Comportement des sidérostats

Figure 110. Un des sidérostats de test du VLTI, devant le bâtiment interférométrique illuminé par le Soleil couchant et les télescopes Kueyen, Melipal et Yepun.

6.3.1. Guidage

Les collecteurs de lumière sont un élément très important de l'interféromètre. Dans le cas du VLTI, les télescopes de 8 mètres (UT) ont été conçus dès le départ pour une utilisation interférométrique. Ainsi, leur structure mécanique a été calculée de manière à minimiser les vibrations, sources de perte de contraste des franges. De même, la structure des télescopes auxiliaires (AT) est particulièrement rigide, et le suivi des étoiles est spécifié de manière à être très régulier et précis.

Les sidérostats de test ont été spécifiés pour être les plus économiques possibles, au prix de performances moins bonnes que les autres collecteurs de lumière. Une règle énoncée par Steve Ridgway et bien souvent vérifiée dit à peu près: "it's always the telescope", en parlant de la raison des problèmes rencontrés.

Sur le VLTI, on a pu observer dès les premières franges une instabilité importante du suivi des sidérostats (Figure 110). Après un travail d'optimisation de la boucle de contrôle, les résultats se sont améliorés, mais ne sont pas encore complètement satisfaisants. Une mise à jour en profondeur est prévue pour le début de l'année 2002.

La Figure 111 montre les fluctuations de rapport signal sur bruit dues aux erreurs cycliques des encodeurs de position des axes d'altitude et d'azimuth du sidérostat n˚2.

Figure 111. Fluctuations semi-périodiques du flux (axe vertical, en unités de bruit de lecture du détecteur) sur la voie photométrique PB (sidérostat 2), observées le 10 août 2001. L'axe horizontal représente le temps, une graduation correspondant à une minute. Le RSB est défini comme le rapport du flux moyen durant le scan au niveu de bruit de lecture du détecteur.

Figure 112. Variations des m2

bruts au cours d'une série d'observations de d Oph le 8 avril

Sur la Figure 112, on peut voir les effets des instabilités de guidage sur le facteur de cohérence carré. La chute initiale est parfaitement normale et provient de l'allongement de la base projetée à l'approche du passage de l'étoile au méridien local. Dans cette partie de la courbe, la stabilité du guidage des sidérostats était satisfaisante, et les barres d'erreur calculées par le système de réduction des données sont raisonnables. Après le passage au méridien, des oscillations importantes sont apparues dans les boucles de guidage des deux sidérostats. Elles ont déstabilisé la réduction des données et ont conduit à des barres d'erreur ne reflétant pas la réalité. De telles instabilités sont en principe corrigées par la calibration photométrique des interférogrammes, mais dans la pratique les fortes variations de la contribution du bruit de photons dégradent la précision résultante sur la mesure de la visibilité.

Des solutions pour remédier à ce problème important sont à l'étude, tant au niveau des sidérostats eux-mêmes qu'au niveau des algorithmes de réduction des données VINCI.

6.3.2. Différence de marche

L'instabilité du suivi provoque également un effet plus pernicieux qui est la variation de la différence de marche. Les mouvements différentiels des deux miroirs primaires des sidérostats se retrouvent sur la position des franges d'interférence, et aussi, selon leur fréquence, sur la position du pic frange dans le spectre (effet de piston). Des mesures effectuées avec un accéléromètre de précision par Samuel Lévêque (ESO) ont démontré la présence d'un pic de vibration longitudinale à la fréquence de 96 Hz (voir la Figure 113).

Figure 113. Spectre d'amplitude des mouvements longitudinaux du miroir primaire du sidérostat 1 (en mode de guidage sur une étoile). L'accéléromètre était placé à environ 10 cm du centre du miroir, sur la cellule le supportant.

On retrouve ce pic à 96 Hz sous la forme de fluctuations photométriques sur les mesures VINCI (Figure 114 à gauche), avec un autre pic parasite à 25 Hz. Le pic principal des franges stellaires est visible à la fréquence de 300 Hz. On observe également sur ces données de larges pics secondaires dans le spectre d'amplitude. Ils caractérisent la présence d'une vibration longitudinale de type sinusoïdale, qui produit deux "fantômes" du pic principal des franges stellaires. La fréquence de la vibration longitudinale, donnée par l'écart en fréquence entre le pic principal et les fantômes, est

exactement la même que celle du pic de fluctuations photométriques. Ceci les relie à la même cause probable: la vibration en tip/tilt du miroir primaire du sidérostat 1.

Figure 114. Effets de vibrations du sidérostat 1 (voie PB) sur la densité spectrale d'amplitude de la voie interférométrique I1 (à gauche) et sur le rapport signal à bruit de la voie photométrique PB (en abscisse le numéro du scan dans la série). Données acquises le 8 avril 2001, sur l'étoile Alphard.

On peut connaître l'amplitude de la vibration grâce à la hauteur relative des pics fantômes par rapport au pic principal. Ici, l'amplitude observée est d'environ 200 nm. De manière plus générale, on observe une instabilité de la photométrie correspondant au sidérostat incriminé sur la partie droite de la Figure 114, qui confirme la présence d'un problème de guidage. Le vent, particulièrement soutenu durant cette mesure, pourrait en être la cause.

Pour les premières franges, l'absence de compresseurs de faisceaux a conduit à utiliser des masques pupilaires de 10 cm d'ouverture, décentrés pour éviter l'obstruction centrale du sidérostat. Dans cette configuration, un mouvement en tip/tilt d'un des miroirs se traduit en plus par un mouvement longitudinal des franges (piston). Les compresseurs de faisceau installés en juin 2001 ont permis de réduire la sensibilité de l'interféromètre à ce problème, par l'utilisation de l'ensemble de la pupille. La rigidité des UT et des AT sera bien meilleure que celles des sidérostats, ce qui devrait les rendre insensibles à ce type de perturbations.