et la èche de la structure du télescope provoquent une ombre sur le miroir qui diminue le surface eective. La fraction de lumière perdue a été étudiée en détail dans [36].
La gure 4.2 donne la fraction de lumière perdue en fonction de l'angle incident relatif à l'axe optique du télescope et à trois azimuths diérents. En moyenne, 11% de la lumière est perdue, augmentant de 10,2% pour les photons arrivant parallèlement à l'axe optique du télescope à 11,5% à 2◦ de l'axe optique. L'anisotropie de l'éclairement de la caméra induit par les ombres
reste inférieure à 3%.
Ces eets sont pris en compte dans les simulations du détecteur. La surface eective du miroir d'un télescope de H.E.S.S. est alors de 94 m2.
0°
270° 90°
Angle d’incidence relatif a l’axe optique du telescope [°]
Fraction de lumiere absorbee
champ de vue 0.09 0.1 0.11 0.12 0.13 0.14 0.15 0.16 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5
Fig. 4.2: Fraction de lumière perdue en fonction de l'angle d'incidence par rapport à l'axe optique du télescope, pour trois angles azimuthaux diérents. La zone ombrée à droite est hors du champ de vue du télescope [36]. La trou vers 2,9◦ est dû à la fois à l'ombre des mâts d'interconnection et à celle des mâts de soutien.
4.2 Alignements des miroirs
4.2.1 Procédure d'alignement des miroirs
La procédure d'alignement des miroirs est décrit dans [52] et schématisé sur la gure 4.3. Le télescope pointe vers une étoile. Chaque miroir renvoie une image individuelle de cette étoile dans le plan focal (capot fermé de la caméra). Une caméra CCD, placée au centre du miroir, enregistre l'image du plan focal. La direction de l'axe optique de chaque miroir est modi ée de telle sorte que les images individuelles de l'étoile ne forment qu'une seule image à la focale du télescope. L'alignement est réalisé avec des étoiles de magnitude entre -1,5 et 2, lorsque leur élévation se situe entre 55◦ et 75◦. La monture a été construite de telle sorte que les déformations
soient minimales dans ce domaine en élévation, correspondant aux altitudes d'observation les plus fréquentes.
42 CHAPITRE 4. LES TÉLESCOPES camera CCD capot de la camera miroir
lumiere d’une etoile
de l’etoile image individuelle
Fig. 4.3: Principe de l'alignement des miroirs [52]. Chaque miroir, mobile, renvoie l'image d'une étoile sur le capot de la caméra. Ces images sont observées par une caméra CCD.
4.2.2 Image d'une source ponctuelle (
PSF)
L'étalement de l'image d'une source ponctuelle (ou PSF pour Point Spread Function) a été mesurée sur axe après alignement des miroirs [51, 53]. La PSF obtenue est montrée sur la gure 4.4(a). Sa largeur peut être paramétrée par plusieurs grandeurs : le RMS σproj de la
projection sur un axe (radial ou tangentiel1) et le rayon r
80% d'un cercle autour du centre de
gravité de l'image et contenant 80% de l'intensité totale. La gure 4.4(b) résume l'évolution de ces paramètres en fonction de l'angle d'observation pour les quatre télescopes à des élévations de l'ordre de 65◦. Le tableau 4.2 donne les mesures de la PSF sur axe2, ainsi que les valeurs
attendues dans les simulations et les valeurs maximales spéci ées. Les simulations reproduisent correctement la PSF dont la largeur est meilleure que les spéci cations par un facteur 2.
paramètre CT1 CT2 CT3 CT4 simulations spéci cations
σproj (mrad) 0.23 0.23 0.23 0.23 0.21 ≤ 0.50
r80% (mrad) 0.40 0.42 0.40 0.40 0.38 ≤ 0.90
Tab. 4.2: Valeurs des paramètres de la PSF mesurée sur axe, comparés aux résultats de la simulation et aux spéci cations demandées [53].
La structure mécanique des télescopes se déforme sous l'eet de la gravité lorsque l'altitude de pointé varie. La gure 4.4(c) décrit l'élargissement de laPSFlorsque l'altitude est à l'extérieur du domaine utilisé lors de l'alignement des miroirs. Pour les observations les plus usuelles, au- dessus de 45◦ d'altitude, la taille de la PSF varie de moins de 10%. A 30◦, elle est élargie
d'environ 40% mais reste inférieure à la taille des pixels (∼ 1, 4 mrad de rayon). De plus, les comportements des quatre télescopes sont similaires.
1Lorsque la source n'est pas sur l'axe optique du télescope, laPSF est asymétrique : elle est plus étendue
dans la direction radiale du ré ecteur que dans la direction tangentielle. σradial et σtangentielsont les extensions
extrémales de laPSF.
2Sur axe, la PSF est à symétrie cylindrique, σproj est donc la projection de la distribution sur un axe
4.2. ALIGNEMENTS DES MIROIRS 43 x au CdG [mrad] ∆ Dist. ang. -2 -1 0 1 2 y au CdG [mrad] ∆ Dist. ang. -2 -1 0 1 2 Intensite (norm.) 0 0.005 0.01
(a)Image d'une étoile sur l'axe optique.
a l’axe optique [deg] θ Distance angulaire 0 0.5 1 1.5 2 2.5 PSF [mrad] 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 CT01/02/03/04 80% r radial σ tangentiel σ simulation simulation simulation
(b) PSFhors axe optique.
[deg] Θ Altitude 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 PSF [mrad] 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 CT01/02/03/04 80% r azimuth σ altitude σ (c) PSFen fonction de l'altitude.
Duree depuis l’alignement initial [mois]
0 5 10 15 20 PSF [mrad] 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5
installation des cameras
(d) PSFà 65◦d'altitude en fonction du temps. Fig. 4.4: PSF à 2 dimensions et évolution hors axe. (a) Distribution de l'intensité lumineuse de l'image d'une étoile sur l'axe optique du télescope (CT4) : PSF. La bordure hexagonale représente la géométrie d'un pixel (rayon de ∼ 1, 4 mrad). Figures (a,b,c) : les couleurs correspondent aux diérents télescopes ; les symboles indiquent diérentes mesures de la PSF. (b) Evolution de la PSF hors axe op- tique [53]. Les simulations (courbes continues) reproduisent correctement les données. (c) Déformation de la PSF sur axe en fonction de l'altitude de pointé des télescopes [53]. (d) Evolution du paramètre r80% à une altitude de 65◦ en fonction du temps pour les deux premiers télescopes de H.E.S.S..
44 CHAPITRE 4. LES TÉLESCOPES
La stabilité de la PSF après l'alignement initial des miroirs est contrôlée régulièrement. L'évolution du paramètre r80% est représentée sur la gure 4.4(d) pour les deux premiers téles-
copes de H.E.S.S.. La largeur de laPSFcroît lentement (0,024 mrad (6%) par an). Ceci indique une stabilité à long terme de la structure des télescopes.
La stabilité de la résolution angulaire, quelle que soit la direction d'arrivée des photons, est un paramètre important pour l'étude de sources γ étendues et pour étudier leur morphologie.