Métrologie de la Spectrophotométrie Solaire Absolue Principes

UNIVERSITE LIBRE
DE BRUXELLES
ECOLE POLYTECHNIQUE
DE BRUXELLES
INSTITUT D’AERONOMIE
SPATIALE DE BELGIQUE
Métrologie de la Spectrophotométrie Solaire Absolue
Principes, Mise en œuvre et Résultats
Instrument SOLSPEC à bord de la
Station Spatiale Internationale
Directeur de thèse : Pr. Frank Dubois
Co-promoteur : Dr. Gérard Thuillier
Dissertation présentée en vue
de l’obtention du grade de
Docteur en Sciences de l’Ingénieur
David Bolsée
Année académique 2011-2012
Couverture :
Au centre (face blanche) : l’expérience SOLSPEC de la charge utile
SOLAR, arrimée au module européen COLOMBUS de la Station Spatiale
Internationale.
Crédit NASA (ISS022E063051)
B
UNIVERSITE LIBRE
DE BRUXELLES
ECOLE POLYTECHNIQUE
DE BRUXELLES
INSTITUT D’AERONOMIE
SPATIALE DE BELGIQUE
Métrologie de la Spectrophotométrie Solaire Absolue
Principes, Mise en œuvre et Résultats
Instrument SOLSPEC à bord de la
Station Spatiale Internationale
David Bolsée
Dissertation présentée en vue de l’obtention du grade de
Docteur en Sciences de l’Ingénieur
Composition du Jury :
Directeur de thèse : Pr. Frank Dubois (ULB)
Co-promoteur : Dr. Gérard Thuillier (LATMOS)
Président : Pr. André Preumont (ULB)
Secrétaire : Pr. Michel Godefroid (ULB)
Pr. Michel Herman (ULB)
Dr. Didier Fussen (IASB)
Dr. Didier Gillotay (IASB)
Année académique 2011-2012
C
Remerciements
Je désire remercier profondément Gérard Thuillier pour avoir accepté de
m’encadrer dans le travail. La réalisation de cette thèse a pu bénéficier de son aide, de
sa renommée et de ses compétences en matière de physique solaire et de photométrie
absolue. Il m’a conseillé et orienté au cours de ces années et a accepté d’y consacrer
un temps considérable pour les nombreuses relectures, recommandations et
corrections. Je tiens donc à exprimer ma plus profonde gratitude.
Ma profonde reconnaissance est également adressée à Frank Dubois pour son
accueil, la convivialité, l’amabilité et la confiance dont il a fait preuve en acceptant
d’encadrer ce travail tout au long de ces années. Je l’en remercie profondément.
Je désire remercier tous les membres du comité d’accompagnement de la
thèse : Didier Gillotay, André Preumont et Jean-Pierre Hermand.
Je remercie chaleureusement les membres du jury d’avoir accepté de prendre le
temps de lire et d’évaluer ce travail : André Preumont (Président, ULB), Michel
Godefroid (Secrétaire, ULB), Frank Dubois (Promoteur, ULB), Gérard Thuillier (Copromoteur, LATMOS), Michel Herman (ULB), Didier Fussen (IASB) et Didier Gillotay
(IASB).
Je désire remercier respectueusement Paul Simon qui m’a intégré au sein de la
section d’optique de l’IASB voici 22 ans et dont la renommée dans le domaine de la
photométrie absolue du rayonnement solaire et de la photochimie atmosphérique est
reconnue. Le développement de l’expérience SOLSPEC et les publications scientifiques
ont bénéficié de ses compétences pendant de nombreuses années.
Je tiens à accorder une attention toute particulière à Didier Gillotay pour la
grande confiance qu’il m’accorde depuis plus de 20 ans concernant les activités menées
au laboratoire de radiométrie. C’est grâce à cette confiance que j’ai pu m’impliquer et
travailler pour l’expérience SOLSPEC en rejoignant l’équipe en 1999. Je l’en remercie
profondément.
Je ne peux passer sous silence la grande amitié dont Michel Hersé a fait preuve
tout au long des années de développement de SOLSPEC et jusqu’à ce jour. Je le
remercie profondément pour le partage de ses connaissances distillées tout au long de
la caractérisation et de l’étalonnage de l’instrument, ainsi que lors de la réalisation de
cette thèse. Michel est à l’origine de ce projet de doctorat pour lequel il a consacré sans
limite un temps d’écoute et de parole d’une très grande utilité.
Je tiens à remercier et à saluer tout particulièrement Thomas Foujols pour sa
sympathie et sa gestion remarquable du programme SOLSPEC, pour son implication
dans un large éventail de domaines touchant à l’électronique, le logiciel, la mécanique,
la radiométrie, les tests de qualification et la documentation de SOLSPEC.
L’aboutissement de son action a été concrétisé par la livraison dans les délais d’un
instrument qualifié et bien étalonné. Thomas est parvenu à mettre fin à temps à mes
caractérisations réalisées à l’IASB, évitant à SOLSPEC la sentence fatale ‘you don’t fly !’
(l’équipe comprendra … ).
J’adresse également mes plus vifs remerciements à Willy Decuyper sans qui ce
travail n’aurait pu aboutir. La conception de nombreuses pièces nécessaires à la
reconfiguration mécanique de SOLSPEC a bénéficié de son attention et de son
imagination. Elles n’auraient pu atteindre ce degré de finition sans ses compétences.
L’excellence de ses travaux demande une reconnaissance sans réserve. Ils sont
régulièrement évoqués dans ce manuscrit lorsque le terme ‘conception mécanique
IASB’ est utilisé. Merci pour les nombreux documents (plans et photos) qui m’ont été
i
transmis. Merci pour l’ensemble des travaux en commun dont les plus longs et les plus
marquants furent les réalignements optiques de l’instrument.
Je désire exprimer ma reconnaissance envers feu le professeur D. Labs de
l’Observatoire d’Heidelberg pour sa contribution significative à la photométrie solaire
absolue, à la physique solaire et à l’instrument SOLSPEC.
Je désire remercier respectueusement les collègues qui ne sont plus
actuellement en activité à l’IASB mais qui ont considérablement contribué au
développement de l’expérience SOLSPEC pendant de nombreuses années. Je pense à
Serge, Emiel et François. Je ne peux bien sûr oublier William Peetermans avec qui la
complicité a été croissante au fil des ans pour toute question de mathématique et
d’électronique. Par sa contribution majeure concernant la nouvelle électronique
infrarouge de l’instrument et le logiciel de vol, William est à l’origine de la remarquable
efficacité avec laquelle SOLSPEC fut utilisé au sol et actuellement en orbite.
Je salue également Alice Michel pour l’ensemble de son travail en électronique
et informatique dont SOLSPEC a pu bénéficier lors de son développement. Par son
souci de la précision et de la qualité des mesures, elle a contribué efficacement à
l’aboutissement de la caractérisation de l’instrument.
Je remercie l’ensemble du personnel de l’IASB et les fonctions dirigeantes qui,
de manière directe ou indirecte rendent possible l’élaboration d’un travail de doctorat,
grâce à leur gestion de l’institut et à l’efficacité des services administratifs, informatiques
et de documentation. La caractérisation radiométrique approfondie de SOLSPEC
n’aurait pas pu être effectuée sans l’équipement performant dont les laboratoires ont pu
être dotés.
Je ne peux oublier les collègues proches avec qui je partage le même bureau ou
le temps de midi depuis plus de 20 ans parfois : Charles, Christian Christine et AnnCarine. Je les remercie pour leur complicité, leur convivialité, leurs encouragements,
pour l’ensemble des discussions d’ordre scientifique et les relectures attentives du
manuscrit. Ainsi, je remercie Ann-Carine pour sa contribution dans le domaine de la
spectroscopie (programme ASIMUT utilisé pour la détection et la correction de
l’absorption par la vapeur d’eau). Je n’oublie pas Christine pour sa sympathie, sa
relecture du manuscrit et sa disponibilité permanente pour toutes questions abordant les
mathématiques et autres domaine en aéronomie, et Christian pour toutes ces années
partagées et nos travaux expérimentaux menés en commun.
Je salue Nuno pour son extrême amabilité, son dynamisme et son intérêt porté à
l’expérience SOLSPEC, au traitement des données et aux activités du laboratoire de
radiométrie.
Je remercie cordialement mes collègues Arnaud Mahieux, Isabelle De Smedt et
Nicolas Theys pour les précieux conseils et les documents qu’ils ont accepté de
partager en vue de la finalisation et de la soutenance de cette thèse.
Je remercie Michel Van Roosendael et Caroline pour le temps qu’ils ont
aimablement consacré pour l’estimation de certaines contributions intervenant dans le
calcul d’incertitude et le contrôle des échelles de longueur d’onde.
Je remercie les mécaniciens et électroniciens de l’IASB : Jeroen, Eddy, Sophie,
Roland et Francis, pour leur contribution passée pour le développement de l’expérience
SOLSPEC, pour les tests (passés et actuels) de son électronique et pour l’accessibilité
des installations en chambre propre.
Je remercie l’ensemble de nos partenaires du LATMOS (anciennement Service
d’Aéronomie du CNRS). Par leur travail et leurs compétences, ils ont rendu possible la
remise à niveau de SOLSPEC et sa mise en orbite. En particulier Gilbert, Cyril, JeanPierre, Patrick et Michel Leclerc pour leur extrême amabilité tant appréciée lors de nos
nombreuses interactions.
ii
Je remercie les membres du B.Usoc dirigés par Didier Moreau pour leur
accessibilité permanente et l’extrême efficacité avec laquelle les opérations sont
menées en orbite pour SOLSPEC. Ils contribuent considérablement à la réussite de la
mission SOLAR SOLSPEC.
Parmi les collègues du plateau d’Uccle, je remercie profondément l’équipe
spécialisée en radiométrie de l’IRM (Sabri, André, Christian et Steven) pour l’ensemble
des discussions et interactions. Je remercie tout particulièrement Frédéric Clette de
l’ORB, pour ses compétences en physique solaire, son amitié, ses talents pédagogiques
et le temps qu’il a consacré à la relecture de certains textes de cette thèse.
J’aimerais également remercier l’équipe du PTB (Physikalish-Technische
Bundesanstalt, Braunschweig, RFA) pour leur amabilité et leur compétence en
métrologie et en radiométrie. Ils nous ont permis de réaliser un étalonnage absolu de
haut niveau pour les trois canaux de SOLSPEC par la mise à disposition du corps noir,
étalon primaire en éclairement spectral. De même, la contribution de Holger Mandel du
ZAH (Zentrum für Astronomie Heidelberg, RFA) a été déterminante pour l’étalonnage
sous vide de SOLSPEC grâce au prêt de sources étalons. Je salue l’amabilité de nos
partenaires allemands de l’instrument SolACES, également impliqués dans la charge
utile SOLAR sur ISS.
Je tiens à remercier les partenaires de la société Lambda-X pour l’excellence de
leur collaboration qui a permis d’optimiser la nouvelle configuration de l’optique interne
de SOLSPEC, en particulier : Luc, Arnaud, Olivier et Bart.
Je remercie profondément tous les membres de ma famille par leur présence et
encouragements au quotidien, mais aussi les personnes proches et trop tôt disparues.
J’adresse mes remerciements à mon frère Benoît pour le temps qu’il a consacré sans
réserve à l’analyse d’éléments de l’électronique et pour l’intérêt dont il a fait preuve pour
mon travail.
Enfin, mes remerciements les plus profonds pour ma fille Anaïs qui par sa
patience et sa compréhension pendant ces trois dernières années, m’a permis
d’accomplir (souvent au détriment de ma disponibilité) l’ensemble de ce volumineux
travail, réalisé en grande partie à domicile.
Les travaux de cette thèse de doctorat ont été financés par l’Agence Spatiale
Européenne (ESA) et la Politique Scientifique Fédérale (Belgian Federal Science Policy
Office) via le programme PRODEX et le développement du Centre d’Excellence Solaire
(STCE).
Le Service d'Aéronomie du Centre National de la recherche Scientifique (CNRS)
(maintenant LATMOS-CNRS) a répondu à l'appel d'offre de l'ESA pour les vols
SpaceLab I, ATLAS 1, 2, 3, EURECA et ISS. La proposition SOLSPEC a été acceptée
pour chacune de ces missions. Elle fut alors chaque fois soumise au Centre National
d'Etudes Spatiales qui l'a acceptée. Cette expérience a été réalisée en coopération
scientifique et technique entre le Service d'Aéronomie, l'Institut d'Aéronomie Spatiale de
Belgique (IASB) et l'Observatoire d'Heidelberg qui en ont partagé le financement, assuré
son développement, son étalonnage absolu et sa mise en œuvre grâce aux équipes
techniques du Service d'Aéronomie du CNRS, de l'IASB et de l'observatoire de
Heidelberg (ZAH, RFA).
iii
Résumé
Le Soleil est une étoile variable dont l’éclairement présente un large spectre de
périodicités (de quelques minutes à plusieurs décennies). L’amplitude de ces variabilités
présente une forte dépendance en longueur d’onde. La mesure précise de l’éclairement
spectral hors atmosphère et de cette variabilité selon une échelle radiométrique absolue
constituent une entrée fondamentale pour les domaines de recherche suivants :
- En physique solaire, ces mesures permettent de valider les modèles étudiant la
composition de l’atmosphère solaire, les processus physiques internes et leur
variabilité.
- La photochimie atmosphérique terrestre et les modèles climatiques. La composition,
la structure thermique et la dynamique de l’atmosphère terrestre sont dépendantes du
flux solaire incident, de sa distribution en longueur d’onde et de sa variabilité. Les
mesures sont requises pour une validation des modèles de transfert radiatif et
climatiques.
La nécessité d’une mesure continue dans le temps et hors atmosphère s’impose
car chaque cycle solaire possède ses propres caractéristiques. Ces mesures sont
réalisées depuis plus de 30 ans par des spectroradiomètres adaptés à l’environnement
spatial. L’instrument SOLSPEC (SOLar SPECtrum) a apporté une contribution majeure
à ces mesures.
Le travail présenté dans ce manuscrit est associé à la sélection de SOLSPEC
pour une mission à bord de la Station Spatiale Internationale (ISS). Les objectifs ont
consisté à adapter l’instrument pour une mission à long terme (2008-2016), à étendre la
plage spectrale couverte par SOLSPEC et à réduire l’incertitude de mesures. Il est
structuré en deux parties :
- La remise à niveau de l’instrumentation et son étalonnage radiométrique.
- Le traitement des données pour les premières mesures en orbite.
L’instrument a été modifié pour satisfaire de nouvelles exigences de dimensions
et de masse. De nouveaux sous-systèmes optiques (unité interne d’étalonnage, pointeur
solaire) ont été développés pour permettre la détection et la correction de toute dérive
angulaire ou de réponse absolue de manière autonome. La plage spectrale de
fonctionnement a été étendue entre 166 et 3088 nm. Une caractérisation radiométrique
approfondie de SOLSPEC a été effectuée. L’étalonnage absolu a été réalisé à partir de
l’étalon primaire en éclairement spectral (rayonnement du corps noir) du PTB
(Physikalisch-Technische Bundesanstalt). Une estimation des incertitudes standard
utilisant le formalisme mathématique appliqué en métrologie a été développée. Les
résultats donnent une incertitude réduite entre 2 % à 4 % pour la plage 166-370 nm,
inférieure à 2 % entre 370 et 2350 nm, comprise entre 2 et 5 % pour l’intervalle 23502580 nm et de 5 à 10 % entre 2580 et 2920 nm. Une valeur inférieure à 1 % est atteinte
entre 500 et 1900 nm. Les mesures consécutives à la mise en orbite de SOLSPEC ont
confirmé le maintien des performances radiométriques. Le spectre solaire hors
atmosphère a été déterminé et comparé aux résultats antérieurs et actuels des missions
respectives SOLSPEC ATLAS et SORCE. Il correspond à l’activité solaire du début de
la mission SOLAR (mi-2008).
iv
Abstract
The Sun is a variable star. Its irradiance presents a wide range of periodicity
varying from minutes to decades. The amplitude of this variability is strongly wavelength
dependent. The accurate determination of the solar spectral irradiance above the
atmosphere in absolute radiometric scale and the study of its variability are main issues
for the following researches:
- In solar physics, these measurements are required for the validation of the models
studying the composition of the solar atmosphere, the internal physical processes and
their variability.
- For the photochemistry of the Earth’s atmosphere and the climate modeling. The
composition, the thermal structure and the dynamics of the atmosphere are
dependant on the incoming solar flux, its spectral distribution and variability. The
measurements are required for the validation of radiative transfer and climate models.
As each solar cycle presents a different behavior, there was a need for
continuous measurements above the atmosphere. Such measurements were performed
since more than 30 years by means of space qualified spectroradiometers. The
SOLSPEC (SOLar SPECtrum) instrument brought a major contribution in this respect.
The present work is devoted to the SOLSPEC instrument that was selected for a
new mission on board the International Space Station (ISS). The objectives were to
refurbish the instrument and to adapt it for a long term mission (2008-2016), to extend
the wavelength coverage and to reduce the uncertainties on the measurements. This
work is developed in two parts:
- The refurbishment and the radiometric characterization of the instrument.
- The data processing of the first results after the launch.
The instrument was modified in order to fulfill new requirements of dimensions
and mass. Different optical sub-systems (internal lamp unit, passive solar sensor) were
developed in order to obtain on board capabilities for the detection and the correction of
any trend in the absolute response. The spectral range was extended to 166 - 3088 nm.
A full radiometric characterization of SOLSPEC has been carried out and is presented in
this work. The absolute calibration was performed using the primary standard of spectral
irradiance (black-body radiation) of the PTB (Physikalisch-Technische Bundesanstalt).
The evaluation of the standard uncertainties is presented using the mathematical
methodology applied in metrology. The results provide an uncertainty limited to 2 % - 4
% between 166 and 370 nm, below 2 % from 370 to 2350 nm, between 2 and 5 % for
the spectral range 2350 - 2580 nm and 5 % to 10 % between 2580 and 2900 nm. The
uncertainty is below 1 % between 500 and 1900 nm. The stability of the radiometric
performances was demonstrated from the analysis of the first measurements after the
launch, at the beginning of the mission. The solar spectrum above the atmosphere was
determined and compared to results obtained from the previous SOLSPEC ATLAS and
ongoing SORCE missions. This spectrum corresponds to the solar activity at mid-2008.
v
Table des matières
I – Introduction ............................................................................................1
I.1 Contexte scientifique .....................................................................................1
I.2
I.3
I.1.1 L’atmosphère solaire ......................................................................................1
I.1.2 La variabilité solaire .......................................................................................4
I.1.3 Les relations Soleil-Terre ...............................................................................5
I.1.3.1 Chimie-physique atmosphérique ....................................................6
I.1.3.2 Climatologie ...................................................................................8
I.1.4 Etat des lieux de la modélisation solaire .........................................................8
La mesure exo-atmosphérique du spectre solaire ......................9
I.2.1 Importance de la mesure ...............................................................................9
I.2.2 Les difficultés de mesure ...............................................................................9
I.2.3 Les mesures récentes .................................................................................. 11
I.2.4 Les spectres disponibles .............................................................................. 14
Sujet et objectifs de la thèse ...................................................................17
II – L’instrument SOLSPEC ......................................................20
II.1 Concept général de l’instrument
II.2
......................................................... 20
II.1.1 Aperçu de l’instrument ................................................................................ 20
II.1.2 Héritage préservé et modifications pour la remise à niveau ........................ 25
II.1.2.1 Unités opto-mécaniques préservées ........................................... 26
II.1.2.2 Nouveaux développements ......................................................... 26
Remise à niveau de l’instrument SOLSPEC .................................29
II.2.1 Module PSD ............................................................................................... 29
II.2.1.1 Introduction ................................................................................ 29
II.2.1.2 Développement ........................................................................... 30
II.2.1.2.1 Conception opto-mécanique ....................................... 30
II.2.1.2.2 Intégration du détecteur .............................................. 31
II.2.1.2.3 Densité optique du filtre neutre ................................... 32
II.2.2 Optique de focalisation IR ........................................................................... 34
II.2.2.1 Introduction ................................................................................. 34
II.2.2.2 Développements expérimentaux ................................................. 34
II.2.2.3 Résultats ..................................................................................... 36
II.2.3 Unité interne d’étalonnage .......................................................................... 37
II.2.3.1 Introduction ................................................................................. 37
II.2.3.2 Lampe au deutérium ................................................................... 40
II.2.3.2.1 Sélection de la lampe .................................................. 40
II.2.3.2.2 Optique de couplage ................................................... 44
II.2.3.3 Lampe à ruban de tungstène ...................................................... 45
vi
II.3
II.4
II.5
II.2.3.3.1 Sélection de la lampe .................................................. 45
II.2.3.3.2 Optique de couplage ................................................... 49
II.2.3.4 Lampe à cathode creuse ............................................................. 52
II.2.3.4.1 Sélection de la lampe .................................................. 52
II.2.3.4.2 Optique de couplage ................................................... 55
II.2.3.4.3 Sélection des raies spectrales ..................................... 55
II.2.4 Electronique ................................................................................................ 57
II.2.4.1 Composants internes .................................................................. 58
II.2.4.2 Electronique IR ............................................................................ 58
II.2.5 Logiciel de vol ............................................................................................. 59
II.2.5.1 Modes d’acquisition ..................................................................... 59
Intégration et tests de fonctionnalité ................................................61
II.3.1 Alignements optiques des spectromètres .................................................... 61
II.3.1.1 Introduction ................................................................................. 61
II.3.1.2 Collage des réseaux ................................................................... 61
II.3.1.3 Alignement d’un double monochromateur ................................... 62
II.3.2 Optiques d’entrée ........................................................................................ 63
II.3.3 Système de filtres ........................................................................................ 64
II.3.3.1 Introduction ................................................................................. 64
II.3.3.2 Roues porte-obturateurs ............................................................. 65
II.3.3.3 Roues à filtres ............................................................................. 66
II.3.3.3.1 Introduction ................................................................. 66
II.3.3.3.2 Canal UV ..................................................................... 66
II.3.3.3.3 Canal VIS .................................................................... 68
II.3.3.3.4 Canal IR ...................................................................... 72
II.3.4 Contribution au logiciel de vol ..................................................................... 74
Tests environnementaux ..........................................................................75
II.4.1 Tests en vibrations ...................................................................................... 75
II.4.2 Tests CEM et de vide thermique ................................................................. 75
Caractérisation radiométrique ..............................................................76
II.5.1 Etalonnage du PSD ..................................................................................... 76
II.5.2 Etalonnage en longueur d’onde ................................................................. 78
II.5.2.1 Loi de dispersion ......................................................................... 78
II.5.2.2 Démarche expérimentale ............................................................ 83
II.5.3 Détermination des non-linéarités des détecteurs ........................................ 86
II.5.3.1 Introduction ................................................................................. 86
II.5.3.2 Linéarité des canaux UV-VIS ...................................................... 86
II.5.3.2.1 Non-linéarité en comptage de photons ....................... 86
II.5.3.2.2 Montage expérimental ................................................. 87
II.5.3.2.3 Détermination des coefficients KUV et KVIS ................. 89
II.5.3.3 Linéarité du canal IR ................................................................... 92
II.5.4 Analyse de la lumière diffuse ...................................................................... 93
II.5.5 Détermination des réponses angulaires ...................................................... 96
II.5.5.1 Protocoles de mesures expérimentales ...................................... 97
II.5.5.2 Résultats .................................................................................... 99
II.5.6 Fonction d’instrument ................................................................................ 104
vii
II.6
II.7
II.8
II.5.6.1 Définition ................................................................................... 104
II.5.6.2 Détermination expérimentale ..................................................... 105
Etalonnage radiométrique absolu ....................................................108
II.6.1 Introduction ............................................................................................... 108
II.6.2 Sources étalons disponibles ......................................................................110
II.6.2.1 Corps noir du PTB ..................................................................... 111
II.6.2.2 Etalons secondaires .................................................................. 112
II.6.3 Radiomètre SOLSPEC .............................................................................. 113
II.6.3.1 Description succincte ............................................................... 113
II.6.3.2 Mode opératoire ........................................................................ 114
II.6.3.3 Exemple d’application ............................................................... 114
II.6.4 Réponse absolue du canal UV .................................................................. 115
II.6.4.1 Courant d’obscurité ................................................................... 115
II.6.4.2 Etalonnage à pression atmosphérique ...................................... 115
II.6.4.3 Etalonnage sous vide ................................................................ 117
II.6.5 Réponse absolue du canal VIS ................................................................. 120
II.6.5.1 Stratégie de mesure .................................................................. 120
II.6.5.2 Détermination de la courbe de réponse VIS .............................. 120
II.6.6 Réponse absolue du canal IR ................................................................... 122
II.6.6.1 Stratégie de mesure .................................................................. 122
II.6.6.2 Courant d’obscurité et bruit du signal IR ................................... 123
II.6.6.3 Détection de signaux IR secondaires ........................................ 123
II.6.6.4 Correction de l’absorption H2O .................................................. 123
II.6.6.5 Détermination de la courbe de réponse IR ................................ 124
Détermination des incertitudes ..........................................................126
II.7.1 Les sources d’incertitudes ......................................................................... 126
II.7.2 Modèles mathématiques pour SOLSPEC ................................................. 128
II.7.2.1 Relations fonctionnelles (formes génériques) ........................... 128
II.7.2.2 Développements détaillés ......................................................... 131
II.7.2.2.1 Eclairement solaire hors atmosphère ........................ 131
II.7.2.2.2 Etalonnage absolu ..................................................... 133
II.7.3 Résultats ................................................................................................... 137
II.7.3.1 Incertitudes associées à l’éclairement des sources étalons ...... 138
II.7.3.2 Incertitudes associées au signal SOLSPEC face aux sources
étalons ....................................................................................... 140
II.7.3.3 Incertitudes associées aux courbes de réponses ...................... 143
II.7.3.4 Incertitudes associées aux mesures solaires en orbite ............. 145
II.7.3.4.1 Mesure nominale ....................................................... 146
II.7.3.4.2 Etude limite ............................................................... 148
II.7.3.5 Bilan des incertitudes ................................................................. 150
Limites de détection ..................................................................................154
II.8.1 Canaux UV-VIS ......................................................................................... 154
II.8.2 Canal IR .................................................................................................... 156
III - Résultats en orbite .................................................................157
viii
III.1 Stabilité de l’instrument
III.2
........................................................................ 157
III.1.1 Système PSD ............................................................................................ 157
III.1.2 Stabilité des lampes ................................................................................. 159
III.1.2.1 Lampes au deutérium .............................................................. 159
III.1.2.2 Lampes à ruban de tungstène .................................................. 161
III.1.2.3 Lampe à cathode creuse .......................................................... 163
III.1.3 Performances de l’instrument ................................................................... 164
III.1.3.1 Algorithme pour la mesure de dérive des canaux .................... 164
III.1.3.2 Etude thermique et courants d’obscurité en orbite ................... 165
III.1.3.3 Contrôle des échelles de longueur d’onde ............................... 166
III.1.3.4 Performances des filtres .......................................................... 167
III.1.3.5 Validation d’une correction angulaire ....................................... 169
Détermination de l’éclairement spectral solaire .....................172
III.2.1 Spectre SOLSPEC associé au minimum solaire (intercycle 23-24) ......... 172
III.2.2 Comparaisons SOLSPEC – SORCE – ATLAS 3 .................................... 174
III.2.3 Perspectives pour la mission SOLAR SOLSPEC ..................................... 186
Conclusions ................................................................................................189
Annexes - (développements complémentaires) ......................193
A – Détermination des incertitudes
......................................................... 193
B – Composants opto-mécaniques
......................................................... 216
C – Logiciel et électronique ..........................................................................222
D – Intégration et caractérisation ..............................................................229
E – Etalonnages radiométriques
F – Stabilité en orbite
Publications
Bibliographie
............................................................... 241
....................................................................................... 252
.............................................................................................. 255
........................................................................................... 257
Liste d’acronymes ..............................................................................267
ix
Chapitre – I
Introduction
I.1 Contexte scientifique
Le spectre électromagnétique émis par le Soleil couvre une large gamme
de fréquences, allant des rayons gamma jusqu’aux ondes radio. Une fraction
supérieure à 96 % de cette énergie rayonnée est contenue dans la plage
spectrale comprise entre 150 nm et 3000 nm de longueur d’onde, pour laquelle
l’instrument présenté dans cette thèse et nommé SOLSPEC (pour SOLar
SPECtrum) a été développé. Ce rayonnement présente une variabilité au cours
du temps. Il est émis par les couches externes du Soleil appelées photosphère et
chromosphère dont les caractéristiques sont décrites ci-dessous. L’amplitude de
la variabilité dépend de la longueur d’onde. Les structures apparentes de la
surface solaire sont associées à cette variabilité et seront également présentées
brièvement. La mesure de l’éclairement spectral solaire obtenue par l’instrument
SOLSPEC est d’une grande importance pour la physique solaire, la climatologie
de l’atmosphère terrestre et leur modélisation. Ces domaines de recherche
scientifique seront également exposés. Ensuite, afin de mettre en évidence les
objectifs bien définis de ce doctorat (mission SOLAR SOLSPEC), un bilan des
missions spatiales précédentes dédiées à la mesure de l’éclairement spectral
solaire hors atmosphère sera établi (instrumentation et résultats). La mission
SOLAR intègre un nouvel instrument SOLSPEC adapté aux missions de longue
durée et dont les performances ont permis de réduire l’incertitude des mesures.
I.1.1 L’atmosphère solaire
L’énergie rayonnée par le Soleil provient de réactions thermonucléaires
ayant lieu en son centre. Cette énergie migre vers la surface par un processus
radiatif puis convectif. Le sommet de la zone convective correspond à la
photosphère qui constitue la surface visible du Soleil. Son épaisseur est de
l’ordre de 300 km. Le gradient thermique est négatif et la température évolue de
6400 à 4400 K. A son altitude limite, la température cesse de décroître en raison
d’un échauffement dont l’origine n’est pas totalement élucidée. Cette transition
définit le début de la chromosphère dont l’épaisseur est de l’ordre de 2000 km.
Sa faible densité autorise certaines émissions dont celle de l’hydrogène
atomique à 656.3 nm (raie Hα). Le gradient de température de la chromosphère
1
est assez constant puis augmente brutalement au sommet de la couche, passant
de 20.000 à un million de Kelvin environ. Ces modifications abruptes définissent
la région de transition d’une épaisseur voisine de 100 km. L’augmentation de
température décroît ensuite peu à peu avec l’altitude et conduit à une nouvelle
région nommée couronne solaire observable lors des éclipses.
