Rapport de stage
accepté dans le cadre de ce stage de fin d'étude. ingénieur électronique) ... per un nouveau module mécanique intégrant des cartes électroniques ali.
RAPPORT DE STAGE
15 juil. 2018 électronique électrotechnique
Institut Supérieur dElectronique de Paris Rapport de stage
Ce rapport pour but de décrire mon stage de deuxième année de cycle ingénieur. Il s'est effectué du 2 juin au 29 août à l'Institut d'Astrophysique de Paris (IAP)
Rapport de stage dingénieur
CONFIDENTIEL IBM – Rapport de stage Diplôme préparé : Ingénieur ... technologiques différents : l'électronique les télécommunications et l'informatique ...
RAPPORT DE STAGE
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RAPPORT DE STAGE
RAPPORT DE STAGE maquette d'un nœud de puissance de la voiture électrique CYCAB. Cette ... Hervé Mathieu ingénieur de recherche (maître de stage).
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rapport de stage technicien 2007
Magagnini Alain ingénieur développement du service. Electronique
RAPPORT DE STAGE - Polytechnique Montréal
Rapport de Stage CONFIDENTIEL IBM – Rapport de stage Page 5/45 1 Introduction Dans le cadre de ma formation d’ingénieur à TELECOM Paristech j’ai réalisé un stage de fin d’études chez IBM France entre les mois de juillet 2008 et janvier 2009 Mon stage s’est déroulé au sein d’IBM Global Business
ESSAHLI Abderrahim Rapport de stage Introduction
ESSAHLI Abderrahim Rapport de stage - 6 - Le projet éolien s’inscrit dans le cadre des activités énergies renouvelables Il s’agit en effet de concevoir une installation qui servira d’interface entre une source d’énergie renouvelable (une éolienne) et le réseau électrique
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Que vous soyez en 3ème ou en fin d'études, un bon rapport de stage nécessite une présentation soignée et codifiée mais aussi un contenu intéressant. Il rend compte de votre expérience et sera un atout à mettre en avant dans votre CV d'étudiant. A vous d'expliquer ce que le stage vous a apporté et de montrer que avez mis votre temps à profit.
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Institut Supérieur d"Electronique de Paris
Rapport de stage - Deuxième année de cycle ingénieurJulien Isambert
Institut d"Astrophysique de Paris
juin-août 2008Table des matières
1 Introduction2
2 Institut d"Astrophysique de Paris et Observatoire de Haute-Provence : Présentation 3
3 Exoplanètes : méthodes de détection 4
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
3.2 La photométrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
3.3 Les vitesses radiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
3.3.1 Methode . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
3.3.2 SOPHIE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
4 Capteurs CCD9
4.1 Fonctionnement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
4.2 Application avec le spectrographe SOPHIE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
5 Correction de l"inefficacité de transfert de charge 14
5.1 Introduction à l"effet d"inefficacité de transfert de charge . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
5.2 Méthode de correction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
5.2.1 Article de Paul Goudfrooij . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
5.2.2 Algorithme mis en place . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
5.3 Mise en place de la correction de CTI sur des images e2ds, avec spectre thorium,sans
correction du fond sur les images brutes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205.3.1 Détermination des coefficients de l"algorithme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
5.3.2 Correction du fond sur le spectre, et influence sur la correction du CTI . . . . . . 21
5.3.3 Valeurs du CTI du CCD desophie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
5.4 Mise en place de la correction de CTI sur des images e2ds, avec spectre thorium,avec
correction du fond sur les images brutes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 235.4.1 Correction du fond sur les images brutes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
5.4.2 Influence du coefficient backG . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
5.4.3 Influence de la fonction de correction "mins2d" sur la correction du CTI . . . . . . 24
5.5 Application de la correction sur les étoiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
5.6 Application de la correction du CTI sur les images brutes . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
5.7 Offset introduit par la correction du CTI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
6 Conclusion33
1Chapitre 1
Introduction
Ce rapport pour but de décrire mon stage de deuxième année de cycle ingénieur.Il s"est effectué du 2 juin au 29 août à l"Institut d"Astrophysique de Paris (IAP), sous la tutelle deFrançois
Bouchy, astronome à l"IAP.
