La métrologie

Les instabilités de la structure du télescope entrainent un mauvais alignement sources- miroirs-détecteurs et donc un décalage de l’image des sources sur les détecteurs. Ce défaut peut être corrigé dans la mesure où l’image se situe toujours sur les détecteurs. Afin de corriger l’image, il faut déterminer avec précision le pointage du télescope ainsi que ces déformations internes, le décalage des détecteurs par rapport à leur position de référence. Pour cela, les téles- copes sont équipés de capteurs, souvent optiques, pour mesurer ces dérives pour chaque photon incident sur le plan de détection. Ainsi, chaque position de photon est corrigée de l’erreur de pointage et du décalage du détecteur, et ainsi l’image est reconstruite dans un repère fixe. Sans ce type de métrologie la résolution du télescope ne pourrait pas atteindre la seconde d’arc.

Pour un télescope monolithique, le pointage fin du télescope est en général fourni par des senseurs stellaires et le décalage des détecteurs lié aux déformations internes est fourni soit par des caméras associées avec des cibles comme des diodes soit par des pointeurs lasers visant des détecteurs de positions (Weisskopf et al., 2003). La figure 2.11 présente un schéma de la

Figure 2.12 – A gauche : configuration de référence de Simbol-X pour une observation. A droite : une configuration possible de Simbol-X durant une observation, liée aux instabilités du vol en formation. La métrologie, constituée de senseurs stellaires et de caméras, permet la restitution précise du pointage du télescope à tout instant.

métrologie utilisée sur l’observatoire Chandra. Quatre diodes sont focalisées sur une caméra de type senseur stellaire qui, co-alignée avec les miroirs, observe dans la direction des sources.

Lorsque le télescope est distribué sur deux satellites, par exemple sur la mission Simbol-X (cf. chapitre 4), il n’y a pas de distinction entre le pointage du télescope et ses déformations internes. Les deux satellites étant indépendants, on parle uniquement de l’alignement miroirs- détecteurs. Pour mesurer cet alignement, Simbol-X est équipé d’une métrologie complexe com- posée de senseurs stellaires sur chacun des deux satellites, de diodes cibles situées autour des miroirs et de caméras proches des détecteurs (cf. Figure 2.12).

Cette métrologie consiste à mesurer la position des miroirs dans le référentiel local des détecteurs et de calculer cette position dans le ciel en utilisant l’attitude des détecteurs. La première étape consiste à mesurer la position angulaire des cibles situées autour des miroirs

(T1, T2) par une caméra située près des détecteurs (S). Grâce à la distance angulaire∆T et la

longueur T1T2 connue entre les cibles, on peut en déduire la distance des cibles à la caméra

selon dist= T1T2/tan(∆T). Avec cette distance et les positions angulaires T1 et T2, on peut

calculer les vecteurs ST1 et ST2. Avec la distance de la caméra S au détecteur F, on calcule FT1 et FT2. On a alors la position des cibles, et donc des miroirs, dans le référentiel local

des détecteurs. Il suffit ensuite de transformer ces positions connaissant l’attitude du satellite

le ciel. En calculant cet alignement à tout instant, on peut faire correspondre la position relative d’un photon arrivant sur le détecteur avec une position absolue dans le ciel et ainsi reconstruire une image.

L’outil de simulation DynamiX

3.1

Présentation générale

Un télescope Wolter-I monté sur une grande structure permettant une longue distance focale est un système optique complexe et instable. Afin d’étudier avec précision les performances d’un tel instrument, j’ai été amené à développer un code numérique simulant le trajet et les interactions des photons à l’intérieur du télescope, prenant en compte chaque mouvement des éléments de l’optique pendant une observation. Certaines caractéristiques du télescope peuvent êtres calculées analytiquement mais les performances de l’ensemble nécessitent un calcul nu- mérique prenant en compte tous les paramètres de bas niveau sans a priori car les interactions

sont nombreuses. Ce type de simulation offre une approche à la fois simple et efficace et per-

met d’évaluer les performances d’un système complexe comme un télescope Wolter-I à grande focale.

La simulation s’articule autour de deux principales fonctions, la première détermine la géo- métrie du télescope pour chaque photon incident et la deuxième calcule la trajectoire et les interactions du photon. On obtient alors une liste d’événements caractérisés par un temps, une position et une énergie déposée dont on peut extraire plusieurs caractéristiques comme la surface

efficace, la résolution temporelle, angulaire et spectrale pour la configuration donnée. La simu-

lation comprend également un modèle de métrologie optique pour la mesure des déformations de la structure afin d’étudier les performances du télescope après correction de l’image.

La simulation est construite autour de cinq modules qui interagissent en temps réel (voir Figure 3.1). Cet outil permet d’étudier les performances d’un télescope X Wolter-I quelle que soit sa configuration et dans des conditions proches d’une réelle observation, prenant en compte les mouvements du satellite et ses déformations internes. Dans le cadre de la mission Simbol-X, il a servi à déterminer les contraintes sur le maintien du vol en formation et sur la précision de la métrologie pour la reconstruction d’images (cf. chapitre 3).

De plus, la simulation permet d’analyser les performances de chaque constituant du téles- 29

Spacecraft Module (telescope geometry)

Metrology Module (detector drifts)

For Tphoton= Tito Ti+1, step = variable

Ra y -tra ci ng Image, Spectrum For Ti = 0 to N, step = 1s Telescope deformations

Reference frame change J2000 → Fm

Reference frame change Fm → Fd

Fd Detector Module

(photon detection)

Fm _{(photon focusing)}Mirror Module

J 2000 Source Module (photon generator) Image correction Δx, Δy

Figure 3.1 – Diagramme de fonctionnement de la simulation.

Miroirs Détecteurs Structure

Nombre de miroirs Nombre de détecteurs Position/Alignement

Rayon min et max Matériau des miroirs

Longueur Dimensions Position/Alignement

Focale Nombre de pixels des détecteurs

Précision de la forme Dimensions des pixels Position/Alignement

Précision de la surface des capteurs

Table 3.1 – Paramètres définissant la géométrie du télescope.

cope individuellement, défini à partir d’une liste de paramètres. Son utilisation simple et modu- laire en font un outil performant pour le design de télescopes (cf. chapitre 4).

Ce chapitre décrit le contenu et le fonctionnement de cet outil, nommé DynamiX, qui a fait l’objet d’une publication dans le journal Applied Optics (Chauvin & Roques, 2010).