Figure 1: Structure générale d'un système d'acquisition d'image CCD
1Elève ingénieur
L'acquisition de l'information en astronomie revêt une importance capitale. L'univers étant dans sa grande partie inaccessible à l'analyse directe, tous les renseignements qu'il nous dévoile, sont essentiellement véhiculés par la lumière qu'il nous envoie.
Il est alors évident que la détection et l'analyse photométrique et spectrométrique de cette lumière, en vue d'extraire les informations qu'elle décèle,constitue la principale activité des astrophysiciens.
Les deux principales composantes du système d'information sont:
Si l'aspect collecteur est resté dans son principe quasiment le même (télescopes, lunettes, etc.), les moyens de détection ont constamment évolués pour aboutir à une génération de détecteurs en circuits intégrés MOS (Métal-Oxide-Semi-conducteur) connue sous le nom CCD (Charged Coupled Device, et en français DTC pour Dispositif à Transfert de Charges). Aujourd'hui, ce circuit constitue, par ses performances, un outil efficace et aux perspectives prometteuses.
Au niveau de l'architecture, le détecteur CCD est essentiellement constitué de photosites (pixels photosensibles) d'une taille allant de 10 à 30 µm, rangés en matrice ou en barrette, qui convertissent les photons incidents en électrons. Ces paquets d'électrons stockés dans ces photosites forment alors une image électronique correspondante àl'image photonique d'origine. Chaque pixel de cette image électronique comportera grossièrement autant de charges électroniques que de photons incidents au photosite correspondant. Ce nombre de charge n'est limité que par la capacité limite du pixel, au-delà de laquelle il sature (et peut même déborder sur ses voisins). La lecture de l'image électronique stockée s'effectue en transférant d'une manière séquentielle les paquets de charges vers la sortie, d'où le nom associé à ce composant (voir détails dans Benna, 1997a).
Ce détecteur intéresse les scientifiques dans toutes les applications d'imagerie du fait qu'il permet de disposer, grâce à une structure compacte et relativement facile à mettre en æuvre, d'une image électronique constituant le point de départ pour toute reconstitution numérique par des outils de traitement et d'analyse d'images. L'ensemble de ces performances (sensibilité, linéarité, couverture spectrale pouvant aller de 0,3 µm à 1,1 µm, etc.) ont fait de lui un excellent successeur du film à émulsion photographique traditionnellement utilisé pour les applications d'imagerie.
Pour l'exploitation réelle d'un tel détecteur une structure électronique additionnelle doit être mise en æuvre. Cette structure peut se décomposer comme suit (Fig.1):
Ce schéma de principe constitue le mode de fonctionnement de la plupart des caméras CCD qu'elles soient à base d'un détecteur matriciel ou d'une barrette. La différence entre les systèmes développés par les différents constructeurs de photomètres réside essentiellement dans les solutions technologiques adoptées, le choix des composants électroniques et les fonctionnalités annexes qu'on peut ajouter pour augmenter les performances et la flexibilité du système (régulation de température, commande de roues à filtres, etc.).
Les détecteurs utilisés dans les grands observatoires ou dans l'imagerie spatiale sont généralement d'une taille assez respectable (1024x1024 pixels ou plus); leurs performances sont très bonnes et ils sont généralement pilotés par des cartes de contrôle incluant des convertisseurs et des DSP extrêmement rapides.
La réalisation de ces systèmes d'acquisitiond'images peut sembler très complexe. Mais de nombreuses équipes d'astronomes amateurs s'appuyant sur l'expérience de spécialistes ont réussi à mettre au point des photomètres et des caméras pour spectromètres de bonnes performances (par exemple, J. Casenove, communication privée). Cependant la mise en æuvre de ces systèmes pour des applications scientifiques de haut niveau sous-entend une maîtrise de la technologie de ces détecteurs et un savoir-faire dans le domaine de l'imagerie et de l'électronique.
Un stage à l'Observatoire du Pic-du-Midi sous la direction de Francis Beigbeder, ingénieur à l'O.M.P., (Benna, 1997b) m'a permis de maîtriser cette technologie en étudiant le contrôleur de caméra ARIZE développé par le C.E.A. durant les années 80 (Dupin, 1984), et en participant à la mise au point du nouveau contrôleur développé par l'Université de San Diego (SNDU) (Leach, 1982; Leach & Beale, 1994), ainsi qu'aux techniques de traitement des images astronomiques.
En s'appuyant sur ces expériences, un premier prototype de caméra CCD pour spectromètres optiques a été développé à l'Ecole Nationale d'Ingénieurs de Tunis (E.N.I.T.) en utilisant une barrette CCD non refroidie de 2048 pixels commercialisée par SONY (Benna, 1998). Le but de ce premier prototype a été de mettre au point une base pour la réalisation de détecteurs plus performants. Des tests sur un spectromètre de moyenne résolution ont permis d'obtenir les premiers spectres.
Notre système d'acquisition (Fig. 2) utilise à labase une barrette CCD ILX503 de 2048 pixels développés pour des scanners. Les données analogiques sont traitées puis converties par un convertisseur 12 bits assurant 4095 niveaux de gris.
La génération des signaux de contrôle de la barrette et du convertisseur, ainsi que l'acheminement des données vers l'ordinateur sont assurés par un gestionnaire d'interface programmable PP18255 qui effectue la lecture de la barrette et stocke les données dans la RAM de l'ordinateur. Cette interface programmable, ainsi que tous les circuits de décodage d'adresses et d'alimentation, sont groupés dans une carte entrée/sortie au format du Bus ISA lui permettant de travailler sur tous les PC du type XT et AT. Cette carte est liée à la tête d'acquisition (constituée par la barrette CCD, le convertisseur A/N et l'amplificateur de lignes) à travers des connecteurs et un câble SD25.
La commande de la carte entrées/sorties s'effectue par un programme développé en code Assembleur qui permet de programmer l'interface, de générer les ordres de transferts de charges et les ordres de lecture et de stockage des données. Les données sont alors prises en charge par un second programme développé sous Delphi qui permet de présenter les spectres et de procéder à leur analyse.
Cette configuration a été étudiée pour pouvoir évoluer vers une structure incluant une barrette refroidie, un système de refroidissement par effet Peltier, et un convertisseur 16 bits. Une version plus élaborée et plus performante est à l'étude visant à inclure un micro-contrôleur pour la gestion du système d'acquisition et l'accés direct à la mémoire en mode DMA.
Ce travail sur les CCD nous ouvre des perspectives assez grandes dans la mesure où ce domaine est sujet de coopérations entre laboratoires astrophysiques et spatiaux.
Pour plus d'informations et d'éventuelles collaborations, l'auteur peut être contacté à l'E.N.I.T.
Generally, a CCD controller system is made up of a clock generator, an analogue-to-digital (A/D) converter, a controller device and, if necessary, a cooling system.
Our CCD camera uses an uncooled 2048 array. The chip is
controlled by a parallel-port interface (PPI 8255) and the analog output is
converted to digital by a 12-bit A/D converter. All these components were
implemented on a controller board designed to be connected to all
PC XT/AT computers via ISA BUS.