Le but de ce stage a été de mettre en place un algorithme permettant de corriger un effet d"inefficacité
de transfert de charge présent sur le détecteur à couplage de charge (détecteur CCD) du spectrographe
astronomique SOPHIE situé à l"Observatoire de Haute-Provence.Le spectrographe astronomique SOPHIE est dédié en grande partie à la recherche et à la caractérisation
des planètes extrasolaires par mesures de vitesses radiales. Ce spectrographe est équipé d"un détecteur
CCD qui permet d"enregistrer le spectre échelle des étoiles observées. A faible niveau de flux, ce capteur
présentait un effet d"inefficacité de transfert de charge qui avait pour conséquence un décalage infime
mais significatif des raies spectrales sur une fraction de pixel du détecteur.La première étape de ce stage a consisté à caractériser et à calibrer cet effet d"inefficacité de transfert de
charge. Un algorithme codé en Pyhton a ensuite été mis en place pour corriger les images du détecteur
CCD. De nombreux tests permettant d"affiner les paramètres de cet algorithme ont finalement été effec-
tués, dont certains se sont déroulés à l"Observatoire de Haute-Provence.La méthode utilisée dans ce traitement informatique ainsi que ses résultats sont présentés dans le chapitre
5. Pour faciliter la compréhension de cette partie, les chapitres précédents permettent d"expliquer de façon
résumé les méthodes de détection d"exoplanètes ainsi que le fonctionnement des détecteurs CCD.
2Chapitre 2
Institut d"Astrophysique de Paris et
Observatoire de Haute-Provence :
Présentation
Institut d"Astrophysique de Paris
L"Institut d"Astrophysique de Paris (IAP), est un laboratoire de recherche du Centre national de la re-
cherche scientifique associé à l"Université Pierre et Marie Curie. L"IAP est un Observatoire des Sciences
de l"Univers depuis décembre 2005 et est l"un des cinq laboratoires du groupement de recherche européen
pour l"astronomie.L"IAP regroupe des astrophysiciens du secteur des sciences de l"Univers et des physiciens théoriciens du
secteur des sciences physiques et mathématiques. Les recherches conduites a l"IAP portent sur les do-
maines de pointe de l"astrophysique : la formation des systèmes planétaires et la recherche de planètes
extra-solaires, la physique stellaire, l"évolution chimique et dynamique des galaxies, la distribution des
grandes structures dans l"Univers, la cosmologie observationnelle et théorique de l"Univers primordial et
les phénomènes d"énergies extrêmes.L"IAP compte 160 chercheurs, ingénieurs, techniciens, administratifs et doctorants. Son budget annuel
est de 5,9 millions d"euros.Observatoire de Haute-Provence
L"Observatoire de Haute-Provence (OHP), composante de l"Observatoire Astronomique de Marseille-Provence (Université de Provence), est une unité du Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS/INSU).
Les programmes d"observation effectués avec les télescope de l"OHP portent sur les planètes extrasolaires
(la première exoplanète y a été découverte en 1995), les objets du système solaire, le milieu interstellaire
et l"univers extra-galactique.L"OHP est situé dans le Sud-Est de la France, à une centaine de kilomètres au Nord de Marseille, sur un
plateau dont l"altitude moyenne est de 650 mètres. Le plus grand télescope de l"OHP (1,93m) est entré en
service en 1958. Après avoir longtemps été le plus grand observatoire européen, la situation a évolué. Les
observatoires astronomiques les plus importants sont maintenant installés dans certains sites de haute
altitude où la transparence et la qualité des images justifient l"implantation de télescopes de plus grand
diamètre. Cependant les télescopes de l"OHP apportent aux astronomes un complément indispensable
dans l"hémisphère Nord.50 techniciens (équipes de jour et de nuit confondues), 5 astronomes résidents et une centaine d"astro-
nomes en mission par an travaillent à l"OHP. 3Chapitre 3
Exoplanètes : méthodes de détection
3.1 Introduction
Avant d"établir un résumé des faits les plus marquants obtenus ces dernières années dans le domaine
des exoplanètes, voici la définition d"une exoplanète. Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est une
planète en orbite autour d"une autre étoile que le Soleil (le préfixe exo signifie hors de en Grec). Jusqu"à
présent, on connaît surtout des planètes de type géante gazeuse, qui sont plus faciles à détecter que les
planètes de type tellurique. Malgré tout, les méthodes de détection devenant de plus en plus sensibles, on
commence aussi à observer des exoplanètes d"une taille comparable à la Terre. En novembre 1995, après
avoir étudié un échantillon de 142 étoiles du voisinage solaire avec le spectrographe ELODIE (installée
à l"Observatoire de Haute-Provence), M. Mayor et D. Queloz annoncent la détection de la première
exoplanète. Cette planète, de période 4,23 jours, orbite autour de l"étoile 51 Pegasis, une étoile similaire
au soleil. En 1996, une l"équipe de recherche de G. Marcy et P. Butler annoncent la découvertes de 5
nouvelles exoplanètes. Fin 1998, on connait 16 exoplanètes, et en avril 1999, on en connaît 20 (dont un
système de trois planètes (Butler et al., 1999). A ce jour, 307 exoplanètes ont été découvertes.
