2.3 Le banc optique
2.3.1 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
Figure2.12 –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
selondist= 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
détecteur mesurée par un senseur stellaire pour connaitre l’alignement miroirs-détecteurs dans
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 Mirror Module (photon focusing) J 2000 Source Module (photon generator) Image correction Δx, Δy