Les émissions lumineuses deviennent accessibles à la mesure à partir de
la photosphère. L’opacité optique est totale pour les couches internes qui
peuvent être étudiées par une science nommée héliosismologie.
Fig. I.1.1-1
A gauche : structures de l’atmosphère solaire et des couches
internes (d’après C. J. Hamilton). A droite : profils de
température et de pression (d’après J. Lean).
Composition du Soleil
L’atmosphère solaire a une composition en masse de 78 % d’hydrogène
et de 20 % d’hélium, deux éléments impliqués dans les réactions
thermonucléaires. Elle contient également des éléments résiduels plus lourds,
essentiellement sous forme atomique (métalloïdes, métaux et gaz) dont les
principaux sont : O, C, N, Ne, Mg, Fe, Si et S. Le Soleil est une étoile de type
G2-V (étoile chaude de la série principale de la classification HertzsprungRussel). Les espèces chimiques manifestent leur présence sous forme de raies
dans le spectre solaire (raies de Fraunhofer). Il s’agit de raies d’absorption pour
les régions de forte densité et d’émission pour les régions de faible densité. La
transition dans le spectre entre ces deux régimes se situe autour de 160 nm.
2
Fig. I.1.1-2
Eclairement spectral solaire entre 115 et 400 nm (spectre
ATLAS 3, Thuillier et al., 2003). Transition vers 160 nm entre
les raies d’émission et d’absorption de Fraunhofer.
Apparence de la surface du Soleil
Le Soleil possède un champ magnétique intense, généré par une
distribution interne de courants (Gough & McIntyre, 1998). La structure fine de la
surface du Soleil est modelée par la topologie des lignes de champ magnétique
et par l’activité convective au niveau de la photosphère. L’émergence de
colonnes de gaz chauds produit une granulation apparente. Les structures à
grande échelle sont les suivantes :
Photosphère
Les régions actives contiennent les taches solaires. Ce sont des zones
localement plus froides et sombres (~4200 K). Elles sont associées par paires à
de puissants dipôles magnétiques émergeant en surface et contrecarrant la
convection. Les facules sont des marbrures brillantes associées à un champ
magnétique d’intensité intermédiaire qui provoque une dépression locale de la
granulation. Pour la photosphère (en lumière blanche), elles sont bien visibles
près du limbe car elles correspondent aux parois de ces cavités. Les facules
précèdent généralement l’apparition d’une région active et se maintiennent
longtemps après la disparition de celle-ci.
Chromosphère
Le réseau chromosphérique est un motif réticulaire à petite échelle en
correspondance avec la supergranulation de la photosphère où une
concentration d’éléments de flux magnétique se marque par des points brillants
dans la chromosphère (∅ ~1000 km). Ceux-ci s’organisent en réseaux brillants
sur le bord des supergranules ou en plages plus étendues dans les zones de
champ magnétique renforcé (autour des régions actives). Ces plages brillantes
chromosphériques sont associées aux facules sous-jacentes de la photosphère.
3
Elles sont observables sur tout le disque solaire et non plus seulement près du
limbe. Les spicules correspondent à de petites éruptions (durée de vie : ~15
minutes) distribuées en grand nombre dans le réseau chromosphérique. Enfin,
les filaments (ou protubérances, au-dessus du limbe) sont des nuages de
plasma suspendus par des boucles magnétiques au-dessus de la chromosphère.
Les images du réseau chromosphérique sont obtenues avec les raies Ca
II (K1 à K3) dont l’émission est présente à travers toute la chromosphère. Les
filaments et les plages s’observent en lumière Hα.
Fig. I.1.1-3
Structures apparentes de la surface solaire, enregistrées en
lumière Ca II K (émise par la chromosphère).
I.1.2 La variabilité solaire
L’éclairement du Soleil est variable et présente un large spectre de
périodicités. Elles vont de quelques minutes (émissions dans l’ultraviolet lointain)
à plusieurs décennies bien que la production d’énergie par fusion nucléaire au
cœur du Soleil soit stable à l’échelle séculaire.
Historiquement, la mise en évidence de la variabilité solaire (Lean, 2000)
est liée à l’observation d’une variation du nombre de taches solaires en fonction
du temps. Cette activité a une périodicité moyenne de 11 ans (cycle de
Schwabe) avec des fluctuations (de 10.5 à 14 ans) et des irrégularités dans son
amplitude. Certains cycles atypiques présentent une faible activité (1715, 1810,
1900 et 2008). Enfin, des périodicités plus longues et mêmes séculaires ont été
décelées grâce à d’autres informations indirectes telles que la variation de
concentration d’isotopes cosmogéniques (Delaygue et Bard, 2010, Heikkilä et al.,
2008). L’épisode compris entre 1645 et 1710 a été caractérisée par une
disparition presque totale des taches solaires (minimum de Maunder).
La variabilité de l’éclairement présente une forte dépendance en longueur
d’onde qui s’explique par la nature de la couche atmosphérique à l’origine des
émissions. Son amplitude est de ~0.05 % pour le visible et le proche infrarouge
émis par la photosphère (homogène et non magnétisée). Elle peut atteindre un
facteur 100 pour les plages extrêmes du spectre (onde radio, EUV et rayons
4
gamma) émises par les couches moins denses, inhomogènes et fortement
magnétisées (chromosphère, région de transition et couronne). La variabilité est
limitée à 20 % environ pour la plage spectrale étudiée dans cette thèse (de ~150
à 3000 nm) et s’observe aux plus courtes longueurs d’onde.
Les régions actives de la chromosphère (associées aux taches solaires)
sont à l’origine d’éruptions solaires combinant une éjection de matière et
d’intenses émissions électromagnétiques allant de l’ultraviolet aux rayons X. Les
régions actives contribuent donc à la variabilité de l’éclairement UV par des
changements rapides de l’éclairement à ces longueurs d’onde. Ces épisodes
sont beaucoup plus fréquents en période d’activité solaire. D’autres éjections de
particules (protons et électrons) se produisent dans la couronne (CME : éjections
coronales de masse).
La latitude héliographique des taches est inférieure à 40°. Cette latitude
d’émergence migre progressivement vers l’équateur solaire pendant un cycle
solaire. La brillance des facules compense la diminution d’éclairement liée à la
présence des taches solaires. Au cours d’un cycle, on observe donc une
modulation du flux total de photons en corrélation avec le niveau d’activité
solaire. Ces structures réparties irrégulièrement en longitude sont entraînées lors
de la rotation solaire. C’est pourquoi la périodicité de 27 jours (non spécifique à
l’activité solaire) et les premières harmoniques se décèlent aussi dans les
mesures d’éclairement solaire (Thuillier et al., 2012).
L’étude de la variabilité solaire présente un grand intérêt pour la
modélisation de l’atmosphère, du climat terrestre et pour la physique solaire car
elle contribue à mieux comprendre les processus internes au Soleil qui en sont
responsables. Il n’est pas possible de présenter une distribution unique de
l’éclairement spectral solaire dépendant d’un modèle fixe de variabilité car
chaque cycle possède ses propres caractéristiques. La nécessité d’une mesure
continue dans le temps et hors atmosphère s’impose donc.
I.1.3 Les relations Soleil-Terre
La chaleur interne de la Terre se propage par conductivité thermique vers
la surface. Cette puissance interne communiquée à l’atmosphère reste 8000 fois
plus faible que celle apportée par l’éclairement solaire total. La structure
thermique, la dynamique et même la composition de l’atmosphère sont donc
essentiellement entretenues par le flux incident de photons (longueur d’onde et
flux provenant du Soleil) et de particules (énergie et flux). Les caractéristiques
physiques et chimiques sont particulièrement concernées par la variabilité
solaire.
5
I.1.3.1 Chimie-physique atmosphérique
Interactions des photons avec l’atmosphère terrestre
Le flux incident de photons solaires (depuis les rayons X jusqu’aux
infrarouges lointains) induit les réactions suivantes dans l’atmosphère ainsi que
sur les surfaces océaniques et continentales :
- La photodissociation des molécules. Elle libère des atomes particulièrement
réactifs avec les autres espèces (ex : oxygène atomique).
- La photoionisation. Elle crée des ions et des électrons à partir des atomes et
molécules et est à l’origine de la formation de l’ionosphère.
- La photoabsorption. Elle conduit certains constituants chimiques à absorber
des photons et à élever la température.
- Les recombinaisons chimiques.
- La diffusion par les atomes, molécules et aérosols.
La composition chimique de l’atmosphère terrestre et la distribution
spectrale absolue des photons solaires induisent la formation d’une structure
verticale en quatre couches : thermosphère, mésosphère, stratosphère et
troposphère. L’amplitude des interactions peut être calculée. Le tableau cidessous décrit la nature du rayonnement solaire responsable de la formation des
différentes couches.
Domaine
spectral
(nm)
> 300
250
200
170
Ly α
91.1-Lβ
8 - 91
3.5 - 8
0.2 - 0.6
Localisation de la source
dans l’atmosphère
solaire
Photosphère
Haute photosphère
Haute photosphère
Haute photosphère
Chromosphère
Chromosphère et région
de transition
Chromosphère et région
de transition
Couronne
Couronne
Régions de
l’atmosphère terrestre
Variabilité
undécennale
Stratosphère et
troposphère
Stratosphère
Stratosphère
Basse thermosphère
Région D
0.1 %
5%
10 %
30 %
Facteur 2
Facteur 2
Région E
Facteur 3
Région F
Région E, D
Facteur 6 à 10
Facteur 10
Tableau I.1.3.1-1 Origine des émissions dans l’atmosphère solaire en
fonction de la longueur d’onde, de leur variabilité. Régions
de l’atmosphère terrestre concernées par ces radiations.
Thermosphère
Les photons de longueurs d’onde inférieures à 100 nm (EUV) sont
totalement absorbés dans la haute atmosphère. Cependant, l’absorption par la
molécule O2 (bandes de Schumann-Runge) permet une pénétration du
rayonnement Ly α jusqu’à 75 km d’altitude formant la thermosphère. Elle est
parcourue par des vents atteignant 400 m/s. La source d’énergie est issue des
6
EUV, des particules et d’un flux ascendant libérant son énergie vers 80-90 km. Il
provient de l’atmosphère moyenne (ondes de gravité générées aux plus basses
altitudes). Puisque les fluctuations d’éclairement EUV sont importantes aux
hautes altitudes, la composition et la structure dynamique de la thermosphère y
sont très variables et la réponse du système est rapide. La température atteint
1000 K à 300 km et varie de 400 K selon l’activité solaire. L’ionosphère (partie de
la thermosphère) est structurée en couches d’ionisation (E, D et F). Les densités
d’ions et d’électrons présentent des cycles diurnes et une forte dépendance visà-vis de l’activité solaire.
Mésosphère
La mésosphère se développe entre 50 et 90 km. Elle se caractérise par
un gradient négatif de température induit par l’absorption de l’énergie de
l’éclairement solaire UV et NIR.
Stratosphère
La stratosphère (entre 12 et 50 km) est caractérisée par une
photodissociation d’O2 produisant l’ozone qui détermine le bilan radiatif et la
dynamique de cette couche. La stratosphère est stable car son gradient
thermique positif empêche toute convection verticale mais il existe des transports
horizontaux. L’abondance de l’ozone est à l’équilibre mais fluctue légèrement car
les pertes sont compensées par la production par photons, elle-même modulée
par l’activité solaire. L’abondance d’ozone porte donc une signature du cycle
solaire de 11 ans et son amplitude dépend de l’altitude.
Troposphère
Les photons de longueurs d’onde supérieures à 450 nm interagissent
moins avec les molécules. L’atmosphère devient alors transparente au niveau de
la troposphère mais des absorptions par les nuages, les aérosols, la vapeur
d’eau et la surface terrestre s’y produisent. Le rayonnement solaire incident
détermine les propriétés thermiques et la dynamique de la basse atmosphère et
des océans. Le gradient vertical de température troposphérique est négatif car
une contribution thermique (rayonnement réémis par la Terre) intervient. Pour les
océans par contre, les transports verticaux sont faibles car ce gradient est positif.
Le rayonnement NIR (Near Infrared) est entièrement absorbé par la couche de
surface océanique. Au sol, l’extinction de l’éclairement solaire s’observe vers 293
nm. Elle est liée à l’ozone de la stratosphère. Le spectre solaire mesuré au sol
contient des raies d’absorption portant la signature de constituants
atmosphériques.
Il existe une interaction entre le flux de particules atteignant la Terre
(neutrinos, rayons cosmiques et le vent solaire) et l’atmosphère terrestre. La
nature des interactions et les énergies mises en jeu ne concernent ni le sujet
d’étude ni l’instrumentation utilisée pour ce doctorat.
7
I.1.3.2 Climatologie
Le climat terrestre présente une variabilité naturelle couvrant plusieurs
échelles de temps. Plusieurs phénomènes ont été identifiés (volcanisme, …)
comme ayant une influence sur celle-ci. Une corrélation existe également entre
ces changements climatiques et l’activité solaire (Stozhkov et al., 2004) et de
nouvelles théories cherchent à identifier les processus qui en sont responsables.
Ces changements ne peuvent être induits par la variation de l’éclairement solaire
total limitée à 0.1 % pendant un cycle de 11 ans. L’objectif des études consiste à
comprendre l’origine des amplitudes et vitesses de réponses observées dans la
basse atmosphère. Ces recherches invoquent des couplages entre la
stratosphère et la troposphère et des processus de rétroactions amplifiant les
effets de la variabilité solaire (Haigh et al., 2006, 2010). Des ondes planétaires
(ondes de Rossby) prennent naissance dans la basse atmosphère et influencent
la stratosphère. Un second couplage (descendant) pourrait aussi engendrer un
contrôle dynamique de la troposphère par la stratosphère. La stratosphère ellemême est soumise à un forçage radiatif (échauffement) sous l’action du
rayonnement UV variant en fonction de l’activité solaire (Haigh, 1994).
L’association entre le couplage stratosphère - troposphère et la variabilité UV et
EUV sont les voies empruntées par les nouveaux modèles climatiques du type
CCM (Chemistry Climate Models). Pour ces travaux, il apparaît nécessaire de
prendre en compte la dépendance spectrale de la variabilité solaire. La
connaissance de l’éclairement spectral solaire au sommet de l’atmosphère
s’avère donc indispensable (cf. § I.2.1).
I.1.4 Etat des lieux de la modélisation solaire
Les modèles semi-empiriques de l’atmosphère solaire combinent une
mise en équation de processus physiques fondamentaux, une imagerie du
disque solaire (pour quantifier le niveau d’activité solaire) et une mesure de
l’éclairement hors atmosphère requise pour leur validation (cf. § I.2.1). L’objectif
des modèles est de reproduire la valeur de l’éclairement solaire intégré en
longueur d’onde (constante solaire), la distribution absolue de l’éclairement et sa
variabilité spectrale.
Une modélisation de la photosphère (Soleil calme, associé au continuum
de l’éclairement) est complétée par une série de contributions associées aux
régions actives qui disposent de leur propre modélisation (modèle R : pénombre,
D : réseau, H : plages, S : taches, P : facules, etc …). La somme de ces
contributions est pondérée par le pourcentage de la surface solaire recouverte
par chaque structure. Enfin, les équations décrivant les processus physiques et
les transports radiatifs sont résolues en ajustant des paramètres afin d’obtenir
une consistance avec les observations.
Les modèles de Fontenla nommés FAL90, 91, 93, 99 et 02 (Fontenla et
al., 1999, 2006) on été développés à partir d’un modèle de base (VAL81,
Vernazza et al., 1981) en intégrant de nouvelles contributions. Ils ont bénéficié
8
de l’apport de SORCE (Fontenla et al., 2004) et surtout d’ATLAS 3 (Fontenla et
al., 2006) pour leur validation dans l’infrarouge (cf. § I.2.3). Le modèle COSI,
développé à Davos (Suisse) est parvenu à reconstruire le spectre ATLAS 3 avec
des écarts limités à 2 % (Haberreiter et al., 2008, Shapiro et al. 2010).
Il existe également des modèles purement théoriques focalisés sur la
compréhension des processus physiques fondamentaux des couches internes et
de l’atmosphère solaire. Pour l’échelle absolue de l’éclairement, la
correspondance avec les observations est alors moins prioritaire.
I.2 La mesure exo-atmosphérique du spectre
solaire
I.2.1 Importance de la mesure
Pour la physique solaire, les mesures du spectre solaire permettent
d’identifier les éléments composant les couches de l’atmosphère du Soleil et de
déterminer les profils de température, de densité ainsi que leur variabilité. Elles
sont nécessaires pour valider les modèles semi-empiriques.
Pour l’atmosphère terrestre, les mesures sont nécessaires pour les
modèles récents de transfert radiatif. Ils sont devenus de plus en plus précis et
ont augmenté leur résolution temporelle et spatiale pour la description des
processus photochimiques (dynamique, température, abondances d’éléments
chimiques et interactions). Les propriétés de l’atmosphère terrestre présentent
une variabilité dont l’amplitude est généralement croissante avec l’altitude. Elles
sont conditionnées par des réactions photochimiques qui dépendent de la
longueur d’onde. Les mesures d’éclairement spectral sont donc primordiales
lorsque ces réactions sont introduites dans les modèles.
Pour la modélisation du climat, les spectres solaires enregistrés à
différentes époques (et niveaux d’activité) contribuent à la reconstitution
spectrale dans le passé (Lean et al., 1995, 2000 et 2004). Les mesures
permettent de valider un modèle lorsqu’il parvient à reproduire un épisode
climatique atypique bien documenté.
Pour atteindre l’ensemble de ces objectifs, il est nécessaire de développer
une instrumentation de haute précision dédiée à la mesure du spectre solaire
hors atmosphère.
I.2.2 Les difficultés de mesure
Une mesure de l’éclairement solaire direct à partir du sol n’est possible
qu’au-dessus de 300 nm. De plus, une extinction partielle ou totale de
l’éclairement est induite dans le visible et l’infrarouge par de nombreuses bandes
9
d’absorptions atmosphériques (vapeur d’eau, O2, O3, CO2, …), par les aérosols
et la diffusion Rayleigh. Bien que des méthodes de correction existent (méthode
de Bouguer, …), une mesure au sommet ou hors atmosphère du spectre solaire
s’impose (par ballons, fusées ou satellites).
Les satellites offrent une capacité de mesure à long terme permettant de
saisir la variabilité attendue du Soleil. Les ressources en masse, puissance et
volume fournies à l’expérimentateur sont de plus en plus importantes
(infrastructure de la Station Spatiale Internationale ISS, …). Cependant,
l’environnement spatial hostile (particules, photons EUV, rayons X, …) altère les
éléments optiques et les échelles absolues de réponse des instruments.
Plusieurs méthodes de correction ont été imaginées depuis les années 1970 et
utilisées par une instrumentation variée lors de différentes missions :
dédoublement de l’instrumentation (SIM : Spectral Irradiance Monitor sur
SORCE, Harder et al., 2000a, 2000b, 2005a), étalonnage régulier par un tir de
fusée transportant un instrument identique (EVE pour SORCE, Chamberlin et al.,
2009), protection des optiques sensibles par des fenêtres résistantes (en saphir
ou en quartz), limitation du temps d’exposition, sources lumineuses internes de
référence : SOLSPEC (Labs et al., 1987, Thuillier et al., 2009) et SUSIM (Floyd
et al., 1996), étoiles utilisées comme références photométriques (SOLSTICE,
Rottman et al., 1993, McClintock et al., 2005a et 2005b, Woods et al., 1993),
redondance des mesures par des instruments indépendants et enfin le retour
des instruments au laboratoire pour l’étalonnage après une mission en navette
spatiale.
La stratégie développée pour SOLSPEC s’est focalisée sur l’utilisation de
lames résistantes, de lampes internes et la gestion du temps d’exposition (cf. §
II.1). Notons qu’il est possible d’analyser la variabilité solaire à court terme
(quelques jours à quelques semaines) en unités relatives car la réponse d’un
instrument est alors considérée comme étant constante. Dans ce cas, des
objectifs scientifiques peuvent être atteints avec moins de contraintes
instrumentales.
Une alternative à la difficulté d’une mesure spectrale consiste à définir des
indices quantifiant l’activité solaire. Il s’agit d’une quantité physique (un
paramètre) associée à une émission issue d’une altitude donnée de l’atmosphère
solaire. L’indice Mg II (Heath and Schlesinger 1986, Viereck et al., 2004) est
utilisé dans ce doctorat (cf. §III.2). Il est défini à partir d’une mesure relative de la
profondeur de la raie d’absorption Mg II (Snow et al., 2005, Cebula & DeLand,
1998) influencée par les émissions chromosphériques h et k à 279.56 et 280.27
nm. Cet indice montre une corrélation élevée avec l’activité solaire dans la
chromosphère. Il agit comme indicateur de la variabilité pour une large plage
spectrale UV. En effet, des recherches ont démontré que la variation relative de
l’éclairement spectral solaire entre 120 et 400 nm au cours d’un cycle de 11 ans
pouvait être modélisée à partir de l’indice Mg II (DeLand & Cebula 1993, Woods
2000, Cebula et al., 1992). D’autres indices existent (Ca II K : définition similaire
à celle de la raie Mg II mais à 393.4 nm, …).
10
I.2.3 Les mesures récentes
Les missions spatiales ont été programmées chronologiquement en
fonction des objectifs scientifiques suivants :
- La mesure du rayonnement EUV et des rayons X en raison de leurs
interactions avec la haute atmosphère (domaine concernant les
télécommunications et l’altitude de navigation des satellites).
- L’étude du rayonnement solaire UV (limitée à 410 nm) vers 1985, pour les
recherches dédiées à la photochimie de l’ozone.
- La mesure du spectre solaire dans sa totalité depuis 1998 avec une attention
particulière pour les plages spectrales visible et infrarouge, suite aux
développements de la modélisation du climat.
Il existe très peu de mesures fiables d’éclairement solaire hors
atmosphère avant 1970 (Labs et Neckel, 1968). Avant 1980, les divergences
entre ces mesures pouvaient atteindre 30% dans l’UV. Elles avaient
principalement pour origine le manque de précision des étalonnages absolus.
Pour la mesure de la variabilité solaire à toute longueur d’onde, les performances
des instruments devaient être compatibles avec l’amplitude des variations à
détecter (stabilité de la réponse, rapport signal à bruit). La conception d’un
instrument a donc été spécifique à l’objectif recherché. Un aperçu des
programmes spatiaux et des instrumentations est présenté ci-dessous.
Le programme SBUV
Les séries temporelles de mesure d’éclairement solaire (160 - 405 nm et
l’indice Mg II) ont débuté en 1978 avec l’instrument SBUV (Solar Backscatter
UltraViolet), développé pour la mesure de l’abondance et du profil vertical de
l’ozone (Cebula et al., 1992). Des versions améliorées (SBUV/2 à bord des
satellites NOAA à partir de 1984) ou adaptées aux missions à bord des navettes
spatiales (SSBUV) ont également été développées.
L’instrument SOLSPEC
L’instrument SOLSPEC étudié dans cette thèse est un spectroradiomètre
qualifié pour l’environnement spatial. Il résulte d’une collaboration entre le
LATMOS (France), l’IASB (Belgique) et l’Observatoire d’Heidelberg (ZAH, RFA).
Il a été conçu, intégré et testé entre 1976 et 1983. Les missions spatiales
SpaceLab (Thuillier et al., 1981), ATLAS et EURECA impliquant SOLSPEC de
1ère génération sont évoquées ci-dessous. Elles se sont intégrées avec succès
pendant trois décennies dans ces programmes internationaux, contribuant aux
recouvrements des plages spectrales explorées et à l’établissement des séries
temporelles.
Les missions SpaceLab
Le programme SOLSPEC a débuté avec la mission SpaceLab 1 en 1983
(mesure du spectre UV de 200 à 380 nm). Les missions SpaceLab I et SpaceLab
11
II ont marqué un tournant en réduisant le désaccord des échelles absolues UV à
5 - 6 % pour des mesures simultanées réalisées par des instruments différents
(Labs et al., 1987). L’instrument SUSIM (Solar Ultraviolet Spectral Irradiance
Monitor) à bord de SpaceLab II a confirmé ces mesures avec un désaccord limité
à 3 % (VanHoosier et al., 1988). Une interruption du programme de mesures
SOLSPEC due à l’accident de Challenger est ensuite survenue.
Les mesures EUV
Ces mesures ont été réalisées à partir de 1991 avec le satellite UARS
(Upper Atmosphere Research Satellite) et les instruments SUSIM (Brueckner et
al., 1993) et SOLSTICE (SOLar STellar Irradiance Comparison Experiment,
Rottman et al., 1993). Ces instruments ont déterminé la valeur absolue et la
variabilité de l’éclairement spectral solaire entre la raie Ly α (121 nm) et 400 nm
pendant le cycle solaire #22, entre 1991 et fin 2005 (Rottman et al., 2001, Floyd
et al., 2005). Le domaine de mesure EUV fut repris à partir de 1998 par la
mission SNOE (Student Nitric Oxide Experiment) en parallèle avec UARS, et en
fin 2001 par l’instrument SEE (Solar EUV Experiment) effectuant des mesures
entre 0,1 et 194 nm à bord du satellite TIMED (Woods et al., 2005). Un nouvel
instrument SOLSTICE est en opération depuis 2003 à bord de la plateforme
SORCE (Solar Radiation and Climate Experiment, McClintock et al., 2005a et
2005b, voir ci-dessous) offrant un recouvrement de mesures entre 2003-2005
avec UARS.
Les missions ATLAS et EURECA
La participation des instruments SOLSPEC entre 1992 et 1994 aux
missions de la série ATLAS (1, 2 et 3, navette spatiale) et EURECA (6 mois de
mesures satellitaires) a permis de réaliser une nouvelle intercomparaison
d’instruments (similaire à SpaceLab) et a conduit à la publication de spectres
solaires (Thuillier et al., 1997, 1998, 2003).
Trois spectromètres de conception différente ont participé à ces missions
de 10 jours : SSBUV (Cebula et al., 1992 ), une copie de SUSIM (UARS) et
SOLSPEC. Les domaines couverts par ces trois instruments étaient
respectivement 170 - 400 nm, Ly α - 400 nm et 200 - 2400 nm. Une étape
fondamentale et préalable à chaque mission a consisté en une intercomparaison
d’étalonnage arbitrée par le NIST (National Institute of Standards and
Technology) à l’aide d’une source étalon en éclairement spectral (lampe de
puissance 1000 W). Son éclairement fut mesuré conjointement par les trois
instruments avant la mission en vue d’uniformiser les échelles absolues. Le
rapatriement des instruments en navette spatiale a également permis de vérifier
leurs étalonnages après leur retour. Grâce aux missions ATLAS, une validation
des mesures réalisées simultanément à bord de UARS avec les spectromètres
SUSIM et SOLSTICE fut possible (Cebula et al., 1996, Woods et al., 1996). Une
précision absolue évaluée à 5 % a ainsi pu être obtenue pour l’ensemble des
mesures.
Pendant ces missions ATLAS, SOLSPEC a été le premier instrument
capable de mesurer l’éclairement solaire hors atmosphère jusqu’à 2400 nm
12
grâce à l’apport des données NIR de la mission EURECA (Thuillier et al., 2003).
Deux spectres composites (ATLAS 1 et 3) ont été obtenus pour deux niveaux
d’activité solaire différents (mars 1992 et novembre 1994). Leur extension dans
l’EUV a été portée jusqu’à 0,5 nm par adjonction de données de tirs de fusées
entre 0,5 nm et Ly α (Woods et al., 1998), de données UARS et ATLAS entre Ly
α et 400 nm et SOLSPEC (Thuillier et al., 2004a) entre 200 et 2400 nm
(incertitude : 3 %). Au-dessus de 2400 nm, la distribution spectrale a été
complétée par un spectre théorique (Kurucz et Bell, 1995) pour déterminer
l’éclairement total (TSI) et le comparer aux mesures simultanées d’UARS et
ATLAS.
Les programmes actuels de mesures sont les missions SOLAR sur ISS,
Sciamachy sur ENVISAT et SORCE. Celles-ci bénéficient d’un héritage notable
des missions précédentes par la sélection de SOLSTICE et SOLSPEC. D’autres
instruments de conception nouvelle ont également été mis en orbite. Ces
missions sont résumées ci-dessous.
La mission SOLAR
La charge utile SOLAR (Schmidtke et al., 2006) est arrimée au module
COLOMBUS de la Station Spatiale Internationale (ISS) depuis février 2008. Ses
deux instruments dédiés à la mesure spectrale sont SolACES (SOLar Auto
Calibrating EUV/UV Sunphotometers) mesurant entre 17 à 134 nm, et SOLAR
SOLSPEC (Thuillier et al., 2009) mesurant l’éclairement spectral de 166 à 3088
nm. Cette mission couvre actuellement (début 2012) la montée du cycle solaire
#24. Elle est programmée jusqu’en 2016.
Fig. I.2.3-1
Charge utile SOLAR (au centre, crédit NASA). Les deux
instruments pour la mesure spectrale de l’éclairement sont
présentés à gauche (SOLAR SOLSPEC) et à droite
(SolACES, crédit IPM).
La mission SORCE
Le satellite SORCE (Rottman, 2005) développé par le LASP (Laboratory
for Atmospheric and Space Physics, USA) comporte 5 instruments dédiés à la
mesure quotidienne de l’éclairement solaire (spectral et intégré) depuis les
13
rayons X jusqu’au proche IR. Deux instruments (TIM et XPS) mesurent la
constante solaire et les rayons X. Les trois autres instruments offrent une plage
spectrale de recouvrement avec SOLAR SOLSPEC :
- Les instruments SOLSTICE mesurent les spectres FUV et MUV (héritage
d’UARS). L’échelle radiométrique entre 115 et 320 nm (résolution : 0.1 nm).
est associée au rayonnement synchrotron (SURF III, NIST, USA). Elle est
maintenue en vol par le pointage quotidien de 18 étoiles stables (McClintock et
al., 2005a et 2005b).
- Le spectromètre à prisme SIM (Harder et al., 2000a, 2000b) mesure entre 300
et 2400 nm (résolution : 1 à 27 nm). SIM est constitué d’un détecteur étalon
(bolomètre nommé ESR) et de deux canaux jumeaux dont les mesures
combinées contribuent au maintien de l’échelle radiométrique en vol. La
qualité des mesures repose sur une caractérisation et une modélisation des
performances de l’instrument. SIM ne dispose pas d’un étalonnage face à une
source étalon en éclairement spectral (Harder et al., 2005a et 2005b).
