3.3.1 Structure et contrôle des télescopes
Chaque télescope (figure 3.5) de l’expérience est une structure en acier de type alt-azimutal d’une masse de 37,7 tonnes. Ce choix apporte une compacité plus élevée qu’une monture équa-toriale. La rotation du ciel dans le champ de vue qui en découle n’a pas d’incidence puisque le temps de pose pour une image est extrêmement bref : quelques nanosecondes seulement. Elle permet en théorie de pointer vers n’importe quelle région du ciel avec une précision inférieure à 10". Cette valeur est cependant limitée à 20" par la déformation de la structure mécanique, modélisée et partiellement corrigée par S. Gillessen [43]. La rotation en azimut est exécutée sur un rail de 13,6 mètres de diamètre et contrôlée par deux moteurs : un moteur AC (Alterna-tive Current) pour les phases d’observations, et un moteur DC pour les déplacements manuels, visibles figure 3.6. Plus de détails peuvent être trouvés dans la documentation relative aux moteurs [44]. Un système similaire est utilisé pour la rotation en altitude.
L’apport en énergie est principalement assuré par NamPower (compagnie d’électricité en Namibie), mais un générateur assure le relais en cas de coupure de courant.
3.3.2 Configuration des miroirs
Les miroirs des télescopes sont des mosaïques hexagonales de 13 mètres de diamètre, chacune composée de 382 miroirs sphériques de 60 cm de diamètre (figure 3.7) disposés sur une structure
en toile d’araignée, pour une surface totale de 108 m2 [45]. Le choix [46] du diamètre des petits
miroirs est lié aux aberrations sphériques. Une taille trop grande conduit à une augmentation de la largeur de la fonction de résolution angulaire. La longueur focale de ce miroir est de 15 m, conférant aux télescopes un rapport entre le diamètre et la focale égal à 0,8 adapté à l’observation d’un large champ de vue.
Section 3.3 : Les télescopes 35
Figure3.5 – Schéma d’un des télescopes de H.E.S.S.
Afin de réduire les aberrations géométriques et les aberrations de coma, les réflecteurs des télescopes suivent un arrangement appelé "Davies-Cotton" : chaque petit miroir est disposé sur un cercle de rayon égal à la longueur focale, mais son axe optique ne passe pas par le point focal, mais par un point distant de deux fois la longueur focale. Le schéma de ce montage est présenté figure 3.8. Ce montage apporte un gain important pour observer loin de l’axe optique :
dans le cas de H.E.S.S., le champ de vue s’étend sur environ 5◦. En revanche, l’arrangement
"Davies-Cotton" induit également une dispersion temporelle dans l’arrivée des photons. Pour les dimensions de ces télescopes, celle-ci n’est heureusement que de 1 ns (égale à l’écart-type d’une distribution uniforme de 3,5 ns du temps d’arrivée des photons [46]), inférieure à la durée d’une émission Tcherenkov issue d’une gerbe électromagnétique (environ 8 ns).
3.3.3 Réglage des miroirs
Une fois la construction des télescopes achevée, les miroirs ont été positionnés afin d’obtenir une image nette d’un objet situé à environ dix kilomètres d’altitude (hauteur approximative des gerbes électromagnétiques). La procédure d’alignement [47, 48] est la suivante : le télescope pointe vers une étoile brillante (magnitude comprise entre -1,5 et 2) pour des angles zénithaux
36 Chapitre 3 : Situation et description de l’expérience
Figure 3.6 – À gauche : Image des moteurs assurant la rotation en azimut des télescopes.
Au centre : Déplacement des télescopes en azimut. À droite : Déplacement des télescopes en altitude. Images produites par O. Bolz [49].
variés, prenant ainsi en compte la déformation de la structure des télescopes. Le réflecteur renvoie la lumière provenant de cette étoile vers le plan focal, qui coïncide avec le capot de la caméra. Une caméra CCD, située au centre de la mosaïque de miroirs, enregistre l’image dans le plan focal. L’objectif est d’obtenir la plus faible dispersion possible dans la position des photons incidents. On arrive à ce résultat en modifiant progressivement l’orientation des miroirs.
Pour se faire chaque petit miroir est monté sur la structure du télescope grâce à un élément composé de servo-moteurs (figure 3.7). Ceux-ci contrôlent l’inclinaison par rapport à la surface porteuse. En jouant avec cet élément, la largeur de la distribution angulaire ("point spread function" en anglais, abrégé en PSF) est progressivement réduite. Quelle que soit la définition de la largeur, la PSF dépend évidemment de la distance angulaire à l’axe optique, comme le montre la figure 3.9-(a), mais également de l’altitude du pointé (figure 3.9-(b)) : ceci est dû à la déformation de la structure sous son propre poids et celui de la caméra.
Le dernier point pour le réglage des optiques du télescope concerne la mise au point. Les gerbes n’étant pas situées à l’infini, la face de la caméra n’est pas placée dans le plan focal mais légèrement devant. Des études [50] ont montré que, compte tenu des aberrations des télescopes, une mise au point à 15 kilomètres réduit la taille de l’image Tcherenkov observée par la caméra.
3.3.4 Contrôle de l’atmosphère
Différents processus (création de paires e+e−, propagation des particules, émission
Tcheren-kov) interviennent dans la formation de gerbes électromagnétiques. L’atmosphère a une forte influence sur ces processus : il est donc nécessaire pour réduire les erreurs systématiques, d’en connaître les caractéristiques, telles que la transparence ou l’humidité. Des radiomètres et une station météorologique sont utilisés dans ce but.
Chaque télescope est équipé d’un radiomètre infrarouge observant le ciel à haute altitude
(∼ 10 km) dans la direction d’observation, et travaillant dans la bande 8-14µm. Celle-ci
cor-respond à une des bandes d’absorption de la vapeur d’eau. Le radiomètre renseigne, dans cette longueur d’onde, sur le taux d’humidité, fortement corrélé à la température. Dans de bonnes
conditions météorologiques, la température mesurée est voisine de -40◦C. Elle varie cependant