Les exoplanètes découvertes jusqu"à présent se trouvent pour la plupart dans le voisinage immédiat du
Soleil, à moins de 100 parsecs, alors que la Galaxie mesure 10 000 parsecs de rayon. On pense que 10
pour 100 des étoiles ont au moins une planète géante de période inférieur à 10 ans. Il y a à peu près 100
milliards d"étoiles dans la Galaxie. Il y aurait donc plusieurs dizaines de milliards de planètes dans la
Galaxie.
3.2 La photométrie
La photométrie est une méthode de détection transit planétaire. Il est en effet possible d"observer le
passage d"une planète devant son étoile en dehors de notre système solaire. Lorsqu"une planète passe
devant son étoile dans notre ligne de visée, la luminosité de cette dernière diminue. Une seconde baisse de
luminosité se produit également lorsque la planète est occultée par son étoile, c"est le "transit secondaire".
Cette baisse de luminosité est plus faible que la précédente car le flux émis par l"étoile est largement
supérieur à celui émis par la planète. Ce phénomène peut être illustré par la figure 3.1.
L"annonce du premier transit planétaire observé photométriquement date de novembre 1999 (Charbon-
neau et al. 2000, Henry et al. 2000). Cependant cette méthode est limitée, car la probabilité d"observer
une planète en transit devant son étoile est faible. Sur 300 exo-planètes détectées à ce jour, seulement 44
présentent une telle configuration.La méthode des micro-lentilles gravitationnelles peut également être utilisée pour détecter des exo-
planètes. La technique la plus performante reste cependant celle des vitesse radiales.3.3 Les vitesses radiales
3.3.1 Methode
La grande majorité des planètes extrasolaires ont été découvertes par mesures de vitesse radiales stellaires.
Cette méthode consiste à détecter les planètes extrasolaires de manière indirecte en mesurant les variations
périodiques de vitesse de l"étoile autour de laquelle elles gravitent. La méthode directe est pour le moment
très difficile car les planètes sont relativement proches de leur étoile. De plus, dans le visible, une étoile
est environ109fois plus brillante qu"une planète géante.Prenons l"exemple du système Soleil-Jupiter pour illustrer l"influence d"une planète sur le déplacement
4CHAPITRE 3. EXOPLANÈTES : MÉTHODES DE DÉTECTION5Fig.3.1 - Courbe de lumière lors d"un transit et d"un transit secondaire
d"une étoile (figure 3.2). Jupiter effectue une révolution en 11,9 ans sur un rayon de 5,2 UA à la vitesse
de 13 km.s1. Sur cette même période, le Soleil effectue une révolution autour du centre de gravité du
système situé à 0,005 UA à la vitesse de 12 m.s1. Par comparaison, la Terre induit une vitesse de
déplacement du Soleil de seulement 9 cm.s 1.La mesure de vitesse radiale repose sur l"effet Doppler-Fizeau qui relie la vitesse d"un mobile à la longueurFig.3.2 - Mouvement et vitesse du système Soleil-Jupiter
d"onde qu"il émet ( vcLa mesure de vitesse radiale d"une étoile est obtenue par la mesure du décalage des raies d"absorption
de son spectre. Pour des changements de vitesse de l"ordre de la dizaine de ms1, le décalage Doppler
est très petit, de l"ordre du millième de la largeur typique des raies spectrales. La figure 3.3 illustre cet
effet. Une grande résolution spectrale, des spectres à haut signal sur bruit ainsi qu"une grande fenêtre
spectrale sont donc nécessaires à la mise en évidence de perturbations planétaires. Les cibles intéressantes
correspondent souvent aux étoiles de type solaire.Une fois la vitesse calculée, il reste à soustraire la composante de vitesse liée à la dérive du spectrographe
et celle liée à la vitesse de la Terre. Le spectrographe SOPHIE (cf paragraphe 3.3.2) utilise la technique du
"thorium simultané". Cette technique est utilisée avec un spectrographe alimenté par 2 fibres optiques.