La mission ENVISAT (Sciamachy)
Le spectrographe Sciamachy (en service depuis 2003) a été développé
pour l’étude de la chimie atmosphérique. Il a cependant une capacité de mesure
absolue de l’éclairement solaire entre 240 nm et 2400 nm (Skupin et al., 2005),
quoiqu’avec une couverture spectrale incomplète. De nombreux travaux
d’intercomparaison avec SORCE et SOLSPEC (ATLAS3) ont été réalisés ainsi
que des études de variabilité solaire (Pagaran et al., 2009, 2011).
Programmes futurs
Pour la mesure de l’éclairement spectral, les perspectives d’avenir
concernent entre autres, de nouvelles charges utiles envisagées pour ISS
(SolACES II, …) et le complexe TSIS (Sparn et al., 2008) pour NPOESS
(National Polar-orbiting Operational Environmental Satellite), comprenant de
nouvelles versions des instruments SIM et TIM pour des mesures couvrant la
période 2014 - 2019.
I.2.4 Les spectres disponibles
Des spectres de référence sont issus des missions SOLSPEC ATLAS 1 et
3 (voir ci-dessus). Ils couvrent un large domaine spectral (96.2 % de la constante
solaire) et présentent une incertitude réduite grâce à l’obtention d’un étalonnage
absolu à partir d’un étalon primaire en éclairement spectral (rayonnement du
corps noir).
Les deux niveaux observés d’activité solaire (Thuillier et al., 2004b)
permettent d’étudier la variabilité de l’éclairement en fonction de la longueur
d’onde.
14
Fig. I.2.4-1
Mise en évidence de la variabilité solaire. Rapport
d’éclairement entre les spectres SOLSPEC ATLAS 1 et 3.
Les instruments de SORCE sont optimisés pour la détection de la
variabilité solaire (Harder et al., 2009) et pour assurer une haute fréquence de
mesure (données quotidiennes). Elles sont disponibles en ligne pour les plages
spectrales suivantes : 0,1 - 40 nm et 115 - 2400 nm. Un spectre solaire de
référence pour le WHI (Whole Heliospheric Interval, groupe de recherche
international) a été publié (Woods et al. 2009). Il est associé au minimum
d’activité solaire de l’intercycle 23 - 24.
Un spectre composite combinant les données SolACES et SOLAR
SOLSPEC est en construction. Il correspond au minimum d’activité de 2008. Il
existe également un spectre Sciamachy actuellement limité à la plage 240 - 1700
nm (Pagaran et al., 2011).
L’ensemble des spectres obtenus par les instruments SOLAR et SORCE
pour ce minimum d’activité (le plus bas observé depuis les années 1980) sont
d’une grande importance. On peut noter que cette période d’activité minimum est
celle qui permet d’étudier l’évolution à long terme de l’activité solaire, sous
réserve de la précision nécessaire et de l’étendue des mesures disponibles. Ces
spectres seront présentés et comparés dans la section III.2.
Une évaluation de l’éclairement spectral est possible par la modélisation
semi-empirique de l’atmosphère solaire (cf. § I.1.4). Après validation du modèle
par comparaison avec les mesures solaires disponibles, de faibles écarts
(exprimés en température de brillance) ont été obtenus entre les travaux de
Fontenla et le spectre ATLAS 3 (Fontenla et al., 2006).
15
Fig. I.2.4-2
A gauche, spectre ATLAS 3 normalisé à 1 UA. A droite,
rapport d’éclairement entre les spectres SOLSPEC ATLAS 3
et COSI.
On peut noter que c’est la partie IR de ce spectre qui a été utilisée
pour normaliser les mesures de SIM sur SORCE dans l’IR (Harder et al. 2010).
L’éclairement spectral solaire ATLAS 3 est présenté ci-dessus à gauche en
fonction de la longueur d’onde (normalisation : 1 UA), montrant de l’UV à l’IR les
raies d’absorption de Fraunhofer. Une comparaison avec la modélisation COSI a
également été effectuée. Le rapport obtenu est exprimé ci-dessous à droite
(ATLAS 3 / COSI) entre 200 et 2200 nm (réduction de la résolution spectrale des
spectres à 5 nm par produit de convolution).
16
I.3 Sujet et objectifs de la thèse
Métrologie de la spectrophotométrie solaire absolue : principes, mise en œuvre et
résultats. Instrument SOLSPEC à bord de la Station Spatiale Internationale.
Le sujet de cette thèse aborde la spectrophotométrie solaire absolue et
ses principes. Le concept fondamental de l’instrumentation SOLSPEC consiste
à réaliser des mesures spectrales simultanées UV, VIS et IR selon une échelle
radiométrique absolue couvrant ainsi une large plage spectrale. SOLSPEC doit
aussi être doté de capacités intrinsèques de détection et de correction pour le
long terme de toute dérive de réponse induite par l’environnement spatial hostile.
Ces trois éléments constituent les principes fondamentaux de la mesure
spectrophotométrique réalisée par SOLSPEC. Après la mise en orbite à bord de
la Station Spatiale Internationale, le principe d’une utilisation optimisée de
l’instrument aborde le concept de métrologie. Les enjeux en termes de politique
scientifique et les moyens mis en œuvre demandent l’application stricte d’une
science de la mesure représentée par ce concept de métrologie :
- La détermination de l’éclairement solaire absolu doit faire l’objet d’une
répétition de mesures en conservant la maîtrise de tous les paramètres
d’acquisition afin d’attribuer, à un instant donné, une valeur moyenne fiable à
cette grandeur physique.
- Ce résultat doit être accompagné d’un critère de qualité. Il est exprimé sous
forme d’un calcul apportant une estimation de l’incertitude standard. Elle
quantifie la fiabilité des mesures.
Les exigences relatives à l’application de ces principes doivent être élevées car
les destinataires (chercheurs, modélistes, …) demandent des résultats de plus
en plus précis pour la mesure de l’éclairement solaire (cf. § I.1.4 et I.2.1).
La mise en œuvre de ces principes constitue le pilier central de cette
thèse. De nombreuses contraintes ont dû être surmontées pour optimiser le
développement et la caractérisation de l’instrumentation en tenant compte des
délais stricts fixés par l’ESA. Ces impératifs ont échelonné les phases de travail
et imposé la date de livraison du modèle de vol. Une difficulté intrinsèque tient
également au type de grandeur à mesurer : l’éclairement spectral en unités
absolues. Contrairement à l’étude de la chimie des atmosphères planétaires
réalisée en unités relatives (car utilisant le Soleil comme source d’autocalibration : occultations solaires, méthode DOAS au sol, …), une mesure
absolue dans l’espace ne peut aboutir sans une caractérisation et un étalonnage
radiométrique très spécifiques. Elle engendre donc de hautes responsabilités
pour le succès d’une mission. La mesure photométrique absolue est une science
exigeante malgré les progrès technologiques. Une incertitude de 2 % dans
l’ultraviolet par exemple semble être la limite inférieure actuellement atteinte.
17
La mise en service de deux exemplaires de SOLSPEC pour les missions
SpaceLab, ATLAS et EURECA fut un succès. Elle a permis d’impliquer la
France, la Belgique et l’Allemagne dans l’effort international déployé pour la
mesure de l’éclairement spectral solaire. Ces contributions on donné lieu à de
nombreux résultats et publications (cf. § I.2.3 et 1.2.4). La continuité a été
assurée par la sélection de SOLSPEC en 1997 pour la mission SOLAR destinée
à l’ISS complémentaire aux programmes des USA. Une modification de
l’instrument en fonction de nouvelles interfaces a été effectuée en conséquence.
Description des chapitres et paragraphes
La mise en œuvre des principes énoncés ci-dessus est développée dans
le Chapitre II de la thèse. La description du fonctionnement de SOLSPEC,
l’héritage des missions précédentes et l’aperçu des modifications spécifiques à la
mission SOLAR sont repris au paragraphe II.1. La remise à niveau est
développée au paragraphe II.2. Elle correspond à un travail d’équipe. Les
contributions personnelles concernent les éléments optiques. Elles comprennent
en particulier la reconfiguration optique requise pour adapter l’instrument à une
mission de longue durée (lampes internes, pointeur solaire passif, …). Ces
travaux sont décrits aux paragraphes II.2.1 à II.2.3. De même, le réalignement
complet de l’instrument et l’adaptation de son système de filtres ont fait partie du
travail de mise au point de l’instrument (paragraphes II.3.1 à II.3.3). Certains
impératifs mécaniques, l’intégration de progrès technologiques pour
l’électronique et le logiciel ainsi que des tests environnementaux sont décrits
mais de manière succincte car ils induisent moins d’implications personnelles
(paragraphes II.2.4, II.2.5 et II.4). Pour le logiciel cependant, des tableaux
internes de paramètres ont été optimisées par nos soins, à partir de travaux
optiques pendant la remise à niveau (paragraphe II.3.4).
Après l’intégration et la vérification des fonctionnalités de SOLAR
SOLSPEC, nous exposons les résultats à partir du paragraphe II.5. Ils débutent
avec la caractérisation radiométrique. Celle-ci intègre l’ensemble des tests qui
ont abouti à la connaissance approfondie de l’instrument pour en certifier la
fiabilité lors des mesures d’éclairement. Ces analyses contribuent à réduire les
erreurs systématiques de mesures induites par certains processus (nonlinéarités, régimes thermiques, …). Ils peuvent être caractérisés par ces tests,
puis encodés dans les équations sous forme de termes de correction pour les
calculs d’éclairement spectral et d’incertitudes. L’échelle radiométrique intégrée à
l’instrument pour les missions hors atmosphère se réfère à celles du PTB et du
NIST dans une moindre mesure. C’est l’étalonnage absolu au sol qui permet ce
transfert vers SOLSPEC des échelles associées aux étalons primaires ou
secondaires en éclairement spectral. Ces travaux sont développés au
paragraphe II.6. Le calcul d’incertitude approfondi est présenté au paragraphe
II.7 (suivi d’une étude des limites de détection au paragraphe II.8). Il utilise le
formalisme mathématique du GUM (Guide to the expression of Uncertainty in
Measurement). Les résultats en orbite sont présentés au Chapitre III. Ils
démontrent le maintien des performances radiométriques de l’instrument après
son arrimage à ISS (paragraphe III.1). L’éclairement solaire calculé en début
18
mission avant la montée du cycle solaire 24 est présenté au paragraphe III.2
ainsi qu’une discussion approfondie de la comparaison entre SOLAR SOLSPEC
et les mesures ATLAS 3 et SORCE.
Objectifs de la thèse
En résumé, les objectifs de la thèse correspondent à la mise en œuvre
décrite ci-dessus et aux résultats obtenus. Ils se résument comme suit.
- Contribuer à la remise à niveau de l’instrument en participant en travail
d’équipe approfondi relatif à l’optique de SOLSPEC, adaptée pour une mission
de longue durée.
- Développer la caractérisation radiométrique et l’étalonnage absolu de
l’instrument, à travers des travaux approfondis et souvent nouveaux par
rapport à la 1ère version SpaceLab (PSD, loi de dispersion, radiomètre, logiciel,
…).
- Certifier la fiabilité des mesures par un calcul d’incertitude complet puis par
une vérification minitieuse des performances de l’instrument après sa mise en
orbite (phase de recette).
- Contribuer à la planification de la mission, à l’acquisition de données et à leur
traitement en vue d’obtenir le spectre solaire SOLAR SOLSPEC avec une
précision accrue par rapport à ATLAS 3. Obtenir une couverture spectrale plus
étendue qu’auparavant et nouvelle pour l’IR (premières mesures spatiales audelà de 2,4 µm) avec une estimation précise des incertitudes. Contribuer à la
publication des résultats.
19
Chapitre – II
L’instrument SOLSPEC
II.1 Concept général de l’instrument
II.1.1 Aperçu de l’instrument
Concept
Le spectromètre SOLSPEC est dédié à la mesure exo-atmosphérique de
l’éclairement spectral solaire. Il est constitué de 3 doubles monochromateurs
Czerny-Turner à réseaux concaves. Les domaines spectraux UV, VIS et IR,
s’étendent mécaniquement de 147 à 3280 nm. Ils sont balayés de façon
simultanée par un mécanisme d’entraînement unique. Cette division en 3 canaux
est motivée par :
- La variation importante de l’énergie des photons incidents pour une telle
plage spectrale. Le recours à des détecteurs de technologies différentes
s’impose.
- L’impossibilité de maintenir une haute efficacité d’un réseau de diffraction
pour la restitution d’énergie pour une aussi large plage spectrale.
- La nécessité de réduire la durée d’acquisition d’un spectre solaire complet
par une simultanéité des mesures UV-VIS-IR.
Montage en double monochromateur
SOLSPEC utilise un double monochromateur. Ce montage en série de
deux monochromateurs jumeaux permet de réduire le taux de lumière diffuse de
~10-4 à ~10-8. Il devient possible de mesurer avec une grande pureté spectrale
l’éclairement solaire dont l’intensité varie sur plus de 6 décades. La résolution
spectrale est gouvernée par la taille finie des fentes d’entrée et de sortie. Une
contribution mineure provient des aberrations optiques (miroirs et réseaux
internes). La fonction d’instrument présente un profil triangulaire lorsque les
largeurs de ces deux fentes sont identiques (convolution de deux profils
rectangles).
La fente intermédiaire représente la fente de sortie du premier module et
la fente d’entrée du second. Son rôle consiste à réduire la quantité de lumière
diffuse. Elle est dimensionnée de telle sorte qu’elle n’affecte pas la résolution
spectrale. Elle est généralement plus large (marge de l’ordre de 20 %) que les
20
autres fentes. Les monochromateurs SOLSPEC ne sont pas des modèles
commerciaux et ont été assemblés sur mesure. La conception optique a été
réalisée au Service d’Aéronomie du CNRS (France) devenu le LATMOS.
Réseaux concaves
L’utilisation d’un réseau concave offre l’avantage d’une meilleure
transmission puisque la focalisation et la dispersion de la lumière sont
condensées en un même élément optique. Cette configuration est
particulièrement utile dans le domaine ultraviolet où la réflectivité des surfaces
diminue par rapport à celle du domaine visible. Les réseaux SOLSPEC ont été
livrés par la société Jobin-Yvon (Longjumeau, France). Les matrices ont été
conçues sur mesure pour chaque canal (cf. Annexe B.1) conformément aux
calculs du LATMOS (dispersion angulaire et plages spectrales). Ils sont
holographiques et présentent des aberrations optiques minimisées
(astigmatisme, …).
Détecteurs et filtres
Les détecteurs sont alignés dans l’axe des fentes de sortie. Pour chaque
canal, une roue à filtre (atténuation du signal et/ou réjection d’ordre) s’interpose
entre les fentes et les détecteurs. Les détecteurs UV-VIS sont des tubes
photomultiplicateurs à fenêtre latérale, solar blind et tri-alkali commercialisés par
la société EMR (cf. Annexe B.4). Chaque détecteur est associé à une
alimentation haute tension pour l’amplification et à un PAD (Pulse Amplifier
Discriminator) pour l’activation d’un mode de comptage de photons. Les
détecteurs n’ont pas été renouvelés pour la mission SOLAR SOLSPEC. Un
système Peltier refroidit le détecteur VIS. Le signal IR est détecté par une
photodiode PbS Hamamatsu (cf. § II.2.4).
Fig. II.1.1-1
De gauche à droite : photomultiplicateurs VIS et UV de
SOLSPEC. Les PAD (comptage de photons) surplombent les
détecteurs.
21
Entraînement des réseaux
Un cylindre métallique alésé comporte 6 plateaux pour tenir les supports
de réseaux. Ces plateaux sont en retrait par rapport à l’axe de rotation de
manière telle que les plans tangents aux réseaux en leurs sommets puissent
contenir cet axe (cf. Annexe B.2, fig. B.2-2). Pour chaque canal, l’angle entre le
1er et 2ème réseau correspond à l’angle de déviation constante d’un des 2
monochromateurs. L’axe est entraîné par un moteur pas à pas assurant une
discrétisation précise du mouvement. La simultanéité des mesures est donc
assurée par un débattement angulaire unique pour les 3 canaux pour chaque
incrément moteur.
Chaîne de connexion mécanique
Un mouvement de rotation de haute précision est transmis au cylindre
support de réseaux par une série de mécanismes intermédiaires :
- Un réducteur démultiplie la résolution angulaire du moteur par un facteur
33.
- Une vis micrométrique convertit la rotation en un mouvement linéaire (3
mm de translation par tour de vis).
Fig. II.1.1-2
-
A gauche, vue latérale du levier (1), connecté au cylindre,
support de réseaux (non visible, en projection derrière le
levier). Le chariot principal (2) se déplace le long de la vis
micrométrique (4). En (3), mécanisme de compensation entre
le mouvement tangent du chariot et la rotation du levier. A
droite, vue du support de réseaux avant et après insertion
dans le boîtier.
Un levier relie la vis micrométrique au support des réseaux pour une
reconversion du mouvement linéaire en une rotation très précise. La
longueur du bras est de 101,5 mm. La connexion entre la vis et le levier
est établie par le chariot principal, solidaire de ce levier et se déplaçant
sur la vis. Un mécanisme additionnel (chariot secondaire) compense
l’écart entre le sinus et tangente. Le centre de coordonnées décrivant la
22
course linéaire du chariot principal est défini par des codeurs optiques.
Des butées limitent le débattement linéaire. L’hystérésis est très limitée,
de l’ordre de 20 µm.
Eléments optiques complémentaires
Une optique frontale composée de pupilles et de diffuseurs précède
chaque fente d’entrée (cf. § II.3.2). Ces surfaces optiques contribuent à
l’homogénéisation du faisceau incident et définissent la réponse angulaire d’un
spectromètre. L’empilement de cette optique frontale est spécifique à chaque
canal. Des lentilles de champs sont insérées dans le canal de mesure IR de part
et d’autre de la fente intermédiaire et de sortie. Elles sont destinées à réduire la
divergence du faisceau. Les lentilles internes forment l’image respective d’un
réseau sur l’autre. Les spectromètres sont équipés de miroirs plans déviant le
faisceau à angle droit à proximité des fentes intermédiaires afin de réduire
l’encombrement. Deux miroirs par canal sont assemblés sur un rail optique de
part et d’autre de la fente intermédiaire. La Figure II.1.1-3 montre leur position
interne dans SOLSPEC. Les dépôts de surface sont en or pour l’IR et en
Al+MgF2 pour l’UV-VIS.
Fig. II.1.1-3
Rail optique interne, support de miroirs plans et de fente
intermédiaire. Exemple de réalisation (IASB) pour le canal
UV.
Composants périphériques
Les monochromateurs constituent le cœur de l’instrument SOLSPEC.
L’électronique et quelques unités optiques complémentaires sont intégrées en
périphérie.
- L’unité interne d’étalonnage est une structure à 2 étages (nommée ‘pont
de lampes’) insérée devant les optiques d’entrée (cf. § II.2.3). Une
mesure absolue et à long terme d’un éclairement spectral hors
atmosphère n’est pas envisageable sans étalons radiométriques internes.
Ceux-ci sont constitués de sources lumineuses stables pour la détection
d’une possible dérive des performances de l’instrument. Pour SOLSPEC,
des lampes au deutérium et à ruban de tungstène contrôlent
respectivement la stabilité des canaux UV et VIS-IR. Une lampe à cathode
23
-
-
creuse contrôle les résolutions spectrales et les échelles de longueurs
d’onde UV-VIS.
Chaque canal dispose d’un jeu de lames de quartz et d’un obturateur
interne. Ces sélecteurs sont intégrés dans le pont de lampe. Les fenêtres
(Suprasil et Infrasil) offrent une protection pour l’optique interne contre le
rayonnement ionisant et les EUV.
L’optique est complétée par un délimiteur de champ structuré et anodisé
définissant le ‘cône solaire’ d’observation. Il limite le champ de vue d’un
canal (~8°). Un obturateur principal protège les ca naux de
l’environnement spatial hors périodes de mesures.
Schémas optiques
Le schéma optique complet d’une voie de mesure est résumé comme
suit :
Vis et motorisation
Roue à
filtres
2ème réseau
Fente de sortie
Détecteur
Miroir
Lampe à ruban de tungstène
ou au deutérium
Fente intermédiaire
Lampe à cathode
creuse (UV-VIS)
Miroir
Couplage
Fente d’entrée
Délimiteur
de champ
Obturateur
principal
Fig. II.1.1-4
Quartz ou
obturateur
1er réseau
Diffuseur
Schéma optique d’un canal de mesure intégrant le double
monochromateur et les optiques périphériques.
24
Fig. II.1.1-5
Vue générale de l’instrument SOLSPEC. Intégration des soussystèmes électroniques, optiques et mécaniques autour des
monochromateurs (8).
II.1.2 Héritage préservé et modifications
pour la remise à niveau
La mission SOLAR SOLSPEC s’inscrit dans la continuité des missions
ATLAS. Le volume de travail pour la remise à niveau doit rester conforme aux
délais de livraison imposés par l’ESA. Les mises en orbite de la charge utile
SOLAR et du module COLOMBUS pour ISS ont été simultanées. La date de
livraison a été régulièrement différée, en phase avec le développement de
COLOMBUS. Le partage des charges entre l’IASB et le LATMOS a été établi dès
1998. Il a été nécessaire d’adapter de nouvelles interfaces mécaniques et de
remettre à niveau l’électronique et le logiciel. Pour disposer d’un instrument plus
performant au plan radiométrique, des initiatives ont été prises pour intégrer de
nouveaux éléments optiques : PSD (Position Sensitive Device), lampes, lames
de quartz, …). D’une manière générale, le mode de fonctionnement des
monochromateurs est resté inchangé mais les composants optiques ont été
renouvelés. SOLSPEC a entièrement été réaligné. Tout a été mis en œuvre pour
25
préserver avant livraison le temps nécessaire pour la caractérisation
radiométrique et l’étalonnage absolu de l’instrument. Ces mesures ont été
primordiales pour la réussite de la mission.
II.1.2.1 Unités opto-mécaniques préservées
Ci-dessous nous indiquons les éléments de l’instrument de 1ère génération
préservés pour la mission SOLAR.
- La mécanique centrale des doubles monochromateurs de SOLSPEC et le
mécanisme d’entraînement des réseaux.
- Les roues à filtres VIS et IR ainsi que l’actuateur UV. Quelques
adaptations sont apportées aux barillets de supports de filtres et le
contrepoids de l’actuateur UV.
- L’échantillonneur de la détection synchrone (canal IR) et le mécanisme
d’ouverture des obturateurs principaux.
- Pour les détecteurs UV-VIS, un travail considérable a été réalisé au
LATMOS lors de la mise au point de l’instrument de 1ère génération pour
l’adaptation du système en mode d’acquisition par comptage de photons.
Les PAD (Pulse Amplifier Discriminator) ont été optimisés et conditionnés
pour l’environnement spatial. Vu les délais, la décision de conserver les
photomultiplicateurs UV-VIS et leur électronique s’est imposée malgré
l’existence d’alternatives possibles (photodiode, …).
II.1.2.2 Nouveaux développements
De nombreux sous-systèmes de l’instrument SOLSPEC ont été modifiés.
Composants optiques
- Unité interne d’étalonnage. On a augmenté le nombre de lampes à ruban
de tungstène pour offrir une redondance à chaque voie de mesure. Les
lampes ont été modifiées (nouveau modèle et fournisseur). Les optiques
de couplages entre lampes et fentes d’entrée (fibres optiques, lentilles et
miroirs) ont été redéfinies (cf. § II.2.3).
- L’optique de couplage entre le spectromètre et le détecteur IR a été
redéfinie (usage de lentilles cylindriques, cf. § II.2.2).
- Un pointeur solaire passif (PSD) a été développé pour SOLAR SOLSPEC
(cf. § II.2.1 & II.5.1). Il enregistre de façon autonome un éventuel
dépointage solaire.
- Les mécanismes porte-obturateurs internes ont été légèrement modifiés
afin d’insérer les lames de quartz. Deux lames sont disponibles par canal
(cf. § II.3.4.2).
- Les filtres de réjection d’ordre et les filtres neutres ont été modifiés. (cf. §
II.3.4.3).
- La révision de l’alignement optique a permis d’étendre les plages
spectrales de fonctionnement et de recouvrement des spectromètres (cf. §
26
-
II.3.1). Une forme analytique de la loi de dispersion a pu être calculée (cf.
§ II.5.2).
Les dimensions des fentes ont généralement été modifiées afin
d’optimiser l’alignement (cf. Annexe B.2, tableau B.2-1). La résolution
spectrale IR a été améliorée (réduction de la largeur des fentes).
Electronique et logiciel
- Le logiciel et la chaîne de détection IR ont été modifiés (cf. II.2.4 & II.2.5).
- Le réducteur du moteur a été modifié afin d’augmenter l’échantillonnage
d’un spectre.
- La régulation thermique a été révisée. Un nouveau réseau de thermostats
et résistances chauffantes a remplacé le concept de plaque froide de la
version ATLAS. Le système Peltier du détecteur VIS a été amélioré. Le
caloduc a été remplacé par une tresse de cuivre pour l’évacuation de la
chaleur.
Mécanique
- La charge utile SOLAR est intégrée en orbite dans un pointeur solaire fixé
sur COLOMBUS (CPD, Coarse Pointing Device, société Alenia
Aerospazio, Italie). La stabilité théorique de pointage de la CPD est de
l’ordre de 5 minutes d’arc. Par rapport à ATLAS, la répartition interne des
sous-systèmes de SOLSPEC a été complétement modifiée. Pour
s’adapter à cette nouvelle interface (CPD), le concept d’une plaque de
base a été délaissé. Une plaque centrale correspond à un plan de
référence autour duquel les masses ont été réparties (cf. élément n°12,
Figure II.1.1-5). Les monochromateurs ont été intégrés en-dessous de la
plaque centrale, surmontée par l’unité d’étalonnage. L’interface entre la
plaque centrale et la CPD est constituée de 6 pieds.
Fig. II.1.2.2-1
Au centre, intégration de SOLSPEC dans le berceau
orientable de la CPD. Ce pointeur est fixé à l’extrémité du
module COLOMBUS. Crédit NASA.
27
-
Des éléments internes tels que les déflecteurs définissant les ‘cônes
solaires‘, les supports de lampes, etc … ont été redessinés.
- Les supports de réseaux ont été modifiés.
Cette interface mécanique entre le réseau et la monture cylindrique
permet d’aligner les traits du réseau par rapport aux fentes grâce à un degré de
liberté en rotation. La conception du modèle de support ATLAS a été améliorée
afin de faciliter cet alignement. Les réseaux sont collés sur ces supports qui ne
disposent pas d’un réglage fin en rotation. Une difficulté est alors souvent
rencontrée : l’altération de l’alignement et de l’orientation d’un élément optique
pendant le serrage (fixation) de son support. La conception d’un nouveau
système a été réalisée par l’atelier mécanique de l’IASB. L’idée a consisté à
développer un mécanisme de contrôle et de maintien de l’alignement pendant le
blocage de la vis du support d’un réseau. Pour cela, les nouveaux supports on
été équipés de biseaux latéraux permettant d’engager à travers une ouverture,
une clé conçue sur mesure (cf. Annexe B.2). Ce mécanisme est précis mais
possède un faible débattement angulaire. L’orientation du réseau pendant son
collage devait donc être compatible avec ce débattement (cf. § II.3.1.2).
28
II.2 Remise à niveau de l’instrument
SOLSPEC
Pour la remise à niveau de SOLSPEC, les différentes phases de travail
développées ci-dessous sont celles pour lesquelles une implication personnelle
notable a été apportée. Les autres sont résumées et reportées en annexe.
II.2.1 Module PSD
II.2.1.1 Introduction
Le module PSD (Position Sensitive Device) de SOLAR SOLSPEC est un
détecteur passif de position angulaire du Soleil. Il n’exerce aucune rétroaction
sur le système de pointage CPD qui dispose de son propre senseur solaire. Ce
composant interne n’était pas présent dans la configuration SOLSPEC ATLAS.
Fig II.2.1.1-1
Module PSD modèle de vol. Vue avant et arrière (avant
l’intégration du détecteur). A droite : intégration du PSD dans
le pont de lampe.
Le module PSD est d’une grande importance pour l’interprétation des données
SOLAR SOLSPEC en raison de la dépendance de la réponse angulaire
photométrique des spectromètres. Cependant, en cas de défaillance et compte
tenu de sa fonction passive, le PSD n’entrave pas le fonctionnement des
spectromètres SOLSPEC. Il remplit les fonctions suivantes :
Détection d’un décalage angulaire
Le PSD offre la possibilité de détecter un décalage angulaire résiduel
entre les axes optiques de SOLSPEC et de la CPD suite à une erreur
d’alignement lors de l’intégration (cf. § III.1.1).
29
Détection d’un dépointage solaire
Le PSD a pour fonction principale l’enregistrement de la position angulaire
du Soleil par rapport aux axes optiques des spectromètres de SOLSPEC
pendant les mesures solaires. Cette donnée est primordiale pour l’interprétation
des mesures spectrales. Elle permet d’effectuer une correction angulaire
photométrique en cas de dépointage solaire.
Détermination de la réponse angulaire des spectromètres
La réponse photométrique absolue de SOLSPEC a été déterminée à
l’aide du corps noir du PTB. Pour ces mesures, les axes optiques de deux
instruments coïncidaient. Or en orbite, la direction SOLSPEC-Soleil peut ne pas
coïncider avec l’axe optique de SOLSPEC. La réponse angulaire de SOLSPEC a
donc été déterminée lors de la caractérisation au sol (cf. § II.5.5). Ces résultats
devaient être confirmés par des mesures ISS en exploitant le mode de balayage
angulaire (criss-cross) de la CPD. Les mesures en orbite présentent toujours un
bon rapport signal à bruit en raison de l’intensité de l’éclairement solaire. En
conséquence, une large plage spectrale de chaque spectromètre a pu être
explorée.
Eclairement total solaire et mesure du PSD
Le signal enregistré par le détecteur PSD est lié à l’éclairement solaire
intégré sur la plage de transmission du filtre de l’optique frontale du module. Cela
correspond à la mesure d’une fraction de l’éclairement total solaire en unité
relative. Après normalisation à 1 UA, ce signal a pu être exploité pour la mesure
du vieillissement de l’optique du module PSD et contribuer à l’étude de la dérive
de réponse du canal VIS de SOLSPEC (cf. § III.1.1).
II.2.1.2 Développement
II.2.1.2.1 Conception opto-mécanique
Un réaménagement du pont de lampe a permis l’intégration d’un senseur
solaire de dimensions réduites. Ce système PSD comporte :
- Un détecteur PSD (réf. S2044, Hamamatsu, Japon). La surface active
est de 4,7 x 4,7 mm².
