La "capture" de l'information lumineuse (2/3)

La photométrie stellaire

De telles plaques photographiques ne captaient par ailleurs qu'un seul photon sur 100, ce qui est relativement faible - comparable à l'oeil. Cette efficacité quantique se trouva multipliée par un facteur 10 grâce à l'introduction, au tout début du XXème siècle, de nouveaux appareils, les photomètres, nommés ainsi parce que leur fonctionnement repose sur l'effet photoélectrique dont Albert Einstein avait au préalable fourni l'explication théorique : la lumière, en frappant une plaque de métal, peut arracher des électrons dont le mouvement se traduit par un courant électrique de faible intensité. Ce courant, pour ètre facilement détectable, doit toutefois ètre amplifié. D'où l'idée d'introduire, entre le détecteur de lumière situé à la sortie du télescope et le détecteur de courant électrique, un système amplificateur formé de dynodes, ces plaques constituées d'un matériau dont les électrons sont très peu liés. Quelques 20 dynodes suffisent par exemple à obtenir une amplification voisine du million.

Un photon incident sur 10 environ arrache un électron de cette plaque de métal positionnée
en sortie du télescope. Cet électron est acheminé vers une plaque appelée dynode, dont les électrons
sont peu liés ; chaque électron incident arrache deux électrons de la dynode. En répétant
ce processus N fois, le nombre d'électrons se trouve multiplié par 2N.

En augmentant l'efficacité quantique d'un facteur 10, des sources de lumière d'intensité dix fois moindres purent ètre détectées. De faibles variations dans l'éclat de certaines étoiles, parmi lesquelles les Céphéides, furent également enregistrées. Une succession de chiffres relatifs à la brillance d'un objet était ainsi obtenue, remplaçant peu à peu les images.

La numérisation des images