L"une des fibres véhicule la lumière de l"étoile du foyer casse-grain du télescope au spectrographe, tandis
que l"autre achemine le faisceau d"une lampe thorium-argon. Cette lampe fournit de nombreuses raiesd"émission dans le visible permettant de calculer les dérives du spectrographe, c"est à dire les déplacements
du spectre du CCD dues aux variations locales de température et de pression. Les variations de vitesse
mesurées sur la fibre "calibration" (thorium-argon) sont supposées similaires pour les deux fibres et
corrigées sur la fibre "étoile".CHAPITRE 3. EXOPLANÈTES : MÉTHODES DE DÉTECTION6Fig.3.3 - Illustration du décalage Doppler en longueur d"onde. (Source : http ://cannon.sfsu.edu/
gmarcy/planetsearch/tech/)Les vitesses radiales sont ensuite mesurées grâce à la méthode de calcul de "corrélation croisée". Elle
consiste à corréler le spectre observé à un masque numérique représentatif du spectre de raies d"absorp-
tion de l"étoile au repos. En comparant la position relative des raies sur l"ensemble du spectre, il est alors
possible de mesurer le décalage du spectre et donc la vitesse radiale de l"étoile à l"instant observé. Par
ce procédé, on obtient un pic de corrélation équivalent en quelque sorte à une raie moyenne du spectre.
La vitesse radiale est alors obtenue par l"ajustement par une gaussienne de la fonction de corrélation. Le
minimum de cette fonction correspond à la valeur de vitesse radiale. Ce procédé est largement utilisé car
il ne nécessite pas l"utilisation de spectres à haut rapport signal-sur-bruit.Les techniques de détection par vitesse radiale et par photométrie sont très complémentaires. L"approche
photométrique donne une information sur la taille de la planète. La seconde méthode permet de carac-
tériser la masse et donc de valider la nature même de l"objet en orbite. Ces deux paramètres, rayon et
masse, permettent de déterminer la densité de ces exo-planètes et ainsi d"apporter de précieuses infor-
mations sur leurs propriétés internes, ce qui permet de les comparer aux planètes de notre système solaire.
La figure 3.4 permet de visualiser l"état des lieux des découvertes. Les triangles verts correspondent
aux planètes découvertes par technique des vitesses radiales, les triangles verts à bordure noir ont été
découverts par le spectrogrpahe HARPS. En bleu, les planètes découvertes avec mesure de vitesse radiale
et méthode des transits, et en rouge, la méthode des microlentilles gravitationnelles a été utilisée.Fig.3.4 - Digramme masse-période des exoplanètes découvertes (2008)
CHAPITRE 3. EXOPLANÈTES : MÉTHODES DE DÉTECTION73.3.2 SOPHIE
Présentation
Le spectrographe SOPHIE (Spectrographe pour l"Observation des Phénomènes des Intérieurs stellaires
et des Exoplanètes) est installé au foyer du télescope de 1,93 m de l"Observatoire de Haute-Provence. Il
est le successeur du spectrographe ELODIE qui a permis la découverte (par M. Mayor et D. Queloz) de
la première exo-planète en 1995. SOPHIE a nécessité trois années de développement par une vingtaine
de chercheurs, ingénieurs et technicines de l"Observatoire de Haute-Provence, en collaboration avec le
Laboratoire d"astrophysique de Marseille (LAM) et l"Observatoire de Genève.Un des objectifs de SOPHIE est la mesure des vitesses radiales et est le complément hémisphère Nord du
spectrographe HARPS, conçu et réalisé par la même équipe franco-suisse et installé au foyer du télescope
de 3.6 m de l"ESO (European Southern Observatory). SOPHIE est également un allié du satellite Corot
du CNES qui a pour but la détection d"exo-planètes par transit photométrique et l"étude des intérieurs
stellaires.Caractéristiques
SOPHIE est un spectrographe astronomique alimenté par fibres optiques. Il couvre tout le domaine visible
du bleu (380 nm) au rouge (680 nm). Sa mécanique de précision lui assure une très grande stabilité. Les
éléments optiques qui dispersent la lumière sont enfermés dans une cuve étanche remplie d"azote pur, et
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