- Un système imageur (triplet de Cook) sans aberration hors axe. Il
couvre un champ de 12° et forme l’image du Soleil s ur le détecteur
(focale 19,19 mm).
- Un système de filtres pour atténuer la puissance optique incidente
focalisée sur le détecteur.
Le module PSD a été développé conjointement par l’IASB et la société
Lambda-X sprl (Belgique) selon la répartition des tâches suivantes : Lambda-X a
fourni une monture opto-mécanique de qualification spatiale intégrant les lentilles
du système imageur. L’IASB a pris en charge l’intégration du détecteur et son
alignement selon les axes de la CPD, la définition du filtre (bande passante et
30
ajustement de la densité optique), le développement de l’électronique de lecture
et l’étalonnage angulaire du module PSD. Le câblage est réalisé par le LATMOS
(France).
La monture du PSD dispose de 3 cavités indépendantes pour l’intégration
des lentilles (3, 4 &5), du filtre (20) et du détecteur (2). Des verres résistants aux
radiations (Schott SK4-G13 et BK7-G25) ont été utilisés.
Fig. II.2.1.2.1 -1 Schéma opto-mécanique du module PSD : monture et
système imageur (source : Lambda-X). A droite : détecteur
PSD.
Le système convertit une position angulaire du Soleil en coordonnées spatiales
(x,y) définies dans le plan du détecteur. La réponse du détecteur est
indépendante de la température pour λ < 850 nm. L’étalonnage radiométrique du
système (cf. § II.5.1) a consisté en une relation entre une matrice de dépointage
angulaire couvrant le champ de 12° et son image en coordonnées (x,y).
II.2.1.2.2 Intégration du détecteur
La conception par Lambda-X du dispositif d’intégration du détecteur PSD
a permis de maintenir deux degrés de liberté (rotation + translation) exempts de
jeu pour ajuster la focalisation et l’alignement angulaire du détecteur. Le système
a été mis à profit pour défocaliser l’image du Soleil sur le détecteur (32 minutes
d’arc soit 177 µm) jusqu’à 300 µm de diamètre. La symétrie circulaire de l’image
a été maintenue. La réduction de la densité de puissance optique sur le
détecteur a permis de le préserver d’un vieillissement prématuré.
Les axes du PSD (XPSD, YPSD) ont été réglés parallèlement aux axes de la
CPD (XCPD, YCPD). Ceux-ci ont été reportés sur la monture PSD (référence
mécanique). Par une méthode itérative exploitant des dépointages solaires
successifs au sol, les lignes de coordonnées 1x et 1y du détecteur ont été
ajustées par rapport aux références mécaniques. L’itération a été interrompue
lorsque la divergence résiduelle entre les axes du PSD et les références est
devenue inférieure à 5 minutes d’arc.
31
Fig. II.2.1.2.2 -1 A gauche, vue du montage pour l’étude de la défocalisation.
A droite, monture pour l’alignement du détecteur. Deux
degrés de liberté en rotation autorisent un dépointage du
Soleil selon deux axes.
II.2.1.2.3 Densité optique du filtre neutre
Le filtre est en matériau Schott BG18, réputé résistant aux radiations et
qualifié pour l’environnement spatial (Appourchaux, 1993, 1994). La bande
passante de 250 nm est centrée vers 510 nm. Des bandes de transmission
latérale existent dans l’infrarouge entre 1,3 et 2,9 µm. Le filtre a été développé
par la société SAGEM (produits REOSC, France). Un traitement dichroïque a été
appliqué sur la face externe du filtre pour la réjection vers l’espace de l’IR
thermique susceptible d’échauffer les composants. Un second traitement par
dépôt de couche mince optiquement neutre a été prévu pour la face interne du
filtre. Il devait limiter le photocourant à une valeur maximale de 100 µA en
pointage solaire hors atmosphère. Sa densité optique a pu être déterminée
expérimentalement avant la commande des filtres modèle de vol.
Démarche expérimentale
Des mesures ont été effectuées au sol en pointage solaire direct. On a
utilisé un système PSD prototype équipé d’un filtre BG18 de test (densité
optique : 1,4). La transmission atmosphérique (limitée par l’extinction liée aux
aérosols, la diffusion Rayleigh, l’absorption moléculaire, …) a dû être estimée
lors de chaque mesure PSD. Elle a été déterminée expérimentalement à partir
d’un radiomètre issu de la station de mesure du rayonnement solaire de l’IASB.
Selon l’équation suivante, l’extinction atmosphérique a pu être déterminée à tout
instant à condition de connaître E0501 :
E 501(t ) = E0501.e−τ
Avec :
E501 (t)
E0501
AMF
τ 501(t)
:
:
:
:
501
( t ). AMF
(II.2.1.2.3 -1)
Eclairement solaire direct à 501 nm à l’instant t.
Eclairement solaire direct à 501 nm hors atmosphère.
Facteur de masse d’air relative (Kasten & Young, 1989).
Epaisseur optique à 501 nm à l’instant t par unité d’AMF.
32
Le terme E501(t) correspondait à la mesure instantanée du radiomètre. La
connaissance de la bande passante spectrale relative du radiomètre pourrait
permettre de calculer le terme E0501 par intégration d’un spectre hors
atmosphère. Cette connaissance de bande passante étant manquante, le facteur
E0501 a été déterminé par la méthode de Bouguer (Harrison & Michalsky, 1994).
L’expression du logarithme de l’équation (II.2.1.2.3 -1) conduit à une relation
linéaire entre le signal E501(t) et l’AMF. Cette relation a permit de retrouver E0501
en mesurant la variation du signal du radiomètre par demi-jour de mesures
solaires directes réalisées sous une atmosphère stable. Ln(E0501) correspondait
à l’intersection avec l’axe des ordonnées (voir ci-dessous à gauche pour AMF =
0). Une mesure instantanée du signal PSD au sol IPSD(t) a pu être extrapolée en
une mesure hors atmosphère comme suit :
I
0
PSD
E0501
(t ) = I PSD (t ). 501
E (t )
(II.2.1.2.3 -2)
Des données solaires du radiomètre IASB, accumulées pendant 3 mois, ont été
analysées, fournissant ainsi l’estimation la plus probable de E0501.
Nombre d'occurence
SPUV10 - Canal n° 7 (501 nm)
Etalonnage (recherche de ln(I0) pour AMF = 0)
8
7
6
5
4
3
2
1
0
7.10 7.15 7.20 7.25 7.30 7.35 7.40 7.45 7.50
ln(I0)
Fig. II.2.1.2.3 -1 A gauche, exemple de droite de Bouguer pour la
détermination du terme E0501 pour le canal du radiomètre. A
droite, histogramme obtenu pour l’analyse de 3 mois de
données. La meilleure estimation de ln(E0501) = 7,27.
La correction atmosphérique a été systématiquement appliquée au signal PSD
lors des tests au sol. On a obtenu une valeur très reproductible de I0PSD(t) quelle
que soit l’instant de la mesure (et donc, l’angle solaire zénithal). Après correction
atmosphérique, on a obtenu un photocourant maximum de ~25 µA lorsqu’un filtre
de densité 1,4 était utilisé. Pour obtenir un maximum de 100 µAmps en orbite, on
a du augmenter l’intensité du signal d’un facteur 4. On a obtenu une densité du
filtre neutre modèle de vol égale à 0,8.
33
La défocalisation de l’image du Soleil n’influence pas sur l’intensité du
photocourant mais uniquement sur la densité de puissance optique. La réponse
du PSD est indépendante de la taille de l’image du Soleil (détection du
photocentre). La réduction de l’intensité et la défocalisation ont consisté en des
précautions complémentaires pour assurer le bon fonctionnement du PSD
pendant toute la durée de vie de SOLSPEC.
II.2.2 Optique de focalisation IR
II.2.2.1 Introduction
Contrairement aux canaux UV-VIS, une optique de focalisation est
nécessaire à la sortie du spectromètre IR. En effet, le détecteur PbS est éloigné de
plusieurs centimètres de la fente de sortie en raison de l’encombrement lié à la
présence de la roue à filtre. De plus, le signal IR est faible et les dimensions de la
surface active du détecteur sont nettement inférieures à celles des photocathodes
des photomultiplicateurs UV-VIS. Le signal ne peut donc pas être intercepté
efficacement si le faisceau est divergent. Le schéma optique de l’instrument
SOLSPEC ATLAS a été modifié à la suite du changement de configuration des
lampes, des dimensions du détecteur et à l’amélioration de la résolution spectrale
(modifications des dimensions des fentes pour SOLAR SOLSPEC). Des lentilles
cylindriques remplacent désormais le miroir à forte concavité anciennement utilisé
pour la focalisation du faisceau sur le détecteur. La définition précise des
paramètres des lentilles cylindriques a été effectuée par la société Lambda-X. De
nombreux tests au laboratoire d’optique de l’IASB ont été nécessaires pour
l’aboutissement du projet et se regroupent en deux catégories :
1) Travaux préalables à l’étude Lambda-X permettant de définir les distances et
dimensions des composants optiques.
2) Travaux consécutifs à cette étude théorique : simulation du montage, tests des
lentilles avant intégration dans l’expérience SOLSPEC.
II.2.2.2 Développements expérimentaux
Le schéma optique depuis le 2ème réseau IR jusqu’au détecteur est présenté
ci-contre.
34
Miroir de renvoi en or
(11 x 20 x 2 mm³)
δ
22 mm
1
Lentilles cylindriques
# 1 : horizontale
# 2 : verticale
2
β
Filtre IR
Détecteur PbS (1 x 3 mm²)
48 mm
Support de fente de sortie et
des 2 lentilles de champ
α
α = 39°15’
β = 129°15’
δ = 25°22’
130 mm
Distance entre la fente de sortie et le détecteur PbS :
22 + 48 mm = 70 mm
Réseau de diffraction
Fig. II.2.2.2-1
Vue transversale du schéma de l’optique de focalisation IR. Le
faisceau émergent est dévié par un miroir plan puis focalisé sur
le détecteur PbS par deux lentilles cylindriques. La roue à filtre
IR est insérée entre les lentilles et le détecteur.
Fig. II.2.2.2-2
Détection infrarouge. Monture commune pour le support du
miroir plan (1), les deux lentilles cylindriques (2) et (3), la roue à
filtre (4), le détecteur PbS (5) et le pré-ampli IR (6). Vues de
face et de haut.
Le 2ème réseau de diffraction a un diamètre actif de 18 mm et constitue la
source lumineuse (monochromatique). Deux lentilles de champ enserrent la fente
de sortie. Elles forment l’image du réseau dans un plan situé à ~43 mm de la fente
de sortie. La mécanique de la roue à filtre est inchangée par rapport à ATLAS. Ses
35
dimensions ne permettent pas de rapprocher la 2ème lentille cylindrique à moins de
16.5 mm du plan du détecteur. Le détecteur PbS est intégré dans une monture
ajustable en profondeur (axe optique de focalisation). Elle permet de modifier
légèrement la distance nominale fente - détecteur (70 mm).
Travaux préliminaires
L’objectif consistait à focaliser au mieux l’image de la fente de sortie
(dimensions : 10 x 0,4 mm²) sur la surface du détecteur (3 x 1 mm²), aligné dans le
sens de la hauteur de la fente. L’asymétrie des dimensions a entraîné un usage de
lentilles cylindriques croisées répondant aux critères suivants :
- Lentille n°1 : axe de la lentille dans le sens de la hauteur de fente. Focalisation
associée à la largeur de fente. Cette lentille devrait offrir un facteur
d’agrandissement de l’ordre de 5/2 (conversion de la dimension 0,4 à 1 mm).
- Lentille n°2 : axe de la lentille dans le sens de la largeur de fente. Focalisation
associée à la hauteur de fente. Cette lentille devait être placée à la distance
minimale par rapport à la PbS et offrir un facteur d’agrandissement de l’ordre de 0,3
(conversion de la dimension 10 à 3 mm).
Idéalement, il était nécessaire d’éclairer entièrement le détecteur pour
garantir une moindre sensibilité à un désalignement possible, sachant que la
réponse d’une PbS n’est pas homogène sur toute sa surface. L’encombrement
mécanique laissait peu de place pour l’insertion des lentilles. Le volume disponible
a été pris en compte dans l’étude de Lambda-X. Quelques calculs préliminaires
d’optique géométrique ont montré que la superposition idéale de l’image de la fente
sur le détecteur n’était pas possible mais tout a été mis en œuvre pour concentrer
au mieux le faisceau.
Fig. II.2.2.2-3
Montages simulant le chemin optique IR, entre le réseau et le
plan du détecteur. Tests de lentilles et analyse de l’image
formée dans le plan du détecteur PbS (non intégré).
II.2.2.3 Résultats
Les lentilles sélectionnées sont en Infrasil (dimensions : 20 x 10 x 4 mm). Le
positionnement est compatible avec les contraintes mécaniques. Pour la lentille
36
n°1, l’agrandissement s’écarte de la valeur idéale. Une perte de signal n’a pu être
évitée malgré l’optimisation des lentilles, en raison des contraintes liées à la
limitation du volume disponible pour leur insertion.
Lentille
Courbure
(mm)
@436 nm
@546 nm
@2 µm
7,9
5,9
16,9
--
-12,8
18
13,5
#1
#2
Focale (mm)
Agrandissement obtenu
0.7
0.3
Tableau II.2.2.2-1 Paramètres des lentilles cylindriques sélectionnées pour la
focalisation IR.
Les performances optiques du nouveau montage sont adaptées à la nouvelle
géométrie du détecteur, éclairé comme suit :
Surface du détecteur PbS
1 x 3 mm²
Image de la fente de sortie
Fig. II.2.2.2-4
Illumination de la surface du détecteur PbS. En grisé : image de
la fente de sortie.
Après intégration de l’optique IR modèle de vol (roue à filtre, focalisation et
détecteur) dans l’expérience SOLSPEC, l’alignement des lentilles a été réitéré et
soigneusement vérifié.
II.2.3 Unité interne d’étalonnage
II.2.3.1 Introduction
Un spectroradiomètre destiné à la mesure absolue de l’éclairement
spectral solaire hors atmosphère doit disposer d’une échelle radiométrique
embarquée. Il est primordial de maintenir cette référence pendant la mission.
L’environnement spatial hostile peut entraîner une dérive de la réponse
photométrique du système de mesure. Ces effets ont été observés sur de
nombreux instruments spatiaux, particulièrement dans le domaine de l’extrême
ultraviolet (Prinz et al., 1996). Les basses températures, le rayonnement ionisant
des particules d’origine solaire, magnétosphériques ou cosmogéniques, et le
rayonnement ultraviolet dégradent les performances des composants optiques,
de l’électronique de bord et des détecteurs. Les changements de réponse ne
sont pas linéaires et on observe généralement des dégradations rapides en
début d’exposition suivies d’un amortissement. A ces causes, il faut ajouter le
dépôt de contaminants ayant pour origine l’instrument lui-même et/ou le véhicule
37
sur lequel il est placé. Ces composants se déposent préférentiellement sur les
surfaces froides, y compris sur les composants optiques. Ces molécules
subissent une pyrolyse lorsqu’elles sont exposées au rayonnement EUV. Les
composants légers sont évacués dans l’espace et les atomes de carbone
subsistent. Or le carbone est un absorbant dans l’UV (Floyd et al., 1996).
Des moyens doivent être mis en œuvre pour mesurer les dérives de
réponse afin de préserver la référence radiométrique. Plusieurs stratégies
peuvent être développées autour de deux éléments essentiels : la redondance
de composants opto-électroniques et la présence d’étalons internes.
- Les étalons internes peuvent être un détecteur (bolomètre pour SORCE, …)
ou des sources lumineuses (SUSIM, SOLSPEC, …). Les lampes émettent un
spectre continu ou des raies spectrales.
- La redondance de composants concerne des éléments interchangeables d’un
spectromètre tels que les fentes, filtres, disperseurs, détecteurs (SUSIM, SolACES…) ou la présence de canaux jumeaux (SIM sur SORCE, Sol-ACES, …).
La redondance des étalons internes tels que les lampes entrent également
dans cette catégorie.
La durée de la mission est un paramètre important. Pour une mission à
court terme (missions SpaceLab, ATLAS, …), les étalonnages face à la source
primaire avant et après la mission sont essentiels, complétés par un système
d’étalonnage interne en cours de mission. Pour une mission de longue durée
telle que SOLAR SOLSPEC les performances de l’unité interne d’étalonnage et
la stratégie de mesures doivent être optimisées car le retour de l’instrument est
exclu. De plus, la durée totale de mesures doit être considérée. Pour
l’expérience SOLSPEC ATLAS, le choix s’était porté sur une unité interne de
lampes. Il n’y avait pas de canaux jumeaux ou de redondance de composants
optiques. Pour SOLSPEC ATLAS, les étalonnages absolus postérieurs aux
missions ont été d’une importance capitale. Pour SOLAR SOLSPEC sur ISS, la
stratégie n’a pas été modifiée mais optimisée pour une mission de longue durée.
Des lames de quartz ont été ajoutées (cf. § II.3.4.2) et doublées pour chaque
canal afin de protéger les optiques face aux rayonnements UV et EUV. On a
favorisé la redondance de lampes (deux lampes par canal à l’exception de la
lampe spectrale). D’une part, un nouveau constructeur de lampes a été
sélectionné et d’autre part, on a amélioré les couplages optiques entre les
lampes et l’entrée des spectromètres. Cette stratégie est développée aux
paragraphes suivants (II.2.3.2 à I.2.3.4).
38
Description succincte de l’unité interne, du type de lampes et de leur
utilisation
Fig. II.2.3.1 -1
Vue générale de l’unité interne d’étalonnage relatif. Etage
supérieur contenant les lampes à ruban de tungstène et
cathode creuse. Les lampes au deutérium sont situées dans
l’étage inférieur (non visible).
L’unité interne est située entre les obturateurs principaux et les optiques
d’entrée. Il s’agit d’une structure à deux étages où sont intégrées les lampes,
leurs optiques de couplage ainsi que les roues porte-obturateurs internes (cf. §
II.3.4.2). Les lampes sont des étalons radiométriques relatifs, doublés pour
chaque voie de mesure. Deux lampes au deutérium (Saunders et al., 1978)
contrôlent la stabilité du canal UV. Pour les canaux VIS et IR, quatre lampes à
ruban de tungstène de même technologie (4 Watts, sans cycle halogène) sont
utilisées (Thuillier et al., 1998b). Pour les canaux UV, VIS et IR, le transfert
d’éclairement entre les lampes et les pré-fentes est respectivement assuré par
des miroirs concaves, des fibres optiques couplées à un condenseur, et des
lentilles. Une lampe à cathode creuse couplée à une fibre optique à deux
terminaisons contrôle les résolutions spectrales et les échelles de longueurs
d’onde UV-VIS.
Idéalement, l’éclairement d’une lampe doit emprunter le même chemin
optique que l’éclairement solaire. Il serait donc nécessaire d’éclairer les optiques
d’entrée pour mesurer la dérive de l’instrument depuis la lame de quartz jusqu’au
détecteur. Cet objectif n’a pu être atteint pour SOLAR SOLSPEC pour des
raisons d’encombrement mécanique. La perte de transmission des lames de
quartz est mesurée séparément (cf. § II.3.4.2.2).
Deux lampes stables ont été attribuées par canal de mesure. La lampe de
référence, rarement mise sous tension, a été destinée à mesurer la dérive
d’éclairement de la seconde, utilisée régulièrement. Ce protocole de mesure est
décrit en Annexe E.4. L’éclairement de référence des lampes est enregistré lors
de l’étalonnage absolu de SOLSPEC au sol.
39
La stabilité des lampes pour une mise en orbite (vibrations,
fonctionnement sous vide) est une question d’une grande importance,
développée dans les paragraphes suivants.
II.2.3.2 Lampe au deutérium
II.2.3.2.1 Sélection de la lampe
De nouvelles lampes (Cathodeon, Royaume Uni) ont été utilisées. Elles
sont plus puissantes que celles utilisées pour SOLSPEC ATLAS (Hanau, RFA)
et résultent d’un transfert de technologie et de savoir-faire entre l’expérience
SUSIM et SOLSPEC. La livraison a été supervisée par le NPL (National Physical
Laboratory, Royaume-Uni), responsable des lampes SUSIM.
Fig. II.2.3.2.1 -1 A gauche, schéma de principe de la lampe au deutérium de
type SUSIM. A droite, forme attendue de l’arc entre l’anode et la
cathode.
Une lentille plan-convexe en MgF2 complète la chaîne de verre pour obtenir un
faisceau parallèle (à 250 nm). La zone émettrice est localisée à ~100 mm de la
lentille et limitée par un diaphragme de l’ordre d’un millimètre de diamètre. Lors
d’une mise sous tension, une durée de 15 minutes est nécessaire pour stabiliser
l’émission d’une lampe.
Transfert de technologie
Le NPL a sélectionné les lampes (stabilisées pendant quelques cycles de
mise sous tension pour une durée totale de 100 h). Seules les lampes présentant
une dérive inférieure à 0,1 % ont été retenues. D’après le NPL, une variation
d’éclairement de 10 à 15 % peut être observée après un cycle de vibrations et la
stabilité est légèrement réduite. Le NPL observe qu’un second cycle de
vibrations peut avoir un impact très négatif. Pour SOLSPEC, les conséquences
ont été les suivantes :
1) L’éclairement de référence des lampes au deutérium (D2), enregistré lors
de l’étalonnage absolu de SOLSPEC au sol risquait d’être modifié en
orbite.
2) Il était préférable de préserver les lampes modèle de vol (MV) avant la
mise en orbite afin qu’elles ne subissent qu’un seul cycle de vibrations. La
40
nouvelle stabilisation en orbite aurait tout de même permis de travailler en
système relatif, pour mesurer la dérive du canal UV.
La solution conservatoire choisie consistait à placer les lampes D2 sur la plaque
centrale afin de réduire les niveaux de vibrations.
Une nouvelle monture légère de conception IASB a été développée pour
l’intégration des lampes dans l’unité d’étalonnage, permettant de limiter les
tensions dans la chaîne de verre. Des tests en vibrations (niveau de qualification)
furent effectués avec cette monture et des lampes prototypes. Suite à des
ruptures de lampes, une série spéciale (5 lampes du type V08) a été livrée par la
société Cathodeon, disposant de points de soudure renforcés et stabilisées
pendant 72 heures en usine. Deux nouveaux cycles en vibrations ont été
réalisés, démontrant une résistance mécanique nominale. Une perte de signal
respective de 10 % et 4 % consécutive aux vibrations a été mesurée, suivie d’un
recouvrement partiel du signal observé lors de mises sous tension ultérieures.
Fig. II.2.3.2.1 -2 A gauche, lampe prototype au deutérium et sa monture
(conception IASB) lors des tests en vibrations. A droite, vue
de la structure interne (déflecteurs cylindriques et boîtier
anode - cathode).
Les deux lampes retenues comme modèles de vol (voir ci-dessous) ont
inévitablement été soumises à deux cycles de vibrations dans SOLSPEC (niveau
d’acceptance de l’expérience après intégration plus la mise en orbite). Malgré les
résultats précédents, on a constaté une stabilité remarquable des deux lampes
lors de leur utilisation en orbite (cf. § III.1.2).
Lampes modèle de vol
Les deux lampes MV ont été sélectionnées sur la base de critères de
stabilité. Un banc d’étalonnage spécifique a été assemblé à l’IASB pour le
contrôle de l’éclairement spectral.
41
Photodiode ORIEL (Silicium), régulée à 20 °C
Filtre interférentiel 260 nm (FWHM 2.2 nm)
Lampe D2
(faisceau parallèle)
Double
monochromateur
(FWHM 1 nm)
Lentille cylindrique UV
Lame séparatrice
Obturateur électronique
Lentille convergente UV
Fig. II.2.3.2.1 -3 Banc d’étalonnage développé pour la sélection de deux
lampes au deutérium modèle de vol.
Après séparation du faisceau, l’éclairement a été mesuré conjointement
par deux systèmes de détection autonomes :
- Une photodiode régulée à 20 °C et couplée à un fi ltre interférentiel (FWHM 2.2
nm) enregistrant l’éclairement spectral à 260 nm à une cadence d’une mesure
par minute.
- Un spectromètre (double monochromateur SPEX 1672, FWHM ~1 nm) couplé
à une lentille cylindrique réalisant l’acquisition du spectre entre 200 et 400 nm
une fois par heure par incrément de 5 nm. Le 1er spectre était enregistré après
30 minutes de stabilisation de la lampe.
La redondance des canaux a contribué à renforcer la qualité des mesures.
Elle a permis de tenir compte de biais liés au vieillissement éventuel des lames
et lentilles situées sur le chemin optique. Afin de limiter ce vieillissement,
l’obturateur électronique n’a été ouvert que 4 minutes par heure, temps
nécessaire pour enregistrer le spectre et quelques valeurs de la photodiode. Le
courant d’obscurité du détecteur a été mesuré et soustrait. Les mesures ont été
réalisées en unités relatives. Les paramètres électriques et environnementaux
(température) ont été enregistrés simultanément.
La procédure de sélection des lampes MV a été similaire à celle du NPL,
mais plus courte. En effet, la stabilité de l’éclairement des lampes a dû être
mesurée sans nuire à leur durée de vie (pouvant atteindre 1000 heures). Deux
ou trois cycles de 50 heures ont été effectués pour chaque lampe. Les
performances radiométriques sont présentées ci-dessous pour 3 lampes du type
V08 (#174, 177 et 178).
42
Fig. II.2.3.2.1-4 Test de vieillissement (2 x 50 heures) de la lampe #174. La
stabilisation de l’éclairement est illustrée par la mesure à 260
nm (à droite) ou intégrée entre 200 et 400 nm (à gauche).
Les deux systèmes de détection (spectromètre et photodiode) ont
confirmé l’excellente stabilité de la lampe #174 après 2 séries (A et B) de 50
heures de tests. La discontinuité (~0,2 %) du signal entre les 2 mises sous
tension successives a illustré la bonne reproductibilité de l’éclairement de la
lampe et la stabilité du montage. En général, une signature périodique de l’ordre
de 24 heures est apparue. Elle était due à une climatisation imparfaite du
laboratoire et a affecté davantage le spectromètre que la source.
La signature spectrale de la stabilisation de l’éclairement d’une lampe est
plus marquée dans l’ultraviolet. Ce régime transitoire associé aux courtes
longueurs d’onde est illustré pour la lampe #177ci-dessous à gauche. Pour 200
nm, 3 % de variation ont été observés pendant les 25 premières heures. A droite,
l’excellente stabilité de l’éclairement (meilleure que 1 %) pendant le 2ème cycle de
50 heures a qualifié la lampe #178 comme modèle de vol. Les variations ont été
calculées par rapport au spectre moyen entre 215 et 400 nm.
Fig. II.2.3.2.1-5 Surveillance de l’éclairement spectral entre 200 et 400 nm. A
gauche, régime transitoire observé dans l’UV pour la lampe
#177 (1er cycle, 25 premières heures). A droite, stabilité de la
lampe #178 (2ème cycle) pour toutes les longueurs d’ondes.
43
La tension aux bornes d’une lampe était un critère de sélection important.
Elle s’est stabilisée généralement après ~20 heures, en phase avec
l’éclairement. Les performances moindres de la lampe #174 pour ce critère de
tension aux bornes l’ont qualifiée en tant que lampe MV de réserve. On disposait
au final de deux lampes modèles de vol (#177 et 178). Après vieillissement, ces
lampes ont offert une stabilité et une reproductibilité de l’éclairement spectral
égale ou inférieure à 1 %.
Des termes de correction liés au vieillissement de l’optique des
instruments de mesures du laboratoire (induit par le rayonnement UV des
lampes) n’ont pas été pris en compte. Pour 100 heures de test, la dose de
rayonnement transmise pendant 4 minutes par heure correspond à un total de 7
heures. Les stabilités radiométriques de 0,3 à 0,5 % observées pour les
meilleures lampes ont démontré qu’un vieillissement aurait été difficilement
modélisable et il a pu être considéré comme étant négligeable. Les difficultés de
régulation de la température du laboratoire apparaissaient prédominantes.
II.2.3.2.2 Optique de couplage
Les lampes au deutérium éclairent le diffuseur d’entrée du spectromètre
UV selon un chemin optique oblique par rapport à l’axe optique. Cette
configuration est nécessaire afin de dégager le champ de vue solaire. Pour
cause d’encombrement mécanique, un éclairement direct du diffuseur par la
lampe n’a pas été possible. Une optique de couplage a dû être utilisée pour le
transfert d’éclairement. L’utilisation de fibres optiques présente un risque de
perte de transmission sous l’effet du rayonnement UV (solarisation). On a préféré
utiliser des miroirs concaves avec un dépôt de surface Al + MgF2 car la
dégradation des optiques réflectives (couches minces) est généralement
moindre que celle d’optiques réfractives (long chemin optique). Un miroir dévie le
faisceau parallèle d’une lampe et génère une convergence partielle vers le
diffuseur. Un montage a été réalisé au laboratoire pour faciliter la conception à
l’IASB des montures des miroirs (ajustement de la hauteur et de l’inclinaison).
Après une série de tests, on a sélectionné des miroirs de 125 mm de distance
focale selon la configuration suivante :
44
Fig. II.2.3.2.2 -1 Intégration des lampes au deutérium et des miroirs concaves
de renvoi en MgF2 sur la plaque centrale. A droite, la fibre
optique connectée à la lampe à cathode creuse est
également visible entre les deux miroirs (cf. § II.2.3.4.2).
II.2.3.3 Lampe à ruban de tungstène
II.2.3.3.1 Sélection de la lampe
Les lampes à ruban de tungstène émettent un spectre continu exploitable
essentiellement pour les canaux VIS et IR en raison de la température du
filament. Leur stabilité peut être meilleure que 0,5 %. Elles sont donc qualifiées
pour servir d’étalon interne relatif en éclairement spectral. Quatre lampes ont été
intégrées dans le pont de lampe pour la mesure de la dérive des réponses
spectrales des voies de mesure VIS et IR de SOLSPEC. Ces lampes ne sont
pas des composants commerciaux et elles répondaient à un cahier de charge
déterminé, héritage des missions ATLAS (Thuillier et al., 1998a). Leur fabrication
a été confiée à un nouveau fournisseur (société Jélosil, Suisse), à la suite de la
perte de savoir-faire et de la rupture de production du fournisseur pour ATLAS
(société VERELEC, France). Seule la longueur du filament a dû être modifiée.
