalement dans le visible entre 500 et 800 nm ainsi que dans les bandes photométriques standards G, R, I, y compris dans la bande Z dans laquelle travaille le SDSS, ainsi qu'en infrarouge dans la bande Y à 1 micron, où par nature les CCD sont toujours très sensibles.

La CCD de 3.2 gigapixels du Vera Rubin

Le télescope de 8.40 m de diamètre de l'Observatoire Vera Rubin (VRO) installé au sommet du Cerro Pachón, au Chili, vit sa première lumière le 14 avril 2025. Il est équipé d'une caméra CCD LSST de 3.2 gigapixels. C'est un record. La gigacam LSST (Large Synoptic Survey Telescope) mesure 1.65 m de diamètre et pèse plus de 3 tonnes. Ce système refroidit à -120°C couvrira un champ supérieur à 3° dont la surface est équivalente à 40 fois le diamètre apparent de la Lune.

Comme on le voit ci-dessous, au plan focal l'aire CCD mesure environ 64 cm de diamètre. Grâce à ce système, ce télescope qui fontionnera entre 400-1060 nm enregistrera des images de 3 GB toutes les 17 secondes, générant 30 TB de données chaque nuit.

La mission du Vera Rubin sera de réaliser des photographies régulières du ciel afin de relever tout changement d'une période à l'autre dans le but de mieux comprendre la nature et les propriétés de l'énergie noire et la dynamique de l'Univers.


Illustration de la gigacaméra LSST de 3.2 gigapixels de 1.6 m de diamètre installée sur le télescope de 8.40 m de l'Observatoire Vera Rubin et la maquette du champ couvert au plan focal présentée par Suzanne Jacoby du VRO. L'aire des CCD couvre plus de 3° et mesure environ 64 cm de diamètre. Documents SLAC/LSST.

A propos des caméras pnCCD

Rappelons que les capteurs CCD des instruments à rayons X, comme ceux utilisés sur les satellites XMM-Newton ou eROSITA/SRG, reposent sur une technologie similaire aux CCD photoniques classiques. Dans les deux cas, il s'agit d'une technologie de transfert de charge à travers un réseau de pixels, avec un photocapteur constitué de semi-conducteurs dopés et utilisant une jonction de type p-n. Cependant, les pnCCD dédiés aux rayons X diffèrent dans leur conception et leur optimisation afin de répondre aux exigences spécifiques de la détection des rayons X.

Dans une caméra CCD classique, les électrodes de lecture se trouvent à la surface du capteur, ce qui limite la sensibilité aux photons X, car ces derniers peuvent être absorbés avant d'atteindre la couche sensible. Elle est conçue principalement pour détecter la lumière visible, bien qu'elle puisse être adaptée pour d'autres domaines du spectre électromagnétique, notamment de l'UV à l'infrarouge thermique.

Dans une caméra pnCCD, la structure est inversée : la jonction pn est directement exposée aux photons, augmentant l'efficacité quantique pour les rayons X. Les charges générées par les photons X sont collectées directement dans une couche sensible sans passer par des couches superflues.

Mais où s'arrêteront-ils ?...

Le savoir-faire

Si vous aimez ce type de technologie et le traitement d'image, on ne s'improvise pas "gourou en imagerie CCD" du jour au lendemain. Si vous pouvez maîtriser un APN ou une caméra CCD en l'espace de quelques heures, l'obtention d'images en haute résolution ou réussir à empiler des images pour augmenter leur finesse et réaliser un parfait traitement d'image requièrent une certaine expérience que l'on ne peut acquérir que par une pratique régulière.

Ceci dit, étant donné la relative facilité d'utilisation des logiciels de prétraitement et de traitement d'image, la difficulté apparente de la prise en main ne devrait rebuter aucun amateur qui s'intéresse au sujet.

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