Caractéristiques techniques
Leur enveloppe est un tube cylindrique en quartz (General Electric, WQS
214 A4) de 30 mm de long, de 20 mm de diamètre et de 2 mm d’épaisseur. La
fenêtre d’émission est en quartz naturel (puropsil, épaisseur 1 mm). Le
molybdène a été utilisé comme support du filament (tringles de ∅ 1 mm) et pour
le passage sous vide (feuilles de largeur 4 mm, épaisseur 28 µm, longueur 16
mm).
Choix du ruban de tungstène
Le changement de résistivité (Ω.m) du tungstène entre 2 températures T1
et T0 peut être modélisé comme suit :
45
ρ1 = ρ 0 (1 + α (T1 − T0 ))
(II.2.3.3.1-1)
Avec α = 0,0045 et ρ0 à 20 °C = 5,4 10 - 8 Ω.m. Pour 2200 K, on a obtenu une
résistivité ρ1 égale à 0.000605. Par ailleurs, la résistance (Ω) vaut :
R = ρ1
L
S
(II.2.3.3.1-2)
où S et L représentent respectivement la section (mm²) et la longueur (mm) du
ruban. La puissance de la lampe est de l’ordre de 4 W pour un courant constant
de 2 A. La résistance devait donc être voisine de 1 Ω (critère 1). Par ailleurs, on
a fixé une limite de flux de courant (I/S) égale à 500 A/mm² (critère 2). Il était
possible de fixer un choix de section S et longueur L tel que ces critères puissent
être vérifiés. Après analyse, on a sélectionné un ruban de tungstène de 0,36 mm
de largeur et 16 µm d’épaisseur (société Goodfellow W000215, pureté 99,95 %).
La longueur du ruban était voisine de 8 mm. Le cycle halogène (bromure, iodure)
d’homogénéisation du ruban de tungstène n’a pas été mis en œuvre lors de la
production car il aurait été inopérant en apesanteur.
Lampes prototypes
La qualification spatiale a été assurée par l’IASB. Une série de tests
radiométriques (stabilité du flux) et environnementaux (tests en vibrations et sous
vide) ont été réalisés dès livraison des lampes prototypes.
Un banc d’étalonnage a été assemblé pour le contrôle de l’éclairement
spectral entre 200 et 700 nm. L’expérience a montré qu’un vieillissement de 50 à
100 heures était nécessaire pour obtenir une stabilisation de l’éclairement à long
terme de l’ordre de 0,5 %. Les résultats ont montré une stabilisation progressive
et asymptotique de la tension aux bornes de la lampe ainsi que de l’éclairement
spectral. L’amplitude des variations a été plus importante pour les courtes
longueurs d’onde. Les tests effectués sur les lampes de SpaceLab avaient révélé
à l’époque ce même comportement (Pr. Labs, 1978-1979, lampes du type
HANAU). Lors d’une mise sous tension, la stabilité de l’éclairement a été atteinte
en 10 minutes. Des tests de durée de vie (mise sous tension jusqu’à rupture du
filament) ont donné un résultat (~700 heures en moyenne) compatible avec le
programme d’exploitation des lampes.
Des cycles de vibrations ont été réalisés. Les niveaux calculés à l’ESTEC
pour le modèle de structure de SOLSPEC étaient élevés. Ils étaient de l’ordre de
16 g rms selon les axes X et Y et 30 g rms selon l’axe Z. Ces niveaux ont été
appliqués à une lampe à ruban de tungstène fixée sur une monture conçue à
l’IASB. Deux unités transportables de contrôle radiométrique ont été assemblées.
L’une avait pour fonction la détection d’une variation d’intensité globale de la lampe
en rapport avec les paramètres électriques (I,V). La seconde était spécialisée pour
la détection de tout déplacement du ruban de tungstène ou de son support sous
l’action des vibrations (en rendant la mesure de l’éclairement de la lampe très
sensible à l’alignement du filament). Les mesures ont été effectuées avant et
46
après les essais en vibrations et partiellement après chaque axe. Les tests de
qualification (durée : 150 s) ont été réalisés avec succès. Aucun déplacement du
ruban de tungstène ou de son support n’a été détecté. Ce prototype de lampe a
donc été qualifié en vibration du point de vue mécanique et optique.
Fig. II.2.3.3.1-1 A gauche, tests de vieillissement d’une lampe à ruban de
tungstène. Dépendance spectrale de la stabilisation de
l’éclairement. A droite, unité radiométrique associée aux tests
en vibrations (contrôle de l’éclairement d’une lampe).
Emission d’une lampe à ruban de tungstène sous vide
Il était nécessaire de déterminer si l’émission d’une lampe à ruban de
tungstène restait constante lorsqu’elle était placée dans un environnement à
pression atmosphérique ou sous vide. Cette question était d’une grande
importance pour l’exploitation des lampes en orbite. Elle était motivée par
l’observation d’une différence notable (~30 °C) de température du bulbe entre
ces 2 configurations. Le bulbe est chauffé par conduction et rayonnement. La
chaleur correspondante est évacuée par la structure mécanique et par
convection si la lampe est placée dans l’air. Il convenait de vérifier si l’interruption
de la convection sous vide pouvait influencer la température du ruban de
tungstène. Cette question est également d’actualité pour l’instrument Sciamachy
(Pagaran et al., 2009).
Un banc d’essai a été assemblé. Il a permis de maintenir la lampe à l’air
ou sous vide lors d’une mise sous tension. L’éclairement était contrôlé par un
radiomètre donnant directement accès à la température du filament (cf. § II.6.3).
La description du montage et les résultats sont reportés en Annexe E.1.
En conclusion, bien que la variation d’éclairement soit faible lors du
passage sous vide, une variation de la température du filament de l’ordre de 4 K
a été observée. Elle doit être prise en compte lors de mesures en orbite.
47
Lampes modèle de vol
Un banc d’étalonnage a été assemblé pour la sélection des lampes
modèle de vol. L’image du filament était focalisée simultanément sur la fente
d’entrée d’un spectromètre et injectée dans une fibre vers une photodiode par
l’intermédiaire d’un condenseur asphérique et d’une lame séparatrice.
L’éclairement spectral de la lampe était donc contrôlé comme suit.
- Par une photodiode connectée à la fibre, réalisant une mesure quasi
monochromatique de l’éclairement spectral à 546 nm (filtre interférentiel).
- Par un spectromètre double mesurant le spectre entre 180 et 700 nm en unités
relatives.
Les paramètres électriques (I,V) étaient enregistrés toutes les minutes à haute
résolution ainsi qu’une série de températures (bulbe de la lampe, température
ambiante, spectromètre).
Filtre @ 546 nm, FWHM 3.8 nm
Fibre optique
Photodiode (Si), régulée en température.
Condenseur
Spectromètre SPEX
Lampe à ruban de
tungstène
Lame séparatrice 50 %
Fig. II.2.3.3.1-2 Schéma optique du banc d’étalonnage pour la sélection des
lampes modèle de vol.
Un compromis a dû être trouvé entre la durée de vie de la lampe et la
durée des tests de stabilisation. Pour la sélection des lampes, ce critère a été
fixé à 50 heures. Un régime transitoire s’observait systématiquement pendant les
premières heures de tests, avec une perte de signal de l’ordre de 2 %. Les 4
lampes modèles de vol ont été sélectionnées. Leur stabilité était meilleure que 1
% pendant les 30 dernières heures de tests. L’augmentation de la tension aux
bornes d’une lampe fut systématique, trahissant un début de vieillissement. La
valeur typique était de 2 à 15 mV après 50 heures de test. Ci-dessous, exemple
de résultats obtenus pour une des lampes modèle de vol, les résultats étant
similaires pour les autres lampes.
48
Fig. II.2.3.3.1-3 Surveillance de l’éclairement d’une lampe. A gauche,
évolution du spectre en % par rapport au spectre moyen (1
acquisition toutes les 15 minutes). A droite, intégrales UVB,
UVA et VIS extraites de la nappe de spectres.
Fig. II.2.3.3.1-4 Pour la même lampe : enregistrement simultané de
l’éclairement à 546 nm par le second détecteur (photodiode)
et surveillance de la tension aux bornes de la lampe.
II.2.3.3.2 Optique de couplage
Le transfert d’éclairement entre les lampes à ruban de tungstène et les
pré-fentes est assuré par une fibre optique (canal VIS) et par une lentille (canal
IR). L’encombrement du pont de lampes est à l’origine de ce choix. Idéalement,
l’éclairement des pré-fentes par une source étalon (utilisée en unités relatives)
devrait emprunter le même chemin optique que le Soleil. Ce schéma optique n’a
pu être réalisé compte tenu des délais imposés par l’ESA. Nous avons décidé de
maintenir le principe de fonctionnement du pont de lampes ATLAS (éclairement
oblique le long du cône définissant le champ de vue solaire) mais en doublant le
nombre de lampes et en optimisant le transfert d’éclairement. En effet,
l’éclairement des deux seules lampes à ruban de tungstène (version ATLAS)
49
était partagé entre les canaux VIS et IR par un système rudimentaire de lentilles.
Désormais, deux lampes individuelles sont disponibles pour chaque canal.
Canal VIS
Le couplage se compose d’une fibre optique et d’un condenseur optique
pour l’injection du signal dans la fibre. De nombreux tests préliminaires ont été
réalisés au laboratoire de l’IASB et l’étude finale a été confiée à la société
Lambda-X. Une fibre de 37 monobrins (silice/silice) a été retenue (cf. Annexe
B.3). Le ruban de tungstène d’une lampe représente une source lumineuse de
petite étendue et de forme rectangulaire. L’entrée de fibre est donc de forme
analogue (0,75 x 3,25 mm²). L’image du ruban est formée par un condenseur
asphérique en silice de synthèse de courte focale (16,36 mm). Les distances
optimales entre la lampe, le condenseur et l’entrée de la fibre ont été
déterminées expérimentalement à l’IASB. Les résultats ont montré que l’injection
de lumière dans la fibre était maximale (extremum très marqué) si ces distances
étaient respectivement de 9 et 48 mm.
Un compromis a dû être dégagé entre deux contraintes antagonistes.
- Concentrer l’image du filament sur l’entrée de fibre pour l’intégrer dans la fente
de 0,75 x 3,25 mm.
- Limiter l’angle de convergence des faisceaux afin de ne pas dépasser le cône
d’acceptance de 25° de la fibre.
Fig. II.2.3.3.2-1 A gauche (haut) : montage développé pour l’ajustement des
distances relatives entre la fibre et les optiques périphériques
(entrée et sortie). A gauche (bas). Couplage obtenu entre une
lampe à ruban de tungstène, le condenseur et la férule pour
l’entrée de la fibre optique. A droite, férule miniaturisée (du
type SMA) intégrée dans un support de conception IASB pour
l’éclairement des pré-fentes.
50
Ces résultats ont été exploités pour la conception mécanique (IASB) d’une
monture commune (modèle de vol) pour la lampe et le condenseur.
La terminaison de fibre est à symétrie circulaire. Une démarche
expérimentale a également été appliquée pour optimiser le couplage entre la
terminaison de fibre et la pré-fente. La présence d’une optique de focalisation en
sortie de fibre ne s’est pas imposée grâce au positionnement de la terminaison à
proximité de la pré-fente. La férule miniature (du type connecteur SMA 905) a été
intégrée dans un support mécanique de conception IASB. L’éclairement de la préfente est effectué avec une obliquité de l’ordre de 30° par rapport à l’axe optique
d’une mesure solaire. Les tests ont montré que la perte de signal était de l’ordre
de 10 % par 10° d’inclinaison.
Canal IR
Pour le canal IR, une lentille plan-convexe fait converger le faisceau vers
la pré-fente en éclairement direct. Le critère essentiel était l’optimisation et la
stabilité de l’intensité lumineuse sur le dépoli, sans contraintes de netteté et de
qualité d’image propres à une imagerie. Un traitement de surface anti-réflexion
n’était donc pas nécessaire pour les lentilles. La configuration a été étudiée au
laboratoire pour optimiser le montage du modèle de vol. La solution retenue se
résume comme suit :
- Il est fait usage d’une lentille plan-convexe en Infrasil, diamètre 14 mm, rayon
de courbure 13,5 mm, focale de l’ordre de 30 mm.
- Le filament de la lampe (surface éclairée ~0,36 x 5 mm²) est situé à 120 mm
de la pré-fente.
- La lentille est ajustée à une distance de 48 mm du filament et 72 mm de la préfente. Le facteur d’agrandissement est donc égal à 1,5, offrant un
recouvrement de la pré-fente IR (0,5 x 7 mm²) par l’image du filament (~0,54 x
7,5 mm²).
- Les axes optiques des deux télescopes sont placés obliquement par rapport à
l’axe du cône définissant le champ de vue solaire.
Fig. II.2.3.3.2-2 Mise en station des lampes à ruban de tungstène pour le
canal IR dans l’étage supérieur du pont de lampe. Les 2 axes
optiques sont obliques par rapport à l’axe du cône solaire.
51
Le signal enregistré par la voie de mesure IR pour ces lampes à ruban de
tungstène reste faible comparé au signal solaire. Il est cependant suffisant pour
la mesure de la stabilité de ce canal.
II.2.3.4 Lampe à cathode creuse
II.2.3.4.1 Sélection de la lampe
La lampe à cathode creuse (HCL : Hollow Cathode Lamp) est une lampe
à décharge dont le spectre est riche en raies spectrales UV-VIS. Elles offrent une
référence interne d’échelle de longueur d’onde et un contrôle de la résolution
spectrale. La lampe a été produite par le LATMOS. Les missions ATLAS d’une
durée d’environ une semaine utilisaient une lampe HCL contenant de l’hélium,
très diffusant. Pour une mission de longue durée à bord d’ISS, la fiabilité de la
lampe a dû être renforcée. L’hélium a été remplacé par l’argon dont le
confinement dans la lampe présente une remarquable longévité. Le programme
de qualification spatiale de cette nouvelle source a été réalisé à l’IASB.
Caractéristiques techniques
La cathode de la lampe HCL (∅ 40 mm, longueur : 70 mm, fenêtre en
Suprasil 300 (Heraeus) est une cavité usinée dans du laiton. L’anode (en
molybdène) est en position latérale. La pression de l’argon contenu dans
l’enceinte est de 15 mb. La lampe est alimentée sous un courant continu de 5
mA. La décharge d’amorçage est de 300 Volts. L’émission lumineuse résulte
d’une relaxation d’un état excité des atomes d’argon et des éléments de la
cathode (Cu et Zn). L’intensité de l’ensemble des raies spectrales est covariante
car les atomes Cu et Zn intervenant dans l’émission ont été extrait de la cathode
sous l’impact des ions Ar+. L’abondance de ces atomes est donc totalement
dépendante de la pression du gaz.
L’éclairement de la lampe se stabilise en moins de 15 minutes. Sa durée
de vie est de plusieurs centaines d’heures. En mode nominal, le plasma reste
confiné dans la cathode dont la géométrie permet de limiter l’angle d’émission de
la lumière. La mise hors service d’une la lampe peut être induite par une perte de
pression (fuite du gaz) ou des dépôts métalliques modifiant la conduction (Kerber
et al., 2006, Paresce et al., 1971). La tension aux bornes des électrodes offre un
critère idéal pour analyser son vieillissement.
Identification des raies
Le spectre de l’argon présente une distribution de raies moins uniforme
que celle de l’hélium. Il est plus dense et les raies sont moins intenses.
52
Fig. II.2.3.4.1-1 De gauche à droite, structure interne de la lampe HCL et le
spectre obtenu après remplissage d’argon (mesure à l’aide du
spectromètre de laboratoire Bentham DTM300).
Pour l’identification des raies Cu, Zn et Ar les plus utiles, le spectre a été
enregistré et analysé à basse résolution (~0,8 nm). Pour résoudre les fréquentes
superpositions de raies et en observer les intensités relatives, le spectre a
également été observé à très haute résolution à l’aide d’un spectromètre à
transformée de Fourier (FTIR Brucker, IFS 120M). Les raies de première et
seconde ionisation Cu I, Cu II, Zn I, Zn II (+ Ar et Ar II) ont été identifiées partant
de la base de données du NIST (National Institute of Standards and Technology,
USA). Quelques raies du Plomb (Pb I) ont également été identifiées. Ce
contaminant provient de la chaîne de verre où le plomb est utilisé pour
l’adhérence des sections soudées. On a obtenu une base de données d’une
centaine de raies entre 202 et 970 nm. Ce répertoire a servi à la définition des
raies retenues pour le logiciel de vol (cf. § II.2.3.4.3). Le spectre est intéressant
dans l’UVA et le VIS avec une répartition de raies utilisables pour SOLSPEC
entre 500 et 850 nm. Dans l’UVB et l’UVC, les raies sont abondantes.
Qualification spatiale
Bien que la lampe HCL ne soit pas un étalon radiométrique (fonction
dévolue aux lampes à ruban de tungstène et au deutérium), le maintien de
l’intensité des raies était souhaité. L’éclairement spectral d’une lampe a été testé
sous vide afin de reproduire les conditions d’utilisation en environnement spatial.
L’enceinte était équipée d’une fenêtre en quartz permettant d’enregistrer le
spectre émergent. Un échantillon de 7 raies intenses, représentatives des
éléments présents (Ar, Cu, Zn) a été sélectionné. Les paramètres électriques
(I,V) ont également été enregistrés. La lampe a été régulièrement mise sous
tension pendant plusieurs mois.
Les résultats ont montré une dérive d’intensité de 38 % pendant les 6
mois de tests. Elle a pu être corrélée à une fuite de gaz mais en affectant
l’ensemble des éléments atomiques présents. La lampe modèle de vol de
53
SOLSPEC a présenté des performances supérieures (cf. § III.1.2.3) à cette
lampe de test.
SOLSPEC - Lampe HCL Ar
Test de veillissement sous vide
Signal (Amp)
Cu (249.22 nm)
Ar (248.89 nm)
10-9
Cu (324.32 + 324.75 nm)
Ar (294.29 nm)
Ar (297.91 nm)
10-10
Cu (244.16 + 244.44 nm)
Ar (244.37 + 244.77 nm)
10-11
Cu (222.57 + 222.78 + 223.01 nm)
10-12
220
240
260
Zn (307.21 + 307.59 nm)
Cu (307.38 nm)
Ar (307.74 + 307.81 nm)
280
300
Longueur d'onde (nm)
320
340
Signal intégré (unité relative)
Solspec ISS - HCL Ar
Test de vieillissement sous vide
10-8
Cu (222.57 + 222.78 + 223.01 nm)
Cu (244.16 + 244.44 nm) + Ar (244.37 + 244.77 nm)
Cu (249.22 nm) + Ar (248.89 nm)
Ar (294.29 nm)
Ar (297.91 nm)
Zn (307.21 + 307.59 nm) + Cu (307.38 nm) + Ar (307.74 + 307.81 nm)
Cu (324.32 + 324.75 nm)
10-8
10-9
-50
0
50
100
150
200
Jour julien (2002)
Fig. II.2.3.4.1-2 Résultats de tests de vieillissement de la lampe HCL Ar
placée sous vide pendant 6 mois. L’éclairement d’un
échantillon de 7 raies a été analysé au cours de mises sous
tension successives.
Les tests en vibrations d’une lampe et de sa monture ont été réalisés à
Orsay (France) à des niveaux en vibrations identiques à ceux des lampes à
ruban de tungstène. Une unité radiométrique a été utilisée pour le contrôle de
l’éclairement de la lampe pendant les tests. Celle-ci utilisait un mini
spectrographe régulé à 20° C. Le transport de lumiè re a été optimisé à l’aide de
composants prototypes du pont de lampe (condenseur et fibre) et d’un miroir de
renvoi. Des butées mécaniques permettaient de placer la monture de la lampe
dans une position parfaitement reproductible. L’éclairement d’un échantillon de
11 raies (entre 332 et 469 nm) a été analysé.
Fig. II.2.3.4.1-3 Unité radiométrique assemblée pour le contrôle de
l’éclairement de la lampe après les tests en bruit blanc selon
chaque axe. A droite, montage de la lampe HCL sur le pot
vibrant.
54
Les résultats ont démontré qu’une lampe HCL du type SA résistait aux niveaux de
vibrations imposés pour la mission SOLAR sur ISS. Pendant les tests, la
variation d’intensité des raies est restée limitée à 1,3 %.
II.2.3.4.2 Optique de couplage
Le transfert d’éclairement de la lampe HCL entre les deux pré-fentes UV
et VIS utilise le même concept que pour les lampes à ruban de tungstène VIS.
Un condenseur identique et une fibre silice/silice de 37 brins ont été utilisés. La
fibre a été traitée par dopage à la fluorine pour une meilleure résistance aux UV.
L’étude opto-mécanique a été confiée à la société Lambda-X, complétée par de
nombreux travaux de laboratoire à l’IASB. Les résultats ont montré que le
condenseur devait être placé à 4 mm de la lampe et à 38 mm de la fibre. Les
travaux de laboratoire ont conforté les simulations de Lambda-X. La monture est
un système monobloc pour les supports des trois composants : lampe,
condenseur et entrée de fibre.
Le plasma de la lampe HCL est une source volumique à symétrie
circulaire. L’entrée de fibre multibrins est à symétrie circulaire (∅ ~1,75 mm). Elle
exploite au maximum la capacité d’un connecteur SMA. L’arrangement des brins
est aléatoire pour la séparation de la fibre en ‘Y’ entre les deux sorties circulaires
UV (19 brins) et VIS (18 brins). Par une démarche expérimentale (IASB) similaire
à celle utilisée pour l’étude des lampes à ruban de tungstène, on a optimisé le
couplage entre la terminaison de fibre et la pré-fente. Pour une distance
inférieure ou égale à 4 mm, on a observé que le couplage fibre – pré-fente sans
objectif de focalisation était plus efficace malgré la divergence du faisceau de
25°.
Fig. II.2.3.4.2-1 Intégration finale de la lampe à cathode creuse dans le pont
de lampe. La monture est une structure unique pour la lampe,
le condenseur et la fibre optique. L’épanouissement de la
fibre en deux branches est visible après le connecteur SMA.
II.2.3.4.3 Sélection des raies spectrales
Les raies devaient être sélectionnées pour le ‘mode cathode creuse’ du
logiciel de vol qui dispose de 16 plages spectrales programmables. C’était une
étape répondant aux exigences suivantes :
55
- Sélectionner les raies les plus intenses, bien isolées et bien distribuées dans le
domaine spectral en veillant à enregistrer les 3 éléments Cu, Zn et Ar. La ligne
de base de la raie devait être observable en début et fin de chaque plage.
- Echantillonnage : disposer de 10 points de mesures environ par largeur de raie
à mi-hauteur (FWHM). L’une des raies devait être échantillonnée beaucoup
plus finement (contrôle de la résolution spectrale).
- Favoriser la mesure simultanée de raies UV et VIS pour chaque plage
programmable.
- Répartir équitablement les plages entre les canaux UV et VIS. Couvrir la plus
large plage spectrale possible.
- Retenir une raie située dans la zone de recouvrement UV-VIS et donc
observable simultanément par les deux canaux.
- Optimiser le rapport signal à bruit en augmentant le temps d’intégration.
Néanmoins, la durée totale de la mesure ne devait pas dépasser 1 heure.
Après sélection, l’incrément moteur ‘p‘ a été fixé à 10 et 4 respectivement
pour les canaux UV et VIS, ce qui a garanti environ 10 points par FWHM. Le filtre
VIS a été fixé sur la position VIS1. Le filtre UV est en position ‘off’. Notons que la
présence d’un ordre 2 de diffraction ne posait pas problème. Les plages R0 à
R15 du mode cathode creuse ont été partagées entre 6 plages UV et 10 VIS.
Les mesures simultanées sont nombreuses : 6 raies VIS sont observables
pendant les mesures UV tandis que 4 raies UV sont observables pendant les
mesures VIS. Au total, on a obtenu la mesure de 26 raies. Deux raies étaient
observables dans la plage de recouvrement UV-VIS. L’une des deux a été
sélectionnée. Le temps d’intégration a été fixé à 2.4 secondes et le spectre a été
enregistré en moins d’une heure. Les raies retenues concernent les trois
éléments Cu, Ar et Zn. La raie intense Ar I à 763,51 nm a été utilisée pour le
contrôle de la résolution spectrale VIS.
Signal HCL - Canal UV
Signal HCL - Canal VIS
500
350
300
250
200
Cu I
249.22
150
Ar I
307.12
307.59
Ar II
294.29
Cu I
244.16
-1
400
35000
Zn I
213.86
Cu I
222.57
222.78
223.01
Cu I
327.40
Cu I
324.75
Cu I
282.44
100
Signal VIS (cps.s )
-1
Signal UV (cps.s )
450
Ar I
Ar I
727.29 738.40
Ar I
Ar I
714.70
763.51
Ar I
Ar I
706.72
772.38
Ar I
772.42
675.28
30000
25000
20000
Cu I
427.51
15000
10000
Cu I
324.75
5000
50
Ar II
454.51
Ar I
667.73
Ar I
800.62
801.48
Ar II
476.46
0
0
200 220
240 260 280 300
320
Longueur d'onde (nm)
300
400
500
600
700
800
900
Longueur d'onde (nm)
Fig. II.2.3.4.3-1 Signal HCL argon mesuré par les canaux UV-VIS de
SOLSPEC. Les raies sélectionnées pour le mode cathode
creuse sont indiquées.
56
En raison de leur densité, les raies ne sont pas toujours bien isolées. La
sélection des raies est résumée par la Figure ci-dessus montrant le spectre ArCu-Zn tel qu’enregistré par l’instrument SOLSPEC.
Nous présentons quelques profils de fonction d’instrument mesurés par la
lampe HCL. La Figure ci-dessous montre en rouge la plage spectrale observée
et en bleu, le spectre complet de la lampe.
Plage R1 (UV-VIS)
Plage R5 (UV)
Plage R7 (UV-VIS)
Plage R13 (VIS)
Fig. II.2.3.4.3-2 Profils détaillés de quelques raies HCL mesurées par les
canaux UV-VIS de SOLSPEC.
II.2.4 Electronique
La stabilité et le haut niveau de performances radiométriques attendu pour
l’instrument SOLSPEC dépendent également de la fiabilité de l’électronique.
Cela concerne tant le positionnement motorisé de composants mécaniques
(pièces mobiles) que la réponse des détecteurs. Un temps de stabilisation est
nécessaire avant d’utiliser l’instrument pour un étalonnage ou une mesure
solaire.
La dissipation de chaleur engendrée par l’électronique joue un rôle actif
dans le bilan thermique. Elle peut être contrôlée (thermostats et résistances
chauffantes) ou non (dissipation par les modules électroniques). Le gradient
thermique est toujours positif lors d’une mise sous tension sauf pour les
57
refroidisseurs Peltier. L’élévation de température du cœur de l’instrument est de
l’ordre de 2 à 3 °C pendant une mesure solaire (~20 minutes).
II.2.4.1 Composants internes
Sept cartes électroniques interviennent dans le fonctionnement de
SOLSPEC. La carte du moteur principal de la vis micrométrique est en position
latérale le long de la vis. Les autres cartes insérées dans des boîtiers sont :
- la carte CPU contenant le processeur 386,
- la carte de traitement du signal IR,
- la carte CAD (convertisseurs) contenant également l’électronique du PSD,
- la carte des ‘entrée/sortie’ et des compteurs,
- les deux cartes housekeeping HK1 et HK2, gérant les commandes du moteur,
le refroidissement Peltier du détecteur visible, les télémesures et la
linéarisation des thermistances, …
Le câblage des lignes de zéro volt est rassemblé en un point de masse unique
sur une petite carte additionnelle.
Les autres composants électroniques sont les alimentations haute tension
des détecteurs, l’alimentation combinée pour les trois types de lampes internes
(société ATERMES, France), les thermostats et résistances chauffantes et les
détecteurs. Un actuateur et six moteurs actionnent les roues à filtres, la vis
micrométrique, les obturateurs et l’atténuateur UV. La conception de
l’électronique doit assurer un découplage électromagnétique pour éviter les
interférences entre les composants internes (telles que des boucles de masses).
II.2.4.2 Electronique IR
La voie de mesure IR est équipée d’un détecteur au sulfure de plomb
(PbS) et d’une détection synchrone. L’ensemble de la chaîne électronique de
détection a été renouvelée à l’IASB suite aux insuffisances observées pour
l’instrument de première génération. C’est une des phases principales du
programme de remise à niveau de SOLSPEC. Le développement de cette
nouvelle électronique est résumé en Annexe C.3.
Dans l’infrarouge, les photons incidents sont de faible énergie. La
composante dominante du bruit provient de l’électronique (cf. calculs
d’incertitude, § II.7 et Figure II.7.4.2-4). La technique de détection synchrone
s’est imposée afin d’améliorer le rapport signal à bruit.
Analyse comparative
Par rapport à l’ancienne électronique de détection infrarouge, on peut
relever les différences essentielles suivantes :
- Une voie de mesure supplémentaire est disponible (IR3).
- La conversion est effectuée sur 16 bits au lieu de 10.
- L’échantillonneur est placé en entrée du double spectromètre IR plutôt qu’en
sortie.
58
- La carte de traitement IR gère mieux la phase et la fréquence du signal de
référence en exploitant pleinement le signal de mesure disponible en sortie de
l’échantillonneur. Précédemment, un PLL (boucle à verrouillage de phase)
restituait la fréquence de modulation au lieu d’une lecture directe.
- La concordance de phase entre le signal IR et l’onde de référence est mieux
ajustée qu’auparavant. Elle est centrée sur les maxima d’intensité des
alternances positives et négatives.
Il est nécessaire d’ajuster la gamme dynamique de réponse de la
détection au signal solaire afin d’éviter toute saturation. De nombreuses
contributions personnelles ont donc étayé le développement de l’électronique.
Les actions couplées entre optique et électronique consistaient en :
- Des travaux de réglage de l’amplitude de l’échantillonneur en fonction de
l’ouverture numérique du spectromètre. Une mesure a complété les calculs.
Un montage optique et une observation stroboscopique ont permis de valider
l’intégration de l’échantillonneur (en position et amplitude) à l’arrière de la fente
d’entrée.
- La réalisation d’un banc d’étalonnage simulant l’intensité d’un signal solaire
éclairant le détecteur. On a utilisé une source lumineuse dont l’intensité était
ajustée sur la base de calculs radiométriques.
Ces montages ont été primordiaux pour les tests du préamplificateur, pour le
réglage de certains potentiomètres et pour vérifier l’absence de saturation du
canal IR1.
II.2.5 Logiciel de vol
Le nouveau logiciel a été développé à l’IASB. Il est adapté à la nouvelle
électronique et offre deux types d’acquisition pour la détection UV-VIS. Le
comptage de photons pour un temps d’intégration déterminé est complété par un
mode ‘à coups constant’. Le temps d’intégration devient variable et permet de
mieux contrôler le rapport signal à bruit dès l’acquisition. Dans ce cas, les
impulsions à la sortie des détecteurs sont accumulées jusqu’au franchissement
d’un seuil prédéfini.
II.2.5.1 Modes d’acquisition
Le logiciel de vol prévoit 7 modes d’acquisition pour SOLSPEC. Un mode
‘manuel’ (M7) autorise le contrôle direct (en temps réel) de l’instrument. Les
autres modes concernent des acquisitions automatiques : mesures solaires ou
de sources étalons (M1, M5), de lampes internes (M2, M3) ou spécifiques à une
caractérisation radiométrique (M4, M6).
Les modes sont activés par une commande simple (ex. : 0x01 pour le
mode M1). Ils sont préprogrammés et associés à un tableau de 256 paramètres
caractérisant entièrement l’instrument pour l’acquisition de spectres (contrôle des
moteurs et détecteurs). Les valeurs optimales des paramètres ont pu être
59
assignées au sol suite au travail de caractérisation (cf. § II.3.5). Cette
configuration a permis de réaliser des mesures nominales exploitant au mieux et
en automatique les performances de l’instrument SOLSPEC. Des mesures
spécialisées sont possibles. Elles sont activées par des commandes particulières
(jusqu’à 100 mots hexadécimaux) modifiant temporairement le tableau de
paramètres lors de la mise sous tension de SOLSPEC. Ces commandes
confèrent au logiciel une réelle puissance et une grande souplesse d’utilisation.
Elles ont permis par exemple de poursuivre la caractérisation radiométrique en
orbite (lumière diffuse, linéarité, réponse angulaire, …) ou de favoriser le rapport
signal à bruit ou l’échantillonnage de certains fragments du spectre.
Pour une acquisition nominale, le principe consiste à parcourir une plage
d’incréments moteur entre 0 et 27080 par pas de 40. Un échantillon de 60 mesures
de courant d’obscurité est collecté avant et après la mesure du spectre.
L’acquisition est divisée en 16 plages connexes dans le code du programme
contrôlant le passage des filtres et l’échantillonnage. La durée acquisition d’un
spectre solaire est compatible avec la période de pointage (~20 minutes) autorisée
par la CPD.
Description des modes
Modes
M1
Nom
Description
Mode solaire
Temps d’intégration UV-VIS : 0.6 s. Pointage solaire.
Initialisation de la mesure synchronisée par la CPD
(‘start sun tracking’). Optique d’entrée : quartz Q1
par défaut.
M2
Lampes internes
(D1, D2, W1 → W4)
Signal des lampes internes. Acquisition similaire à
M1 (même paramètres) mais indépendante de la
CPD. Préchauffage des lampes : 15 minutes.
M3
Cathode creuse
Plages présélectionnées pour limiter le spectre
autour des raies Ar, Cu et Zn les plus significatives.
Temps d’intégration UV-VIS : 2.4 s.
M4
Criss-cross
Mode dédié à la mesure de réponse angulaire
(basculement synchrone de la CPD). Incrément
moteur fixe, modifiable.
M5
Sélection d’une zone
Mode équivalent à M1 mais limité à une plage
spectrale au lieu de 16.
M6
Courant d’obscurité
Mesure à l’incrément moteur zéro ou en balayage
avec l’obturateur principal fermé.
M7
Commande directe
Activation en temps réel des différents soussystèmes de SOLSPEC.
Tableau II.6.2.1-1 Modes d’acquisition mis en œuvre par le nouveau logiciel de
vol.
La procédure de remise à zéro (RAZ) est un algorithme qui permet de
définir l’origine de l’échelle des incréments moteurs de manière très
reproductible. La procédure doit être activée lors de chaque mise sous tension
du fait de l’absence de codeur optique absolu (cf. Annexe C.1).
60
II.3 Intégration et tests de fonctionnalité
II.3.1 Alignement optique des spectromètres
II.3.1.1 Introduction
Les trois doubles monochromateurs constituent le cœur de l’instrument
SOLSPEC. Leur conception optique, définie au LATMOS pour la première
mission SpaceLab (fin 1983) est restée inchangée. L’héritage est également
complet pour l’assemblage (IASB) des éléments mécaniques à l’exception des
supports de réseaux (voir ci-dessous). Par contre, l’héritage ne pouvait être
conservé pour la procédure d’alignement. En effet, les difficultés rencontrées par
l’équipe SOLSPEC pour l’alignement des instruments de première génération
(SOLSPEC et SOSP) ont conduit par exemple, à élargir les fentes de sorties (et
donc dégrader la résolution) afin d’assurer l’émergence de la lumière pour
l’ensemble de la plage spectrale. Un effort majeur a été investi dans ce domaine
pour l’instrument SOLAR SOLSPEC. Les réseaux ont été renouvelés. Un
alignement optique optimum a été réalisé pour les trois spectromètres, en
particulier pour le canal IR dont la résolution spectrale devait être améliorée.
La procédure d’alignement est abordée au § II.3.1.3 et développée en
Annexe D.1.
II.3.1.2 Collage des réseaux
Les nouveaux supports de réseaux (conception IASB) et leur mécanisme
d’alignement ont été présentés au § II.1.2.2. Les réseaux sont collés sur ces
supports. Le débattement angulaire de ce système est limité à quelques degrés.
Il était donc nécessaire de coller les réseaux de manière telle que le préalignement des traits fut compatible avec ce débattement. Pour cela, Il fallait au
préalable déterminer précisément l’orientation des traits.
Le problème a été résolu par un montage de laboratoire simulant un
spectromètre (à partir d’une lampe au mercure, une fente et un réseau). Le
réseau a été placé dans un berceau autorisant une rotation selon 2 axes. La fente
était au centre de courbure du réseau. On a observé les ordres successifs de
diffraction. L’idée consistait à former le spectre perpendiculairement à la direction
conventionnelle. En effet, les raies se superposent lorsque les traits du réseau sont
placés à angle droit par rapport à la fente (voir ci-dessous). Ce critère d’alignement
a atteint une précision suffisante (de l’ordre de 1°).
61
Spectre conventionnel :
Traits parallèles à la fente
Spectre ‘à angle droit’ :
Traits perpendiculaires à la
fente
Ordre 0
Ordres : -1
0
1
Ordre 1
Fig. II.3.1.2-1
Montage utilisé pour localiser l’orientation des trais des
réseaux. A droite, formation du spectre pour des traits
perpendiculaires à la fente.
Les réseaux et le repère indiquant l’orientation des traits ont été livrés à la
société OIP (Belgique) pour le collage. L’intersection commune entre les
sommets des réseaux et l’axe de rotation du cylindre alésé (supportant les 6
réseaux) a également été contrôlée.
II.3.1.3 Alignement d’un double monochromateur
Les alignements optiques des spectromètres devaient être réalisés avant
leur intégration dans l’instrument. En effet, ils constituent le cœur de l’instrument et
l’optique interne est inaccessible lorsque les boîtiers électroniques, le pont de
lampes, les détecteurs, les roues à filtres et le harnais sont assemblés autour
d’eux.
L’alignement optique consistait à assurer la synchronisation des deux
réseaux. Pour une position angulaire donnée de ces réseaux, la longueur d’onde
diffractée à l’ordre 1 du faisceau émergent par la fente intermédiaire devait
également émerger par la fente de sortie. L’alignement de chaque double
monochromateur SOLSPEC (configuration de dispersion additive) a été réalisé
dans l’ordre suivant :
- Réglage en translation du cylindre alésé pour ajuster les réseaux face aux
fentes d’entrées.
- Alignement des traits du 1er réseau : les traits devaient être parallèles à l’axe
du cylindre alésé et à la fente d’entrée.
- Réglage de la distance entre le sommet du 1er réseau et la fente d’entrée.
L’objectif était d’obtenir une image nette de la fente d’entrée dans le plan de la
fente intermédiaire.
- Alignement des traits du 2ème réseau. Le spectre devait défiler en sortie du
double monochromateur sans variations dans le sens de la hauteur de fente.
62
- Réglage de la distance entre le sommet du 2ème réseau et la fente de sortie.
Une raie émergente devait être nette dans le plan de la fente de sortie.
Les sources lumineuses externes utilisées pour l’alignement étaient quasi
monochromatiques (lasers He-Ne et He-Cd, lampes spectrales) ou à spectre
continu (source au deutérium, lampes au tungstène 1000 W). Les alignements
ont été réalisés de façon itérative. Certaines procédures ont été spécifiques au
canal étudié (cf. Annexe D.1), comme par exemple, un alignement pour une
plage spectrale hors du domaine visible (canal UV), …
L’astigmatisme des réseaux a été pris en compte (présence de deux plans
focaux). On a sélectionné le plan tangentiel assurant la netteté des bords
latéraux d’une raie.
II.3.2 Optiques d’entrée
La définition des optiques d’entrée est le fruit de travaux de recherches
menés au bénéfice de la 1ère génération de l’instrument SOLSPEC (années
1980). Celles-ci consistent en un empilement de lames (quartz dépolis, …)
devant la fente d’entrée. Ces diffuseurs contribuent à la limitation du champ de
vue et à l’homogénéisation du faisceau incident. Un diffuseur constitue la
première surface active pour chaque canal. Sous l’action d’un faisceau incident,
il agit comme source lumineuse secondaire. En tant que source diffuse, il couvre
l’ouverture numérique des spectromètres et éclaire entièrement les réseaux. Il
contribue aussi à rendre SOLSPEC insensible à un léger dépointage solaire et à
vérifier la loi en 1/r². Il contribue à rendre une mesure SOLSPEC indépendante
de l’assombrissement centre à bord du Soleil en neutralisant la résolution
angulaire. La présence d’une pré-fente procure une 1ère délimitation du champ de
vue qui reste principalement défini par le délimiteur de champ du cône solaire.
L‘héritage SpaceLab - ATLAS a été préservé mais la plupart des lamelles
(fentes, pré-fentes, diffuseurs) ont été renouvelées.
Les terminaisons de fibres sont présentes à proximité des pré-fentes pour
la version SOLAR SOLSPEC (cf. § II.2.3.3.2 et II.2.3.4.2). Les empilements
spécifiques sont décrits ci-dessous. Les lames ont été insérées au fond d’un
système de barillet contenant la fente d’entrée. Seule la fente IR a été modifiée
(changement de résolution). La présence de deux lames pour un canal (excepté
pour l’IR) contribue à définir un diffuseur volumique.
Les pré-fentes sont en inox, les fentes ont été taillées au laser dans des
lamelles métalliques noires mat et les pupilles sont brillantes. Les distances entre
fentes et pré-fentes sont respectivement de 3,15, 2,05 et 1,05 mm pour les
canaux UV, VIS et IR. Les dépolis (Heraeus) sont en Suprasil 311 pour l’UV-VIS
ou en Infrasil 301 pour l’IR.
63
Canaux UV-VIS
Pré-fente UV
2 x 2.5 mm²
Férule de la
fibre HCL
Pupille UV
(∅ 4 mm)
Pré-fente VIS
2 x 2.5 mm²
Férules des
fibres HCL,
W1 et W2
Pupille VIS
(∅ 4 mm)
Fig. II.3.2-1
A gauche, empilement des éléments pour les optiques
d’entrée UV ou VIS. A droite, vue en projection. Positions des
terminaisons de fibres. Schémas (UV-VIS et IR) : W.
Decuyper.
Canal IR
Fig. II.3.2-2
Optique d’entrée pour le canal IR.
II.3.3 Système de filtres
II.3.3.1 Introduction
SOLSPEC est équipé d’un système de filtres situés sur les roues porteobturateurs du pont de lampes et sur les roues à filtres (ou actuateur) insérées
entre les fentes de sortie des spectromètres et les détecteurs.
Les filtres du pont de lampe sont des lames de quartz assurant la
protection des optiques d’entrées contre les rayonnements EUV. Cette protection
64
est nécessaire pour le maintien de la réponse photométrique des spectromètres
devant assurer une mission de plusieurs années.
Les filtres de sortie de chaque spectromètre assurent la réjection des
ordres supérieurs de diffraction et l’atténuation du signal si nécessaire (par
exemple, pour limiter les effets de non-linéarité des détecteurs UV et VIS).
II.3.3.2 Roues porte-obturateurs
Description et fonctionnalités
Deux roues motorisées sont partagées entre les trois spectromètres, l’une
d’elles étant commune aux canaux VIS et IR. Pour chaque canal, 4 positions
sont disponibles : ouverte (O) – obturation (F) – quartz 1 (Q1) – quartz 2 (Q2). La
sélection d’une position est assurée par un système de haute fiabilité. Il utilise
des interrupteurs à lames souples (ILS) activés par des aimants solidaires de la
partie mobile des roues.
Les lames de quartz sont en Suprasil 311 et Infrasil 301 (Hereaus, RFA),
respectivement pour les canaux UV-VIS et IR. Leur diamètre est de 25 mm et
l’épaisseur de 1 mm. La sélection des positions individuelles (O-F-Q1-Q2) est
synchronisée pour les canaux VIS et IR puisqu’elles sont associées à une roue
commune.
Caractérisation radiométrique
Les lames Q1 et Q2 sont redondantes. La position Q1 est sélectionnée
pour les mesures solaires nominales tandis que l’autre lame reste peu exposée
au rayonnement solaire.
Fig. II.3.3.2-1
Mesures des transmissions des lames Q1 et Q2 pour les trois
canaux. Les sources lumineuses utilisées sont les lampes au
deutérium EF 159, FEL 545 & 546 et le corps noir.
Une mesure régulière de leur transmission (ratio Q1/O et Q2/O) est
prévue en orbite. Elle est effectuée à l’aide du signal solaire utilisé comme
65
source lumineuse stable. Son intensité est alors exprimée en unités relatives.
Cette mesure est nécessaire pour caractériser entièrement la perte de réponse
d’un canal SOLSPEC car le signal des lampes internes ne peut être utilisé à
cette fin (cf. § II.2.3). Notons que les étalonnages radiométriques absolus ont été
réalisés au sol avec la position Q1 (cf. § II.6). La transmission initiale des lames
(Q1, Q2) a été mesurée à l’aide de sources lumineuses externes pour les trois
canaux.
II.3.3.3 Roues à filtres
II.3.3.3.1 Introduction
L’ajustement des longueurs d’onde pour l’activation de chaque filtre et la
recherche du facteur d’atténuation nominal constituaient une partie importante de
la remise à niveau de l’instrument. La méthode suivante a été utilisée pour
chaque spectromètre :
1. Détermination des longueurs d’onde de coupure pour éviter les
superpositions de contributions d’ordre 2 ou supérieures.
2. Mesure (provisoire) de la réponse du spectromètre à l’aide d’une lampe
étalonnée en éclairement spectral.
3. Simulation du signal engendré lors de l’observation du Soleil. Le rapport
entre le spectre ATLAS et l’éclairement des lampes étalons a été calculé à
cette fin.
4. Détermination des atténuations pour que le signal ne dépasse pas une
valeur seuil tenant compte de la nature du détecteur.
Les roues à filtres contribuent à la complexité de la mécanique interne de
SOLSPEC (trois des sept moteurs SOLSPEC sont consacrés au positionnement
des filtres). Les détecteurs ne sont pas connectés directement aux fentes de
sortie puisque les roues à filtres sont insérées entre ces composants.
D’importantes précautions ont dû être prises lors de l’intégration et des tests au
sol pour éviter que les détecteurs ne reçoivent de la lumière directe. Les taux de
lumière diffuse auxquels sont exposés les détecteurs ont été étudiés (cf. § II.5.4).
La contribution des filtres est intégrée dans la réponse photométrique de chaque
spectromètre (cf. § II.6). Contrairement aux lames de quartz, les filtres ne doivent
donc pas être précisément caractérisés en transmission spectrale.
II.3.3.3.2 Canal UV
Un actuateur à deux positions est utilisé. Son activation permet de placer
une lame dépolie en Suprasil devant le détecteur. Sa transmission (indicative) a
été mesurée et oscille entre 5 et 15 %. Elle contribue à homogénéiser le signal
sur la photocathode du détecteur UV. Cette configuration est restée inchangée
par rapport à la version SOLSPEC SpaceLab. Les contraintes de temps
imposées pour la livraison du modèle de vol n’ont pas permis de modifier les
mécanismes. Il est démontré ci-dessous que cette configuration à 2 positions est
66
suffisante pour le fonctionnement nominal canal UV. Il n’y a pas de filtre de
réjection d’ordre mais la conséquence de cette absence a été quantifiée.
Activation de la lame dépolie
Il était recommandé de ne pas dépasser 105 coups par seconde (cps/s)
lors d’une mesure solaire pour limiter les effets de non-linéarité du détecteur. La
méthode décrite précédemment a été appliquée pour déterminer la plage
spectrale d’activation de la lame dépolie. Après intégration des éléments du
modèle de vol du canal UV (y compris l’empilement des optiques devant la fente
d’entrée), les lampes au deutérium et à filament de tungstène 1000 W
étalonnées au NIST (EF165 et F545) ont été utilisées.
Fig. II.3.3.3.2-1 A gauche, actuateur UV à deux positions pour l’insertion d’un
quartz dépoli (Suprasil) devant le détecteur. A droite,
simulation du signal solaire (étalonnages EF165 et F545).
On observe qu’un signal solaire peut déjà atteindre 104 cps/s dès 200 nm.
Aucune extinction ne survient avant la fin de la plage spectrale mesurable par le
canal UV (371 nm). Le signal est supérieur à 105 cps/s entre 217 et 320 nm. Le
filtre UV doit être actif sur cette plage. L’atténuation induite permet de limiter le
signal maximum sous le seuil fixé (105 cps/s) sans filtre neutre additionnel. Une
exception prévaut pour la plage comprise entre 289 et 297 nm, zone de réponse
maximale où ce seuil est localement dépassé.
Une alternative a été étudiée. Elle consistait à ne pas activer le filtre UV
avant 263 nm car le signal solaire se maintient entre 105 et 2 105 cps/s entre 217
et 263 nm (sauf localement vers 245 nm). Cependant, le gain en terme de
rapport signal à bruit aurait pu être contrebalancé avec une correction de nonlinéarité plus importante (~22 % à 2 105 cps/s, cf. § II.5.3.2). La décision a été
prise de disposer des deux courbes de réponse absolues entre 217 et 263 nm,
avec et sans activation du filtre UV (cf. § II.6.4).
67
Analyse de l’ordre 2
Lors des étalonnages à la pression atmosphérique, il est impossible
d’observer une contribution de l’ordre 2 du fait de l’absorption par l’oxygène
moléculaire vers 185 nm. Aucun terme de correction ne devait donc être pris en
considération lors de la détermination de la courbe de réponse (cf. § II.6.4). En
revanche, le problème se pose dès 310 nm (2 x λcoupure du Suprasil) pour toute
mesure effectuée sous vide. L’impact de l’ordre 2 a été déduit de comparaisons
de mesures air - vide avec une lampe au deutérium. Les résultats montrent que
le taux maximum (pour un signal incident de 104 cps/s à l’ordre 1) est voisin de
12 cps/s, générés vers 165 nm. A partir de ce résultat, il a été possible de
caractériser l’ordre 2 d’une mesure solaire (ci-dessous à droite). On constate que
la contamination par l’ordre 2 reste négligeable. Elle est inférieure à 0,027, 0,15
et 0,4 % respectivement à 350, 360 et 370 nm.
Fig. II.3.3.3.2-2 A gauche, estimation de l’intensité à l’ordre 2 pour un signal
de 104 cps/s à l’ordre 1. A droite, comparaison entre les
intensités des ordres 1 et 2 lors d’une mesure solaire.
Avec une lame de quartz dépolie unique (composant optique stable et
résistant), les critères d’atténuation du signal et de réjection de l’ordre 2 ont donc
été satisfaits pour les mesures solaires.
II.3.3.3.3 Canal VIS
Le canal VIS dispose d’une roue à filtres à quatre positions, notées VIS1 à
VIS4. Les mécanismes sont inchangés par rapport à la version SOLSPEC
SpaceLab. La sélection d’une position est également assurée par un système
d’ILS (Interrupteurs à lames souples).
68
Fig. II.3.3.3.3-1 Roue à filtres VIS à 4 positions. On distingue la position
ouverte du filtre VIS1 ainsi que les interrupteurs ILS.
Compte tenu de l’extrême sensibilité du détecteur VIS et du flux intense
de photons, une atténuation du signal à 105 cps/s pour une mesure solaire a été
nécessaire pour la majeure partie de la plage spectrale centrale du canal VIS.
Simulation du signal solaire
La méthode d’analyse décrite précédemment a été appliquée. La
simulation du signal solaire a été réalisée avec un étalon secondaire en
éclairement spectral (source au tungstène du type FEL de puissance 1000 W).
Pour les plages spectrales (285-536 et 793-908 nm), la simulation a été
effectuée sans filtre. Ainsi, le rapport signal à bruit a pu être amélioré pour les
plages de faible réponse de l’instrument (vers 300 et 900 nm). Pour la plage 793908 nm, un filtre passe-haut externe (Schott GG550) a été utilisé pour couper
l’ordre 2. Un terme de correction lié à sa transmission (0,905) a été pris en
compte dans la simulation.
Fig. II.3.3.3.3-2 Simulation du signal solaire pour un canal VIS sans filtre
neutre. Source étalon : F545. Spectre de référence : ATLAS
3. A droite, plage 285-536 nm en échelle linéaire. Une
atténuation sur plusieurs décades est nécessaire dès 300 nm.
69
On observe une augmentation de signal couvrant 6 décades entre 285 et
430 nm. Le plateau à partir de 450 nm est précédé d’une relative stabilisation
entre 365 et 410 nm. La simulation en dessous de 285 nm n’a pas été
accessible, le signal des sources étalons utilisées étant trop faible.
Pour la plage spectrale centrale (de 450 à 750 nm), la stratégie était
différente. Les simulations ont été réalisées avec la roue à filtres maintenue dans
l’ancienne configuration de SOLSPEC ATLAS pour ne pas être perturbées par
l’ordre 2 ni surexposer le détecteur. Après analyse, une conversion de densité
optique a été calculée pour s’adapter à la nouvelle sensibilité du canal VIS
(configuration SOLAR SOLSPEC) et les filtres neutres ont ensuite été
remplacés. Le résultat est illustré ci-dessous à droite. Cette simulation du signal
solaire après intégration des nouveaux filtres montre la limitation du signal
obtenue autour du seuil de 105 cps/s entre 450 à 750 nm.
Fig. II.3.3.3.3-3 A gauche, signal F545 après intégration des filtres neutres
pour la mission SOLAR (positions VIS3 et VIS4). A droite,
simulation du signal solaire pour ces mêmes plages. La
limitation du signal à ~1 105 cps/s a été obtenue.
Définition des filtres VIS
La détermination des combinaisons de filtres neutres et de réjection
d’ordre a pu être finalisée grâce à ces simulations. Les résultats sont résumés cidessous. La discussion détaillée est reportée en Annexe D.2.
70
Filtre VIS1
La position VIS1 est maintenue ouverte (OD = 0,0) jusqu’à 302 nm où le
seuil de 105 cps/s est atteint. Il n’y a pas de contamination d’ordre 2 car 302 nm
représente environ deux fois la longueur d’onde de coupure du quartz.
Filtre VIS2
La plage spectrale VIS2 s’étend jusqu’à 410 nm. Un filtre neutre (OD =
2,2) limite le signal entre 365 et 410 nm au seuil fixé. Aucun filtre de réjection
d’ordre n’est intégré car le détecteur est équipé d’une fenêtre Corning 7056 dont
la longueur d’onde de coupure est voisine de 210 nm.
Filtre VIS3
La plage spectrale VIS3 s’étend de 410 à 685 nm. Un filtre neutre de
densité optique 2,7 limite le signal du plateau 450 - 550 nm à 105 cps/s. Le filtre
de réjection d’ordre est centré (50 % de transmission) sur 374 nm. Sa longueur
d’onde de coupure est certifiée vers 345 nm. Elle garantit l’absence d’ordre deux
jusqu’à ~ 690 nm.
Filtre VIS4
Un filtre atténuateur de densité optique égale à 1,7 est nécessaire. Le
filtre additionnel de réjection d’ordre est centré sur 511 nm. Sa coupure certifiée
vers 465 nm garantit l’absence d’ordre deux pour l’intégralité de la plage VIS4.
Configuration idéale d’un système de filtres
Pour les positions VIS2 et VIS4, la densité optique constante des
atténuateurs a engendré une réduction inappropriée mais inévitable du signal
pour les plages spectrales inférieures à 365 nm (VIS2) et supérieures à 728 nm
(VIS4).
Fig. II.3.3.3.3-4 Modélisation de densités optiques variables pour les filtres
VIS2 et VIS4. Le signal solaire aurait été maintenu à 105
cps/s entre 302 - 365 nm et 728 - 834 nm.
Pour y remédier, une densité optique variable a été modélisée en fonction
de la longueur d’onde. Pour une mesure solaire, ces profils de densité (ci71
dessus) seraient parvenus à maintenir le signal à 105 cps/s pour des plages
spectrales plus étendues qu’une mesure avec filtre neutre, englobant les
nouvelles zones 302 - 365 nm et 728 - 834 nm.
Une étude spécifique pour fabriquer ces filtres spéciaux VIS2 et VIS4 a
été réalisée en collaboration avec la société REOSC (France). La phase
industrielle de développement et la qualification spatiale requise n’ont pu aboutir
compte tenu des contraintes imposées par les délais de livraison de SOLSPEC.
En conséquence, les filtres de densités optiques constantes ont été maintenus
pour les positions VIS2 et VIS4.
Précautions contre les résonnances entre faces parallèles
Lors de l’empilement de telles combinaisons de filtres, une résonance
peut survenir entre deux surfaces parallèles, réfléchissantes et très proches l’une
de l’autre (cavité de Fabry-Pérot accidentelle). Des difficultés sont survenues
pendant l’intégration de l’instrument SOLSPEC et ont été corrigées (voir Annexe
D.2).
II.3.3.3.4 Canal IR
Le canal IR dispose d’une roue à filtres à trois positions (F-IR1, F-IR2 et
F-IR3), héritage de la version SOLSPEC SpaceLab.
Fig. II.3.3.3.4-1 Roue à filtres IR à trois positions.
Simulation du signal solaire
Il était possible d’étendre considérablement le recouvrement spectral
entre les plages des canaux VIS et IR car pour le nouveau détecteur PbS de
SOLAR SOLSPEC, l’extinction de la réponse a été observée à 540 nm lors des
tests d’intégration. Il a été demandé de garantir une mesure non contaminée par
l’ordre deux jusqu’à 3 µm. Après la mise en service de la nouvelle électronique,
une simulation du signal solaire a été effectuée pendant l’intégration à l’aide
d’une lampe du type FEL (1000 W). Elle a montré qu’il n’y avait aucun risque de
saturation du gain le moins sensible (voie de mesure IR1) pour la nouvelle
résolution spectrale (voisine de 8 nm en moyenne). Aucun filtre atténuateur n’a
72
donc dû être utilisé. La fonction de la roue à filtre IR est limitée à la réjection de
l’ordre deux.
Définition des filtres IR
La discussion détaillée est reportée en Annexe D.2. Les résultats sont les
suivants.
Filtre F-IR1
Cette position de filtre a été équipée d’un filtre passe-haut (50 % de
transmission à 511 nm) éliminant le rayonnement UV-VIS indésirable et
compatible avec la coupure du détecteur PbS (540 nm). L’ordre deux a été
bloqué jusqu’à 930 nm. La plage F-IR1 a été limitée à 902 nm.
Filtre F-IR2
La plage d’activation est définie entre 902 et 1690 nm. On a sélectionné
un filtre passe-haut centré à 895 nm. Sa longueur d’onde de coupure (855 nm) a
éliminé l’ordre 2 jusqu’à 1710 nm.
Filtre F-IR3
On a sélectionné un filtre passe-haut centré à 1639 nm. Sa longueur
d’onde de coupure (1510 nm) a garanti l’absence d’ordre 2 jusqu’à 3 µm.
Pendant l’intégration, il est apparu (en fonction du débattement angulaire des
réseaux et de la position de la butée de fin de course du chariot) que la limite de
l’échelle de longueur d’onde du canal IR était de 3,277 µm. Bien que le
spectromètre et le détecteur PbS soient fonctionnels jusqu’à cette limite, le signal
solaire en orbite n’est plus réellement détectable au-delà de 3,2 µm environ. Au
sol, la limite de détection du signal du corps noir était voisine de 3,1 µm. La plage
spectrale extrême (3,088 – 3,277 µm) n’était donc pas étalonnable, contaminée
de plus par l’ordre deux, bien que celui-ci ne se manifestait clairement qu’à partir
de 3,23 µm comme le montre la Figure de la page suivante :
73
Fig. II.3.3.3.4-2 Mesure solaire en orbite (ISS, 16 novembre 2009). Signal
(volts digitaux, courant d’obscurité soustrait) de la voie de
mesure IR3. Présence de l’ordre 2 à partir de 3,23 µm.
Conclusions
Pour le canal IR, les critères de réjection de l’ordre deux ont été assurés
pour une mesure solaire jusqu’à 3,088 µm coïncidant avec la limite spectrale de
détection du signal corps noir.
II.3.4 Contribution au logiciel de vol
Une contribution a été fournie pour le logiciel de vol. L’objectif a consisté à
garantir des performances optimisées en orbite pour l’ensemble des acquisitions
nominales (lampes et mesures solaires) associées aux 7 modes (cf. § II.2.5.1).
L’optimisation des valeurs par défaut du tableau de paramètres fut d’une
importance primordiale pour atteindre les objectifs scientifiques de la mission
SOLAR SOLSPEC. Ce travail a été réalisé pendant l’intégration et la
caractérisation radiométrique de SOLSPEC. Les groupes de paramètres
concernant les modes solaires et les étalonnages par les lampes internes (M1 et
M2) sont décrits en Annexe C.2. D’autres paramètres plus techniques, associés
aux modes M4 à M7 (criss-cross, courant d’obscurité, …) ont également été
ajustés.
74
II.4 Tests environnementaux
Après l’intégration des éléments internes, des tests ont été réalisés pour
la qualification spatiale de SOLSPEC. Il a fallu démontrer que l’expérience
fonctionnait sous vide, dans une large plage de température (-15 à 30 °C) et
pouvait maintenir son intégrité malgré les vibrations transmises lors de la mise
en orbite. SOLSPEC ne devait pas être susceptible à des niveaux bien définis de
perturbations électromagnétiques et ne devait pas perturber son environnement
direct. Peu de mesures optiques ont été associées à ces phases plus techniques
de qualification de l’instrument. Elles sont résumées ci-dessous ou reportées en
annexe.
II.4.1 Tests en vibrations
SOLSPEC a été testé en vibrations selon un spectre composite appliqué
le long des 3 axes 1x, 1y et 1z pour des accélérations généralement supérieures
à 15 g. On distingue le niveau de qualification et le niveau d’acceptance. Ils
diffèrent d’un facteur 2 en intensité (3 dB). Après les tests, l’inspection de
l’instrument et une analyse des fréquences propres ont permis de juger la
robustesse de la mécanique interne. Les mesures radiométriques utilisant les
lampes internes, effectuées avant et après chaque axe ont complété l’analyse
aux plans optique et électronique (fonctionnement nominal). La stabilité des
lampes a été vérifiée conjointement. Les tests pour SOLSPEC ont été
concluants. Aucune dégradation n’a été observée. SOLAR SOLSPEC a été
qualifié en vibrations. Les résultats sont repris en Annexe D.3 pour les trois types
de lampes.
II.4.2 Tests CEM et de vide thermique
L’instrument SOLAR SOLSPEC a satisfait à ces tests. Un résumé
est repris en Annexe D3.
75
II.5 Caractérisation radiométrique
II.5.1 Etalonnage du PSD
L’étalonnage angulaire du PSD (Position Sensitive Device) a permis
d’obtenir par une démarche expérimentale la correspondance entre la
coordonnée angulaire (θ,ϕ) d’une source lumineuse et la position (x,y) du
photocentre de son image focalisée sur le détecteur. Ces positions ont été
calculées comme suit.
I −I
I −I
y = ky. 1 3
x = kx. 2 4
(II.5.1 -1)
I1 + I 3
I2 + I4
où (I1, I2, I3 et I4) sont les quatre photocourants du détecteur et Kx et Ky sont des
facteurs d’échelle et de conversion d’unité.
Les coordonnées angulaires sont relatives et sont déterminées par rapport
à l’axe optique du module PSD. Cet axe a été défini comme la normale au plan
de référence de la monture mécanique (cf. Figure II.2.1.1-1). La détermination de
la relation (θ,ϕ) → (x,y) prend en compte tous les facteurs de distorsion. Ils
comprennent :
- les non-linéarités spatiales du détecteur (effet de barillet, …),
- les aberrations résiduelles de l’optique,
- une erreur d’intégration des lentilles (biais angulaire entre l’axe optique du
triplet de Cook et l’axe de symétrie cylindrique du module),
- un déplacement latéral engendré par le filtre (lames parallèles),
- les biais du détecteur
On peut définir un biais angulaire pour le détecteur si son axe (normale à
la surface du silicium) est gauche par rapport à l’axe optique du module, et un
biais en translation si le centre du détecteur est décalé par rapport à cet axe
optique. La relation obtenue (θ,ϕ) → (x,y) est faiblement non-linéaire grâce aux
distorsions très limitées du PSD et de l’optique. En théorie, le PSD modèle
S2044 a une détectabilité d’un déplacement minimum de 0,6 µm (dans la zone
centrale). L’erreur absolue de positionnement est de l’ordre de 40 µm (au centre)
pour les coordonnées (x,y).
Etalonnage angulaire du module PSD modèle de vol
L’étalonnage a été réalisé face au Soleil sur la plateforme d’observation
de l’IASB. Un montage (cf. § II.2.1.2.2) a permis d’échantillonner un dépointage
du module PSD. La technique d’étalonnage consistait à déterminer la
correspondance (x,y) = F(θ,ϕ). Elle a été effectuée à deux résolutions
différentes (précision d’une minute d’arc).
- Champ de vue total : grille de -6° à 6° par incré ment de 2°.
- Champ de vue central : grille de -3° à 3° par inc rément de 1 °
76
Un étalonnage complet aurait consisté en une détermination précise de la
fonction F(θ,ϕ) par interpolation linéaire sur les points expérimentaux (figure
quadrangulaire) suivi d’un processus d’inversion, la fonction F-1 permettant dan s
ce cas de retrouver la position angulaire du Soleil.
(θ , ϕ ) = F −1 ( x , y )
(II.5.1.2-1)
En pratique, un coefficient d’étalonnage linéaire a suffi et est actuellement
appliqué lors des mesures en orbite. Il est exprimé en minute d’arc par mm.
Exemple de matrice d’étalonnage du PSD obtenue pour un échantillonnage de 6° à +6° et de -3° à +3°. Elle confirme le bon régl age en rotation du détecteur
lors de son intégration (cf. § II.2.1.2.2) car les axes de dépointage utilisés
correspondaient au report des axes de la CPD (XCPD, YCPD) sur la structure
métallique du module PSD.
Fig. II.5.1.2-1
Matrice d’étalonnage du module PSD. Positions observées de
l’image du Soleil selon un dépointage allant de -6° à +6° par
pas de 2°, et de -3° à +3° par pas de 1.
Le dépointage manuel était référencé par rapport au pointeur solaire
automatique de l’IASB (modèle INTRA, BRUSA, Suisse) dont la stabilité (~5
minutes d’arc) a contribué à l’incertitude de l’étalonnage.
Une mesure complémentaire d’étalonnage a été réalisée au laboratoire
après intégration du module PSD. Un faisceau laser étalé (He-Ne 543,5 nm) a
été utilisé (car le filtre BG18 est toujours transparent à cette longueur d’onde).
Deux grilles d’étalonnage de -4,5° à +4,5° par pas de 1.5° et de -2,5° à 2,5° par
pas de 0,5° ont été mesurées. Pour le laser (ou pou r une autre source lumineuse
du type FEL), le signal peu intense n’a pu être exploité pour obtenir un
étalonnage de précision. Néanmoins, une information partielle a pu être collectée
pour la détermination de paramètres internes tels qu’un désalignement résiduel
du module PSD consécutif à son intégration dans SOLSPEC (cf. § III.1.1).
77
Pour l’approximation linéaire, le coefficient de conversion utilisé est de
221 minutes d’arc par mm. Le rapport signal à bruit permet une détection d’un
déplacement angulaire de l’ordre de la minute d’arc.
II.5.2 Etalonnage en longueur d’onde
L’étalonnage en longueur d’onde doit permettre de déterminer la longueur
d’onde du faisceau émergent d’un monochromateur en utilisant la motorisation
de la vis micrométrique. La chaîne mécanique associe le moteur aux réseaux par
l’intermédiaire de la vis, des chariots, du levier et du cylindre support de réseaux
(cf. § II.1.1). L’étalonnage a été établi par la connaissance de la forme analytique
de la loi de dispersion, puis renforcé par une démarche expérimentale.
II.5.2.1 Loi de dispersion
Loi fondamentale
Les réseaux SOLSPEC fonctionnent par réflexion et sont concaves. Ils
sont constitués d’une série de traits imprimés sur leur surface par un procédé
holographique agissant comme des sources lumineuses secondaires. Les traits
engendrent une périodicité dans la diffraction du faisceau. Le pas du réseau d
est défini comme étant la distance de séparation de deux traits.
Définissons en général deux rayons l1 et l2 d’une onde plane
monochromatique éclairant un réseau plan selon un angle d’incidence α. D1 et
D2 sont les rayons diffractés sous un angle β.
Faisceau diffracté
D2
D1
I2
β
α
d
Faisceau incident
I1
β
α
Réseau plan
Fig. II.5.2.2-1
Schéma de principe pour le fonctionnement d’un réseau de
diffraction. En rouge : différence de chemin optique entre les
rayons 1 et 2.
Une interférence constructive est observée dans la direction angulaire β
lorsque la différence de chemin optique correspond à un multiple de la longueur
78
d’onde λ du faisceau. On en déduit l’équation fondamentale de diffraction,
relation (pour un ordre n donné) entre α, β et la longueur d’onde.
sin α + sin β = n
λ
avec n = …-2, -1, 0, 1, 2, …
d
(II.5.2.1-1)
Pour un monochromateur SOLSPEC, le faisceau incident divergeant est
diffracté et focalisé par le réseau concave dans le plan d’une fente de sortie. Un
angle constant de déviation égal à β - α est ainsi défini. Il est sous-tendu par les
milieux des fentes et par le sommet du réseau. Les angles (α,β) sont définis par
rapport à la normale au réseau en son sommet. La rotation du réseau fait défiler
le spectre à hauteur de la fente de sortie. Une mesure spectrale n’est donc pas
instantanée. L’étalonnage en longueur d’onde d’un canal SOLSPEC a consisté à
établir la relation λ(α) à l’ordre 1 entre la position angulaire du réseau et la
longueur d’onde émergente. Plus communément, il a fallu établir la relation
existant entre l’incrément p et l’angle α pour obtenir la loi de dispersion λ(p).
Loi de dispersion spécifique à l’instrument SOLSPEC
Pour un double monochromateur dont l’alignement optique a été optimisé,
une longueur d’onde émerge de manière synchrone par la fente intermédiaire et la
fente de sortie. La forme analytique de la loi de dispersion a été développée sous
forme d’une composition de fonctions.
λ ( p ) = (h o g o f )( p )
(II.5.2.1-2)
La variable L décrit la position (en mm) du chariot le long de la vis micrométrique
selon les conventions suivantes :
(2)
(2)
(1)
(3)
(2)
(1)
(3)
L= 0
L<0
Levier perpendiculaire
à la vis
Levier orienté vers le
bas
Fig. II.5.2.1-3
(1)
(3)
L>0
Levier orienté vers le
haut
Face latérale des spectromètres SOLSPEC. Conventions de
signe pour la variable L associée au déplacement linéaire du
chariot. Levier (1), vis micrométrique (2) et chariot (3).
Fonction L = f(p)
La fonction f reliant les variables L et p est linéaire. On a obtenu :
79
L = f ( p) =
( p − p0 )
k
(II.5.2.1-3)
Avec : p0 = incrément moteur amenant le levier perpendiculairement à la vis (L = 0
en p0). La valeur du paramètre p0 a été déduite expérimentalement.
k = nombre d’incréments moteur pour une translation de 1 mm du chariot.
Le moteur couplé au réducteur réalise 1584 pas (48 x 33) pour un tour
de vis correspondant à une translation de 3 mm : k = 528 pas.mm-1.
Fonction α = g(L)
La fonction g relie la variable L à l’angle α définit ci-dessus. Cette fonction
est gouvernée par le couplage mécanique entre la vis micrométrique et le
cylindre support de réseaux (par l’intermédiaire du levier).
L
r
α = g ( L) = arcsin( ) + ∆r
(II.5.2.1-4)
Avec : r = longueur du levier (101,5 mm).
r
Le terme ∆r décrit le décalage angulaire permanent entre l’axe de symétrie du
système levier - cylindre et le plan tangent des premiers réseaux UV, VIS et IR en
leur sommet. Lorsque le levier est perpendiculaire à la vis micrométrique, les
premiers réseaux ne sont pas perpendiculaires aux axes optiques des
spectromètres SOLSPEC. Ce décalage ∆r vaut 12 degrés pour les canaux UV et
IR et 5 degrés pour le canal VIS.
Face latérale de SOLSPEC
Chariot
Levier
VIS : ∆r = 5°
Levier
UV-IR : ∆r = 12°
Axe de symétrie
du levier
Décalage angulaire : ∆r
Fig. II.5.2.1-4
Angle γ
Vis micrométrique
A gauche, décalage angulaire ∆r entre l’axe de symétrie du
levier et les premiers réseaux UV, VIS et IR. A droite, relation
sinusoïdale entre la rotation du système levier - cylindre alésé
et la position du chariot.
80
L’équation (II.5.2.1-4) dérive du mécanisme de ‘compensation du sinus’. En effet,
le déplacement du chariot varie comme le sinus de l’angle de la rotation du
système levier - cylindre et donc :
L = r sin γ avec γ = α − ∆r
(II.5.2.1-5)
Fonction λ = h(α)
La fonction h relie la variable α à la longueur d’onde λ et correspond à la
loi fondamentale de dispersion d’un réseau. A l’ordre 1, on utilise :
sin α + sin β = ηλ
(II.5.2.1-6)
Le paramètre η correspond au nombre de traits du réseau par unité de longueur :
3600 mm-1, 1281 mm-1 et 353,83 mm-1 respectivement pour les canaux UV, VIS
et IR. Sachant que l’angle de déviation β-α est constant, cette équation devient :
λ = h(α ) =
(1 + cos ρ )
η
sin α +
sin ρ
η
cosα
(II.5.2.1-7)
Avec : ρ = β - α. Pour SOLSPEC, cet angle vaut respectivement 38° 42 ‘, 38° 41’
30″ et 19° 37’ 26 ″ pour les canaux UV, VIS et IR.
Fonction composée hogof
La combinaison des équations (II.5.2.1-3) et (II.5.2.1-4) donne :
( g o f )( p) = α ( L( p)) = arcsin(
p − p0
) + ∆r
kr
(II.5.2.1-8)
Par ailleurs, l’équation (II.5.2.1-7) peut également s’écrire :
1
λ = (sin α + sin(α + ρ )) =
η
2 cos
ρ
2 sin(α + ρ )
η
2
(II.5.2.1-9)
En combinant ces 2 équations, on obtient une fonction sinus à 4 paramètres :
λ ( p ) = a sin( b + arcsin( cp + d ))
(II.5.2.1-10)
Cette équation représente la forme analytique exacte de la relation λ(p). Les 4
paramètres (a,b,c,d) de l’équation sont eux-mêmes reliés aux 6 paramètres optomécaniques fondamentaux (k, r, p0, η, ρ, ∆r) décrivant le fonctionnement d’un
spectromètre SOLSPEC :
81
ρ
2 cos( )
ρ
2
a≡
+ ∆r
, b≡
η
2
,
c≡
1
kr
et
d ≡−
p0
kr
(II.5.2.1-11)
Avec (a,λ) en nanomètre, b en radian, c en pas-1 et d en unité relative. La nature
de la non-linéarité des lois de dispersion a été établie. Elle correspond à un
segment de la fonction sinus situé sur le premier quart de période. En effet, en
considérant les valeurs (a0,b0,c0,d0) déduites des plans SOLSPEC ou de
mesures (pour p0), on obtient pour la fonction normalisée λ(p)/a0 :
SOLSPEC UV-VIS-IR
Fontion λ(p) normalisée par a0
Localisation précise des segments
de la fonction sinus
SOLSPEC UV-VIS-IR
Fontion λ(p) normalisée par a0
Segment du sinus :
sin(b0+arcsin(c0p+d0)) = λ(p)/a0
Localisation des segments
pour les spectromètres UV, VIS et IR
de la fonction sinus
0.0
π/2
-1.0
π
3π/2
2π
λ(p)/a0 UV : (0.2940 → 0.7487)
λ(p)/a0 VIS : (0.1586 → 0.6275)
0.9
0.8
sin(x)
λ(p)/a0 UV+VIS+IR
0.5
-0.5
1.0
0.6
0.5
0.4
Absc. UV :
(0.2985 → 0.8462)
0.3
Domaine de définition :
(b0+arcsin(c0p+d0))
0.2
pour : p = 0 → 27100
spectromètres UV, VIS et IR
0.1
Absc. VIS : (0.1593 → 0.6783)
Absc. IR : (0.1096 → 0.6007)
0.0
Abscisse X (radian)
Sinus(X)
λ(p)/a0 IR : (0.1094 → 0.5652)
0.7
Sinus (X)
Sinus(x)
1.0
Sinus(X)
Segment UV
Segment VIS
Segment IR
0.0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
0.8
0.9
1.0
Abscisse X (radian)
Fig. II.5.2.1-5
A gauche, localisation du domaine de définition de la loi de
dispersion normalisée sin(b0+arcsin(c0p+d0)) = λ(p)/a0 pour
les spectromètres SOLSPEC. A droite, localisation précise
des segments de la fonction sinus pour les trois canaux.
Une analyse des plages de fonctionnement a également démontré que la
non-linéarité de la fonction λ(p) n’était pas la même pour les trois spectromètres
SOLSPEC (ci-dessus à droite). Elle est plus prononcée pour le spectromètre UV
par rapport aux spectromètres VIS et IR puisque la fonction sin(x) est proche de
x au voisinage de 0.
Dispersion angulaire
La dérivée de la fonction α(p) (cf. II.5.2.1-8) fournit l’expression de la
dispersion angulaire :
dα
c
=
(II.5.2.1-11)
dp
1 − (c. p + d ) 2
On a obtenu une expression indépendante des paramètres spécifiques à chaque
monochromateur (concentrés dans les paramètres a et b) puisque les réseaux
sont solidaires d’un support mécanique unique (le cylindre alésé). Les deux
paramètres (c,d) ne concernent que le moteur, la vis et le levier.
82
Loi de dispersion sous vide
Lors du passage sous vide, les fréquences des ondes lumineuses sont
inchangées mais les longueurs d’ondes changent. Pour une position angulaire
donnée du réseau, la différence de chemin optique produisant les interférences
constructives reste la même sous vide. Seules les fréquences associées aux
longueurs d’onde kλ sont modifiées. Ainsi, le sommet d’une raie spectrale de
fréquence υ observée en (p0, λ0) au sol est déplacé en (p1, λ1) sous vide. Ces 2
couples de points vérifient la loi de dispersion λ(p) (II.5.2.1-10) gouvernée par
des paramètres (a,b,c,d) inchangés. On vérifie cependant que λ0/λ1 = 1/n où n
est l’indice de réfraction de l’air (Ciddor, 1996), et λ1 = c/ν, où c est vitesse de la
lumière.
II.5.2.2 Démarche expérimentale
L’étalonnage a dû être complété par une démarche expérimentale
exploitant des mesures de raies spectrales. Un étalonnage de haute précision ne
pouvait pas reposer sur les seules valeurs théoriques des paramètres
(a0,b0,c0,d0) qui, de plus, pouvaient légèrement différer de la réalité suite aux
procédures d’intégration et d’alignement des composants optiques et
mécaniques de SOLSPEC.
La démarche a consisté en une régression non-linéaire de la loi théorique
pour des points expérimentaux {pi,λi} afin de déduire les valeurs optimisées des
paramètres (a1,b1,c1,d1). Un catalogue d’environ 200 raies UV-VIS émises par les
éléments Hg, Zn, Cd, He, Ar et Cu (lampes spectrales externes) a été enregistré.
Dans l’infrarouge, les ordres successifs des lasers He-Ne à 543,5 nm, 594,1 nm,
612,0 nm, 632,8 nm et 1523 nm ont été exploités.
Définition d’un critère de centrage d’une PSF
La mesure d’une raie spectrale est le produit de convolution entre la raie
d’émission d’un élément et la fonction de fente (cf. § II.5.6). Pour une largeur
naturelle très petite par rapport à la résolution spectrale d’un monochromateur,
cette mesure est assimilable à la détermination de la fonction de fente, nommée
PSF (Point Spread Function). Ce terme sera utilisé par la suite pour désigner la
mesure d’un profil d’une raie d’émission.
Certaines PSF assignées à une raie d’émission λi présentent une
asymétrie. Un critère d’attribution d’un incrément moteur pi a été défini. Le
sommet décentré de la PSF ne constitue plus un choix objectif. Il a été remplacé
par le concept de la médiane où l’abscisse pi attribuée à ‘λi‘ divise l’intégrale du
profil de cette PSF en deux parts égales. Cette opération correspond à une
équipartition de l’énergie de la raie. Pour affiner l’analyse de l’asymétrie, un
vecteur d’incréments moteur médians a été calculé pour chaque PSF. Il était
associé aux valeurs de la médiane obtenues pour un profil de PSF
progressivement tronqué de bas en haut, de 0 à 100 % de sa hauteur. Un
exemple d’analyse pour la raie He I à 447,15 nm est reproduit ci-dessous.
83
Fig. II.5.2.2-1
Détermination d’un incrément moteur pi associé à une raie λi.
Exemple pour la raie He I à 447,15 nm. Méthode de la
médiane pour une PSF asymétrique. A gauche, profil de la
PSF. A droite, incrément moteur médian du profil de la PSF
progressivement tronqué de bas en haut.
IR
1000
+++
++
+
+
++
+
++ +
+
++ +
+++
VIS +++++ + + +
++
++++++++
+
+
+
+
+
+
+
+
+++++
+
+
+
++
++++++
+++++
UV+ ++ +
+++++
+
+
+
+ ++++ +
++++
++ +++++ +
+
+
+
+
++++++
++ +
+ +++
100
Longueur d'onde (nm)
Les valeurs stables de pi obtenues pour une troncature limitée à 30 % de la
hauteur ont démontré la bonne symétrie du pied de la PSF. Après l’analyse des
PSF les plus significatives du catalogue, on a obtenu la couverture suivante pour
les plages spectrales des trois spectromètres.
0
5000
10000 15000 20000 25000
Incrément moteur
Fig. II.5.2.2-2
Répartition des raies spectrales enregistrées pendant la
caractérisation des canaux UV, VIS et IR.
Une régression non-linéaire (méthode de Levenberg-Marquardt) a été
effectuée (Marquardt, 1963) pour les trois canaux en s’appuyant sur ces points
expérimentaux {pi,λi}. Un exemple d’application pour le canal UV est présenté en
Annexe E.3. Les valeurs obtenues pour les paramètres (a1,b1,c1,d1) sont
résumées ci-dessous. L’incertitude des échelles de longueurs d’onde est
analysée au paragraphe II.7.
84
Paramètre
a1 (nm)
b1 (radian)
c1 (pas-1)
d1 (sans unité)
Tableau II.5.2.2-1
Canal UV
Canal VIS
2
Canal IR
3
3
5,13114616 10
1,54866052 10
5,62902763 10
0,55294950
0,47730333
0,37721509
-5
-5
-5
1,89045715 10
1,73787408 10
1,84769911 10
-0,25981720
-0,32182967
-0.25905565
Paramètres (a1,b1,c1,d1) obtenus pour les 3 canaux.
Discussion
L’étalonnage en début et fin de plage spectrale est d’une grande
importance pour les trois canaux et les plages de recouvrement UV-VIS et VISIR. Seul le canal VIS a présenté un déficit de raies en début de plage spectrale.
Pour le canal UV entre 155 à 185 nm, l’absence de raies spectrales enregistrées
sous vide peut présenter un inconvénient. Cependant, une étude (réalisée pour
le canal IR) a démontré qu’entre l’échelle de longueurs d’onde réelles en début
ou fin de plage spectrale et l’extrapolation obtenue par la loi dispersion (II.5.2.110), la divergence reste naturellement faible compte tenu des capacités
prédictives de cette loi. L’extrapolation obtenue pour la plage UV est donc
acceptable.
Les échelles de longueurs d’onde peuvent être affinées lors de mesures
solaires en orbite. La méthode consiste à comparer la position enregistrée des
raies de Fraunhofer par rapport à un spectre solaire de référence (Kurucz et Bell,
1995). Un logiciel développé à l’IASB permet d’ajuster les échelles par de très
fines translations et distensions (méthode de correction ‘shift & stretch’) de
manière à faire coïncider les raies observées avec leur position dans le spectre
de référence. Tous les termes d’erreur résiduels sont alors corrigés
simultanément. Cette procédure doit être appliquée systématiquement. Ce travail
constituera la suite immédiate de la thèse. L’objectif est d’amener le résidu de
l’étalonnage en longueur d’onde à une valeur minimale de 0,01 ou 0,02 nm.
Cohérence de la dispersion angulaire.
La régression non-linéaire devrait maintenir la cohérence d’une dispersion
angulaire identique pour les 3 canaux, c’est-à-dire des valeurs identiques de
paramètres (c,d). Cependant, les meilleures déterminations des lois de
dispersion sont obtenues en ajustant les valeurs des 4 paramètres (a,b,c,d) lors
de la régression. Dans ce cas, les valeurs (c1,d1) ne sont plus identiques pour les
3 canaux. Puisque la fonction principale de ce protocole d’étalonnage est de
fournir une échelle de longueurs d’onde de haute précision pour les mesures
solaires, nous avons jugé préférable de réaliser la régression à partir des 4
paramètres, au détriment de la cohérence de la dispersion angulaire.
85
II.5.3 Détermination des non-linéarités des
détecteurs
II.5.3.1 Introduction
Une chaîne de détection linéaire vérifie une proportionnalité entre
l’éclairement incident et sa conversion en signaux électroniques. Dans le cas
contraire, un terme de correction relatif Clin(S,λ) doit être appliqué. Il représente
le rapport entre le signal linéaire souhaité et le signal non-linéaire réel du
système. Cette fonction peut dépendre de la longueur d’onde λ et de l’intensité S
du signal. Pour SOLSPEC, elle a été déterminée lors de la caractérisation
radiométrique de l’instrument. Sa connaissance a été essentielle pour exploiter
les mesures en orbite étant donnée la différence d’éclairement entre le Soleil et
les étalons en éclairement spectral utilisé au sol.
La stratégie générale d’une mesure consiste à disposer d’un rapport
signal à bruit élevé (cf. § II.3.3) tout en évitant les signaux trop intenses afin de
minimiser les corrections liées aux non-linéarités et les risques de saturation. Un
compromis doit donc être trouvé.
II.5.3.2 Linéarité des canaux UV-VIS
Les canaux UV-VIS sont équipés de tubes photomultiplicateurs
fonctionnant en mode de comptage de photons. Leur électronique de proximité
(discriminateurs) a été conservée (héritage SOLSPEC SpaceLab). Les
composants sont scellés et aucun réglage n’est possible.
II.5.3.2.1 Non-linéarité en comptage de photons
La correction de la non-linéarité Clin(S,λ) est associée au temps mort τ de
l’électronique (délai minimum pour pourvoir discerner 2 impulsions). Le mode
d’acquisition par comptage de photons est bien adapté aux faibles signaux.
Cependant, la probabilité de sous-estimer le nombre réel d’impulsions par effet
de chevauchement augmente avec l’intensité du signal. L’effet de non-linéarité
s’étend théoriquement sur toute la gamme dynamique (dès la première
impulsion). Il est très marqué pour les signaux intenses. Au-delà du taux de
saturation (nombre d’impulsions par seconde N > 1/τ), le signal finit par diminuer
pour une intensité croissante de l’éclairement incident et n’est plus interprétable.
Pour un temps d’intégration ∆t >> τ, définissons le nombre moyen
d’impulsions mesuré N’ et le nombre moyen d’impulsions réellement générées N.
Les taux moyens (en impulsions par seconde) associés à N et N’ sont désignés
par S et S’. La statistique de comptage est gouvernée par la distribution de
Poisson. On démontre (Castelletto et al., 2005) que le déficit N – N’ est égal à
N’Sτ. Dès lors :
86
N '=
N
S
et donc, S ' =
1 + Sτ
1 + Sτ
(II.5.3.2.1-1)
Ce déficit de comptage propre au circuit électronique ne peut pas dépendre de la
longueur d’onde. La fonction Clin(S,λ) est donc égale à :
Clin ( S ' ) =
S
1
=
= 1 + Sτ
S ' 1 − S 'τ
(II.5.3.2.1-2)
La détermination de la non-linéarité a fait appel à des mesures de
laboratoire. L’expérience a consisté à réduire graduellement l’intensité d’une
source lumineuse incidente dans des proportions connues. On a analysé les
conséquences pour le signal du détecteur étudié. Définissons par S’1, S’2, S’3, …
S’n, les signaux atténués par un facteur de transmission δ’1, δ’2, δ’3, … δ’n, et S’0,
le signal non atténué (sans filtre). Si les signaux S’i restent confinés en début de
gamme dynamique du système de détection où les effets de non-linéarité sont
négligeables, alors leurs valeurs normalisées S’i /δ’i peuvent simuler en 1ère
approximation le signal de référence S0 d’un détecteur linéaire. Selon l’équation
(II.5.3.2.1-2) et pour chaque filtre disponible, il est possible de déduire le temps
mort τ à partir de la pente des fonctions linéaires fi ainsi définies :
S i'
S0
S i'
y = f i (x) avec y = ' ' ≈ ' et x = ' ≈ S 0
δ i .S 0 S 0
δi
(II.5.3.2.1-3)
Diverses stratégies sont possibles pour atténuer le flux incident :
- Exploiter la loi en 1/r² par l’éloignement d’une source lumineuse considérée
comme ponctuelle.
- Intercepter et atténuer le faisceau d’une source fixe, par exemple avec
l’ouverture calibrée d’un diaphragme en optique d’entrée ou une série de filtres
neutres rigoureusement caractérisés.
Nous avons choisi cette dernière option. Compte tenu des délais de
livraison de l’instrument SOLSPEC à l’ESA, un nombre limité mais suffisant de
mesures de non-linéarité ont été réalisées. Pendant les mesures, le paramètre τ
a été assimilé à un coefficient de non-linéarité nommé K.
II.5.3.2.2 Montage expérimental
Exigences de stabilité
Une estimation précise de τ dépend de la stabilité de la source lumineuse,
de l’instrument SOLSPEC et de l’alignement optique (si un condenseur est
utilisé). La détermination précise de la transmission des filtres en fonction de la
longueur d’onde a été fondamentale. Un test de stabilité et de fiabilité de ce
système de mesure fut systématiquement réalisé en vérifiant au préalable que
pour des signaux faibles et linéaires (respectivement < 15000 et 25000 cps/s
pour l’UV - VIS), le rapport S’i / δ’i S’0 était bien égal à 1.
87
Filtres et sources lumineuses
Deux filtres neutres de densité optique égale à 0,5 et 1,5 ont été utilisés
pour les mesures de non-linéarité. Pour le canal VIS, une lampe externe de type
FEL a été utilisée. Elle a permis d’exploiter une grande part de la gamme
dynamique en se limitant à la plage spectrale comprise entre 350 et 550 nm.
Pour le canal UV, une lampe à décharge à vapeur de mercure a été utilisée,
combinée à un condenseur. L’analyse du profil de la raie intense à 253,65 nm a
permis de couvrir la majeure partie de la gamme dynamique.
Des précautions ont été prises pour éviter tout risque de lumière diffuse
(obturation des canaux non utilisés, …).
IR
VIS
PSD UV
Filtre
Obturateurs
Face blanche
de
SOLSPEC
Obturateur
IR
VIS
PSD UV
Filtre
Condenseur
Lampe Hg
Canal VIS
Canal UV
Lampe FEL
Fig. II.5.3.2.2-1 Alignement des sources lumineuses et des composants
optiques pour la mesure de non-linéarité des spectromètres
UV-VIS (vue de haut).
La transmission des filtres a été déterminée au préalable avec précision.
Des mesures répétées au laboratoire à l’aide d’un montage optique simulant un
spectrophotomètre ont permis d’atteindre une précision de 0,1 %.
Fig. II.5.3.2.2-2
Transmission externe des filtres neutres OD ~0,5 et OD ~1,5.
En bleu : résultats expérimentaux. En rouge : interpolation.
88
II.5.3.2.3 Détermination des coefficients KUV et KVIS
La détermination du coefficient K a été itérative. En effet, pour chaque
filtre de densité ODi,, le signal mesuré S’i pouvait en partie être affecté par la
non-linéarité malgré l’atténuation. La normalisation S’i /δ’i ne simulait donc pas
correctement S0 à moins d’appliquer une correction préalable partant d’une
valeur de K a priori. Une cohérence a été obtenue lorsque les valeurs a priori et
celles déduites de l’équation (II.5.3.2.1-3) convergeaient.
Spectromètre UV
La gamme dynamique a été analysée jusqu’à 1,34x106 cps/s (signal sans
filtre). Pour le filtre de densité optique 1,5, le signal atténué S’ culminant à
~40000 cps/s a été corrigé de sa faible non-linéarité. Après normalisation et
itération, on a déduit une valeur de KUV égale à 5,98x10-7 s comme illustré par
les Figures suivantes.
Fig. II.5.3.2.3-1 A gauche, détermination du coefficient KUV en simulant le
signal d’un détecteur parfaitement linéaire à l’aide du filtre de
densité 1,5. A droite, expression de la non-linéarité (effet du
temps mort).
Pour le filtre de densité 0,5, le signal atténué S’ culminait à ~370000 cps/s et a
dû être corrigé de sa non-linéarité. Une analyse similaire des données a fourni la
valeur de KUV égale à 6,15x10-7 seconde.
89
Fig. II.5.3.2.3-2 A gauche, détermination du coefficient KUV à l’aide du filtre de
densité 0,5. A droite, expression de la non-linéarité (effet du
temps mort). On note l’allure hyperbolique de la courbe bleue.
Cohérence obtenue entre les valeurs a priori et calculées du coefficient KUV :
Fig. II.5.3.2.3-3 Impact de la correction préalable de non-linéarité pour le
signal atténué par le filtre de densité 1,5 (à gauche) et 0,5 (à
droite). La cohérence est obtenue respectivement pour KUV =
5,98 et 6,15x10-7 s.
Spectromètre VIS
Pour le filtre de densité optique 1,5, le signal maximum obtenu (filtre
interne) fut de 330x105 cps/s. Aucune correction préalable de non-linéarité n’a
été appliquée au signal atténué S’ (ne dépassant pas 12000 cps/s). L’analyse
des données a fourni une valeur de KVIS égale à 3,05x10-7 s.
90
Fig. II.5.3.2.3-4 Présentation similaire des résultats pour la détermination du
coefficient KVIS. Utilisation du filtre de densité 1,5.
A l’aide du filtre de densité optique 0,5, la gamme dynamique a été explorée
jusqu’à 900x105 cps/s (signal sans filtre interne). Le signal atténué S’, de l’ordre
de 250000 cps/s, a demandé une correction préalable de non-linéarité partant
d’une valeur a priori de KVIS plausible. L’analyse des données a fourni une valeur
de KVIS égale à 3,43x10-7 seconde.
Fig. II.5.3.2.3-5 Présentation des résultats pour la détermination du coefficient
KVIS. Utilisation du filtre de densité 0,5.
Les deux estimations divergent de plus de 10 %. On disposait cependant
d’une mesure additionnelle liée à l’ancien filtre VIS interne n°1 de SOLSPEC, de
densité optique ~1,3, (héritage des missions ATLAS). Pour la mission SOLAR,
ce filtre a été enlevé afin d’augmenter le rapport signal à bruit lors d’une mesure
solaire en début de spectre (cf. § II.3.3.3.3). Des spectres de lampes du type
FEL ont été enregistrés (à des dates différentes) avant et après extraction du
filtre. La transmission de ce filtre a également été mesurée par la suite au
laboratoire. En appliquant la même méthode d’analyse (intensité du signal sans
91
filtre : ~106 cps/s, signal atténué ~70000 cps/s), on a obtenu une évaluation de
KVIS égale à 3,12x10-7 seconde. Ne disposant pas d’autres mesures, on a fixé la
valeur de KVIS à (3,2 ± 0.3)x10-7 s.
Conclusions
La non-linéarité du canal VIS est moins élevée que celle du spectromètre
UV. Les coefficients KUV et KVIS ont été déterminés avec une précision de l’ordre
de 5 à 10 %. Partant de (II.5.3.2.1-2), on obtient pour des incréments finis :
∆S '
= S ' ∆τ
S'
(II.5.3.2.1-3)
Pour un signal mesuré à 105 cps/s, l’impact d’une incertitude de 5 à 10 % sur τ
(∆τ = 0,3x10-7) se traduit donc par une erreur sur le signal limitée à 0,3 %.
II.5.3.3 Linéarité du canal IR
Introduction
La chaîne de détection IR fonctionne en mode de détection synchrone à
512 Hz (cf. § II.2.4.2 et Annexe C.3). Le signal VDC collecté en sortie de la carte
de traitement est ensuite numérisé par un convertisseur 16 bits. Le concept de
linéarité entre le signal lumineux incident et le signal électronique est lié au
détecteur PbS (modèle P2682 Hamamatsu, 1 x 3 mm²). Les données du
constructeur indiquent que le détecteur est linéaire jusqu’à 10-5 W/cm². Lors de
l’intégration de l’instrument SOLSPEC, une puissance lumineuse incidente de
1,94x10-9 W (générée par une source étalon du type FEL) a été mesurée dans le
plan du détecteur au pic de réponse du canal IR (~0.95 µm). Après conversion
par unité de surface et pour une mesure solaire, on a obtenu une densité de
puissance optique de l’ordre de 2,37x10-7 W/cm², en accord avec la plage de
linéarité.
Vérification expérimentale
La méthode appliquée aux spectromètres UV-VIS a été utilisée (cf.
équation II.5.3.2.1-3). Les sources lumineuses étaient une lampe du type FEL et
un laser He-Ne à 632,8 nm stabilisé en intensité (observé à l’ordre 2). Trois filtres
de densité optique voisine de 0,7, 1,0 et 1,3 ont été utilisés. Ils ont été
caractérisés en transmission avec précision. Pour les signaux atténués par ces
filtres et après normalisation par leur transmission, on devait retrouver une
intensité superposable au signal de référence (enregistré sans filtre) si la chaîne
de détection IR était linéaire. La gamme dynamique qui s’étend de 0 à 32767 a
pu être entièrement explorée avec la mesure de la raie laser en utilisant les
signaux des trois gains IR1, IR2 et IR3. Les résultats obtenus ont été analysés et
sont présentés ci-dessous (à gauche). Ils ont été confirmés pour une partie de
gamme dynamique par les données (non représentées) de la lampe FEL (source
92
lumineuse moins intense), utilisée entre 650 et 1000 nm. Le nombre limité de
données disponibles n’a pas permis d’élever fortement le rapport signal à bruit.
Les résultats combinant les signaux des trois canaux IR1 à IR3 ont confirmé
qualitativement la linéarité la chaîne de détection IR.
Fig. II.5.3.3-1
A gauche, vérification de la linéarité du spectromètre IR,
déduite à partir d’une source laser He-Ne et de filtres de
densité optiques 0,3, 1,0 et 1,3. A droite, comparaison entre
le rapport théorique (en rouge) et le rapport mesuré de
l’éclairement d’une cavité corps noir à 2664 et 3014 K.
Lors de l’étalonnage absolu, le rayonnement corps noir fourni par l’étalon
primaire en éclairement spectral du PTB a été utilisé (cf. § II.6). Des mesures ont
été réalisées pour une cavité chauffée à 3014 K et 2664 K. Après correction du
courant d’obscurité, le rapport des mesures a été comparé avec le rapport des
éclairements fourni par la loi de Planck. La Figure ci-dessus (à droite) illustre le
résultat obtenu pour la voie de mesure IR2.
En conclusion, Les études de la chaîne de détection IR n’ont pas révélé
d’effets de non-linéarité pour la conversion entre l’éclairement IR incident et la
tension de sortie numérisée.
II.5.4 Analyse de la lumière diffuse
La lumière diffuse est un flux de photons atteignant le détecteur sans
emprunter le chemin optique de diffraction à l’ordre 1. Ce flux peut être externe
(s’il atteint le détecteur sans traverser les monochromateurs) ou interne (les
photons diffus franchissent une fente d’entrée). Ce flux ne vérifie pas la loi de
dispersion (cf. § II.5.2). Pour toute position angulaire d’un réseau, une
contribution diffuse peut être polychromatique. Un montage en double
monochromateur réduit le taux de lumière diffuse interne sous le seuil de ~10-8.
La particularité de l’assemblage mécanique de SOLSPEC impose une
analyse des taux de lumière diffuse externe. On relève les sources potentielles
suivantes :
93
- Les trois canaux de mesure sont côte à côte. Les parois internes de séparation
ne sont totalement jointives car le cylindre portant les réseaux et sa structure
protective sont communs aux trois canaux.
- Pour chaque canal, l’insertion de la roue à filtre entre une fente de sortie et le
détecteur expose celui-ci à une source de lumière diffuse externe.
- Les ouvertures de la plaque centrale peuvent fournir une contribution diffuse
externe issue des étages supérieurs de l’instrument (flux solaire incident ou
émission des lampes internes) vers la partie inférieure où sont localisées les
chaînes de détection.
Les couvercles de l’instrument SOLSPEC (et la couverture thermique en
MLI, Multi Layer Insulation) constituent un caisson hermétique à la lumière en
dehors des axes optiques. L’éclairement solaire est bien canalisé par les
délimiteurs de champ jusqu’aux fentes d’entrée. Il ressort de ces analyses que
les contributions diffuses sont négligeables ou inexistantes, sauf pour le filtre
VIS1 qui doit être mis à l’étude.
Contribution diffuse pour la position de filtre VIS1
L’étude principale a été réalisée à partir d’une mesure solaire en orbite.
Une commande spéciale a été activée à l’aide du logiciel de vol selon le
protocole suivant.
- Une acquisition d’un spectre solaire avec les obturateurs internes fermés.
- Une acquisition avec les obturateurs internes VIS-IR fermés et UV ouvert.
Les obturateurs principaux ont été maintenus ouverts. Les résultats sont
présentés ci-dessous en fonction du numéro de ligne de télémétrie (qui, en 1ère
approximation, est proportionnelle à la longueur d’onde), complétés par les
mesures de courant d’obscurité (réalisées pour la position moteur ‘0’) avant et
après l’acquisition du spectre.
Fig. II.5.4-1
Taux de lumière diffuse pour le canal VIS (obturateur interne
VIS fermé). Pour le canal UV, l’obturateur interne est ouvert
(courbe bleue) ou fermé (courbe rouge) en alternance.
94
Discussion pour une mesure solaire en orbite
La haute étanchéité du système d’obturateurs internes est avérée pour
tous les canaux (UV-IR non illustrés ici, VIS : voir Figure ci-dessus, courbe
rouge) car le signal observé est resté égal au niveau de courant d’obscurité.
Lorsque l’obturateur interne du canal UV a été ouvert, une contribution
diffuse de l’ordre de 120 cps/s fut observable pour la position de filtre VIS1
(densité optique nulle) du canal VIS. Ce flux provenait d’un transfert entre le
spectromètre UV et VIS en interne (émergeant ensuite par la fente de sortie
VIS), ou d’un transfert (moins probable) entre la fente de sortie UV et le
détecteur VIS. Il traversait nécessairement la roue à filtres VIS. Les atténuations
élevées des filtres neutres pour les positions VIS2, VIS3 et VIS4 (cf. § II.3.3.3.3)
sont telles qu’un flux diffus voisin de 100 cps/s ne peut plus être détectable par le
détecteur VIS. Les données expérimentales ci-dessus ont démontré ce fait.
Notons que l’étude d’une contribution diffuse observable pour le canal
VIS, en provenance du canal IR n’est pas possible car les obturateurs internes
VIS et IR sont activés de façon synchrone (simultanément ouverts ou fermés).
Une expérience inverse (obturateur UV fermé, VIS-IR ouvert) a démontré
une absence de lumière diffuse pour le canal UV, en provenance des canaux
voisins VIS-IR.
Discussion pour l’étalonnage absolu au sol
Les sources étalons en éclairement spectral ont permis d’obtenir une
courbe de réponse au sol pour la plage spectrale 283 - 302 nm de la position
VIS1 (cf. § II.6.5.3). Contrairement aux mesures solaires, le taux de lumière
diffuse n’était plus détectable pour deux raisons :
- Les canaux UV-VIS ne pouvaient être éclairés simultanément par une même
source étalon. Les canaux ont été étalonnés individuellement.
- Le rapport entre l’éclairement solaire et celui du corps noir (positionné à
1384,05 mm de SOLSPEC, cfr § II.6.2.1) est supérieur à 100 pour les
longueurs d’onde inférieures à 360 nm. Dans l’hypothèse où les canaux UVVIS auraient pu tout de même être éclairés conjointement par cette source
étalon, il eût été certain qu’un signal diffus issu du canal UV n’aurait plus été
détectable par le détecteur VIS pour la position VIS1 face au corps noir.
Le taux de 120 cps/s doit uniquement être pris en considération pour les
mesures solaires (soustraction du courant d’obscurité et de la lumière diffuse).
La position VIS1 contribue au recouvrement des canaux UV-VIS de SOLSPEC.
Pour une longueur d’onde inférieure à 302 nm, le canal UV exempt de lumière
diffuse est pleinement opérationnel et peut être utilisé préférentiellement.
95
II.5.5 Détermination des réponses angulaires
La réponse angulaire d’un spectromètre exprime la variation relative de
signal observée lors du dépointage d’une source lumineuse par rapport à l’axe
optique. L’agencement des lames de quartz dépolies constituant les optiques
d’entrée des spectromètres (cf. § II.3.2) minimisent ces variations grâce à leurs
propriétés de diffusion.
Axe optique
Angle de dépointage θ
Axe parallèle
à la fente
Méridien de dépointage
Fente d’entrée : plan horizontal
Fig. II.5.5-1
Direction de dépointage
Axe perpendiculaire
à la fente
Coordonnée azimutale ϕ
Vue schématisée du plan de la fente d’entrée, de l’axe
optique, du plan méridien et de la direction de dépointage
associée à l’angle de dépointage θ selon une direction
azimutale ϕ.
La réponse angulaire doit être caractérisée expérimentalement en fonction
de la longueur d’onde. Plusieurs méridiens sont à explorer dans le système de
coordonnées défini par le plan de la fente d’entrée et l’axe optique d’un
spectromètre. On en déduit un facteur de correction angulaire K(λ,θ,ϕ) pour un
dépointage d’angle θ dans la direction azimutale ϕ. Ce facteur est normalisé à 1
le long de l’axe optique. Cette mesure est une étape importante de la
caractérisation radiométrique. Elle est nécessaire pour des mesures solaires en
orbite où des dépointages peuvent survenir pendant l’acquisition d’un spectre. La
correction angulaire doit alors être appliquée avant la conversion du signal en
éclairement spectral. En dépointant suffisamment la source lumineuse lors de la
caractérisation, il a été possible de déterminer le champ de vue total de chaque
canal. La conformité des déflecteurs internes de SOLSPEC a ainsi été vérifiée.
Le cahier des charges fixait cette valeur à 6°.
La mesure de réponse angulaire a été déterminée au sol en assemblant
un montage optique contrôlant le dépointage d’une source de laboratoire. La
caractérisation a été complétée en exploitant le mode criss-cross en orbite
(dépointage solaire par la CPD, cf. § II.2.5). Pour la cohérence, la synthèse des
mesures au sol et en orbite est présentée conjointement ci-dessous.
96
II.5.5.1 Protocoles de mesures expérimentales
Protocole de mesures au sol
Une source lumineuse du type FEL intégrée dans une monture rotative a
été déplacée dans le champ de vue d’un spectromètre SOLSPEC. Un
diaphragme a permis de simuler l’extension angulaire du disque solaire (0,5°).
Fig. II.5.5.1-1
Source lumineuse du type FEL et sa monture pour la mesure
de réponse angulaire au sol. Le diaphragme limitait
l’extension angulaire de la source pour simuler celle du Soleil.
A droite, les canaux non activés ont été obturés afin d’éviter
toute source de lumière diffuse.
La monture a permis de déplacer la source selon un arc de cercle, en
présentant la même section du filament (en projection) face au spectromètre.
Déplacement linéaire tangentiel
Vue de haut
Déplacement linéaire
vers l’arc de cercle
Lampe (vue de haut)
Arc de cercle
Filament (schématisé)
Vers le centre du cercle,
centre de rotation appartenant au plan de la préfente
Fig. II.5.5.1-2
Rotation du filament de manière à
présenter une section constante
face à SOLSPEC
Protocole de mesure. La monture de la lampe a permis de
déplacer la source lumineuse le long d’un arc de cercle.
97
La mesure était polychromatique et l’éclairement de la source était plus
faible que le Soleil, en particulier dans l’UV. En conséquence, la plage spectrale
explorée était incomplète, limitée aux longueurs d’onde garantissant un bon
rapport signal à bruit. L’échéance imminente de livraison de SOLSPEC n’a pas
permis d’étendre les temps d’intégration.
Protocole de mesures en orbite
Le mode criss-cross est utilisé en orbite. Il consiste en un dépointage
contrôlé du Soleil par la CPD. Le débattement angulaire s’étend nominalement
de -5° à +5° pour un incrément de 0,5°. La mesure e st monochromatique. Seule
une accumulation de mesures criss-cross en modifiant la longueur d’onde
sélectionnée permet d’explorer l’ensemble de la plage spectrale.
Comparaison des méthodes
- Les techniques de mesure utilisées en orbite et au sol ne permettent pas
d’explorer des méridiens autres que ceux parallèles et perpendiculaires aux
fentes d’entrée. La résolution azimutale (angle ϕ) reste donc très limitée.
- En orbite, la mise en œuvre est lourde et s’étend sur plusieurs mois.
Cependant, le Soleil représente la source lumineuse optimale. Son intensité
permet d’étendre les mesures dans l’UV. La mesure a été sérieusement
affectée par l’intégration imparfaite de la charge utile SOLAR dans la CPD (cf.
§ III.1.1). Un désalignement existe entre l’axe optique de SOLSPEC et celui du
senseur solaire de la CPD. De plus, le logiciel de la CPD ne permet pas de
compenser ce désalignement par l’application d’un terme correcteur lors du
basculement du mode criss-cross. En conséquence, l’intersection des deux
méridiens explorés ne passait pas par l’axe optique des spectromètres !
- Au laboratoire, la réponse angulaire était bien normalisée par rapport à l’axe
optique. Les mesures ont été reproductibles mais limitées à quelques jours de
tests. Cependant, la géométrie de la source lumineuse était imparfaite, son
intensité était plus faible que l’éclairement solaire et des sources lumineuses
parasites (sources diffuses : murs du laboratoire) ont pu survenir.
Mesure de l’angle de dépointage et interprétation
Au laboratoire, la mesure de l’angle a été obtenue géométriquement. Le
PSD y était inopérant car non éclairé et trop peu sensible. En orbite, le signal
délivré par le PSD est l’unique référence angulaire. Il nous permet d’associer un
angle de dépointage aux signaux enregistrés en sortie des spectromètres
SOLSPEC lors du basculement de la CPD. L’interprétation de l’ensemble des
données demande donc :
- pour une comparaison des réponses angulaires entre le sol et ISS, de tenir
compte du biais angulaire interne à l’instrument SOLSPEC existant entre l’axe
du PSD et les axes optiques des spectromètres (cf. § III.1.1),
- pour l’application d’une correction angulaire lors d’une mesure solaire, une
conversion des réponses angulaires est nécessaire. Elle a été obtenue en
98
extrapolant les résultats des 2 méridiens explorés lors des modes criss-cross
en des résultats valides pour les 2 méridiens se croisant nominalement à
hauteur de l’axe optique de SOLSPEC (cf. § III.1.3.5).
II.5.5.2 Résultats
Les plages spectrales suivantes ont été explorées pendant les
campagnes de mesures. Les mesures en orbite couvrent des plages nettement
plus étendues, surtout dans l’UV et l’IR.
Mesures sol
Mesures ISS
Canal UV
(nm)
280-294
176-349
Canal VIS
(nm)
427-725
317-839
Canal IR
(nm)
701-1619
650-2902
Tableau II.5.5.2-1 Tableau de comparaison des plages spectrales explorées
au sol et en orbite pour les réponses angulaires.
Mesures au laboratoire avant livraison de SOLSPEC
Un champ de vue total voisin de 7° a été observé p our les trois
spectromètres. Il était compatible avec le cahier de charge.
Pour les canaux UV-VIS, il n’y a pas eu de dépendance en longueur
d’onde significative pour les deux méridiens analysés. On a alors procédé à une
intégration spectrale pour rehausser le rapport signal à bruit.
Fig. II.5.5.2-1
Canaux UV-VIS. Réponses angulaires mesurées au sol.
Résultats pour les 2 méridiens perpendiculaires et parallèles
aux fentes. Les signaux ont été intégrés en longueur d’onde
et normalisés par rapport à l’axe optique des spectromètres.
99
L’asymétrie entre demi-méridiens semble systématique mais limitée, sauf
pour le méridien parallèle à la fente d’entrée du canal UV. Pour de faibles
dépointages restant dans les limites de performance de la CPD (stabilité ± 5
minutes d’arc), la correction angulaire s’avère négligeable.
Pour l’infrarouge, on a observé une dépendance importante en longueur
d’onde. La réponse angulaire est moins performante. L’agencement des lames
quartz dépolies n’a pu être modifié car cette mesure de réponse angulaire s’est
achevée peu avant la date de livraison de SOLAR SOLSPEC à l’ESA. Ces
résultats semblent résulter d’une inadéquation entre l’optique d’entrée inchangée
(une seule lame dépolie, héritage SpaceLab) et la nouvelle résolution spectrale
de SOLAR SOLSPEC (fentes plus fines). L’éclairement incident est moins
homogénéisé et l’alignement optique de l’instrument est plus sensible.
Fig. II.5.5.2-2
Canal IR. Réponses angulaires mesurées au sol en fonction
du dépointage et de la longueur d’onde. Résultats pour les
deux méridiens perpendiculaires et parallèles aux fentes. La
normalisation a été effectuée par rapport à l’axe optique du
spectromètre.
La solution consiste à utiliser exactement le même alignement lors de
l’étalonnage absolu au sol et pour les mesures solaires en orbite. Cette
technique permet de s’affranchir de toute correction angulaire.
Résultats des modes criss-cross
Un total de 44 acquisitions monochromatiques criss-cross ont été
compilées. Elles ont couvert plus d’une année de mesures et elles ont permis
d’obtenir une reconstruction spectrale des réponses angulaires pour les deux
méridiens. La continuité obtenue pour les surfaces (voir ci-dessous) apporte une
preuve de la stabilité mécanique de l’instrument en orbite. Les mesures sont
relatives. Elles s’affranchissent de toute dérive de réponse de SOLSPEC et de la
variation de distance Terre - Soleil.
La géométrie de l’acquisition est représentée ci-dessous. Les axes de
références sont les lignes de coordonnées du PSD (en noir). Le biais angulaire
du PSD, interne à SOLSPEC (cf. § III.1.1), est représenté par l’écart entre ces
axes et le curseur (en bleu) désignant l’axe optique des spectromètres. Les axes
100
du senseur solaire de la CPD (en rouge) sont également décalés (erreur
d’alignement de la charge utile). Ils représentent donc en projection les méridiens
explorés lors de l’application du mode criss-cross en orbite.
Fig. II.5.5.2-3
Configuration géométrique des axes du PSD (en noir) et du
senseur solaire de la CPD (en rouge). L’axe optique des
spectromètres SOLSPEC est également représenté (curseur
bleu).
La réponse angulaire mesurée en orbite selon le méridien parallèle à la
fente a donc été enregistrée avec une inclinaison permanente de -105 minutes
d’arc selon l’autre axe. De même, cette inclinaison est de -32 minutes d’arc pour
l’étude du méridien perpendiculaire aux fentes.
Canaux UV-VIS
Chaque méridien est présenté sous forme graphique à deux dimensions
(θ,λ). Le champ est limité à la zone centrale, soit quelques degrés autour de l’axe
de référence. En complément (à droite), une Figure en projection montre
l’étendue du domaine (θ,λ) limitant la variation de réponse à ± 1 % autour de cet
axe.
101
Fig. II.5.5.2-4
Canal UV. Ci-dessus et page précédente : réponse angulaire
selon le méridien parallèle puis perpendiculaire aux fentes. A
droite : domaines de variations de ±1 % autour de l’axe de
référence.
Fig. II.5.5.2-5
Canal VIS, même représentation que ci-dessus.
102
De façon attendue, les réponses angulaires varient moins pour un
dépointage dans le sens d’une hauteur de fente (selon le méridien parallèle). Par
ailleurs, on constate qu’un dépointage limité de quelques minutes d’arc lors
d’une mesure solaire ne peut jamais engendrer une variation de réponse
supérieure à 1 %.
Canal IR
Pour le canal IR, l’échelle de variation des Figures en projection est de ±
10 % de telle sorte que les plus fortes variations puissent être illustrées.
Fig. II.5.5.2-6
Canal IR. Réponse angulaire selon le méridien parallèle (en
haut) et perpendiculaire (en bas) à la fente. A droite :
domaines de variations de ± 10 % autour de l’axe de
référence.
Ces Figures confirment qu’une mesure solaire IR ne peut être dépointée
de plus de quelques minutes d’arc pour éviter des corrections angulaires de
grande amplitude.
103
Comparaison sol - ISS
Les comparaisons sont possibles entre les mesures de laboratoire et en
orbite. Elles ont été effectuées et les correspondances ont été observées pour
tous canaux et méridiens. Elles offrent une indication claire quant à la stabilité
mécanique des optiques d’entrée pendant la mise en orbite. Des écarts de
réponse peuvent être attribuables à la différence entre les méridiens analysés au
sol et à bord d’ISS (problème de désalignement entre SOLSPEC et la CPD).
L’analyse comparative des réponses UV-VIS a permis de déterminer avec
succès un biais angulaire interne à SOLSPEC non mesuré au sol : l’angle
d’inclinaison entre l’axe optique du PSD et celui des spectromètres. Cette
analyse est développée au paragraphe III.1.1.
Conclusions
Vu l’importance de la détermination des réponses angulaires, tout a été
mis en œuvre lors de la remise à niveau pour doter SOLAR SOLSPEC de
capacités internes permettant de mener à bien cette caractérisation. La mise en
pratique est un succès grâce aux fonctionnalités combinées du PSD, du logiciel
et de la CPD. L’offset non corrigé de la CPD constitue cependant un obstacle
pour l’interprétation des résultats.
Les performances des diffuseurs en entrée des canaux UV-VIS sont
nominales. Il était justifié de conserver l’héritage SpaceLab. Pour le canal IR, un
accroissement des propriétés de diffusion de l’optique d’entrée aurait été
favorable, obtenu cependant au détriment de sa transmission. L’analyse de la
limite de détection IR et le calcul d’incertitude (cf. § II.7 & II.8) montrent qu’une
altération du rapport signal à bruit en fin de spectre IR aurait posé un problème,
sachant que l’extension de la mesure spectrale IR de 2,4 à 3,1 µm par rapport à
ATLAS est une innovation marquante de SOLAR SOLSPEC.
II.5.6 Fonction d’instrument
II.5.6.1 Définition
La fonction d’instrument (ou fonction de fente) d’un monochromateur est
la fonction de transfert F(λ) de son système dispersif. Dans le plan image du
réseau, elle engendre une dispersion de l’énergie associée à toute longueur
d’onde incidente vers les longueurs d’onde voisines. Cette distribution est induite
par :
- les largeurs de fente. La figure de diffraction générée par une fente de largeur
infinitésimale présente le profil d’une fonction sinc (sinx/x). Or, la fente d’entrée
peut être considérée comme une intégrale de fentes élémentaires. Elle
contribue donc à la dispersion de l’énergie.
- les aberrations optiques (courbure de champ, astigmatisme, …). Elles peuvent
affecter la forme et la symétrie de la fonction d’instrument.
104
- la Figure de diffraction (tache d’Airy) générée par le diamètre de la surface
active des réseaux (pupille de symétrie circulaire).
L’éclairement S(λ) observé en sortie d’un monochromateur correspond au
produit de convolution entre l’éclairement incident E(λ) et la fonction de transfert.
S (λ ) = ∫ F (λ − ξ ).E (ξ ).dξ
(II.5.6.1-1)
Pour un éclairement incident quasi monochromatique, comme l’émission
cohérente d’une source laser, le terme E(λ) est neutre pour le produit de
convolution et la fonction F(λ) aussi appelée point spread function (PSF) est
assimilée à S(λ) et devient donc mesurable. Dans l’approximation d’une optique
géométrique, son profil est triangulaire pour des fentes d’entrée et de sortie de
même largeur. Il correspond au défilement de l’image de la fente d’entrée devant
la fente de sortie lors de la rotation des réseaux.
Pour un éclairement polychromatique, le spectre S(λ) est constitué par
l’ensemble des images de la fente d’entrée associées aux longueurs d’onde
incidentes. Le pouvoir de résolution décrit la capacité d’un monochromateur à
séparer deux longueurs d’onde. Il est définie comme suit :
ℜ=
λ
∆λ
(II.5.6.1-2)
Le terme ∆λ représente la séparation minimale entre deux longueurs
d’onde pour lesquelles une information distincte peut être extraite. Par
convention, la largeur pleine à mi-hauteur (nommée FWHM) de la PSF est
assimilée à ∆λ. Pour SOLSPEC, la contribution dominante pour ∆λ provient
généralement des largeurs de fentes d’entrée et de sortie. Cependant, la
diffraction et les aberrations optiques modifient quelque peu le profil de la PSF
en fonction de la longueur d’onde. Son profil réel est plutôt de forme gaussienne.
L’astigmatisme des réseaux Jobin-Yvon a été minimisé mais le plan tangentiel
d’un réseau ne coïncide pas toujours avec le plan de la fente de sortie. En
conséquence, le profil des PSF peut localement présenter des asymétries.
La configuration Czerny-Turner de chaque double monochromateur
SOLSPEC a été assemblée en montage additif. Une dispersion linéaire est donc
observée dans le plan de la fente de sortie et la lumière émergente n’est donc
pas spectralement homogène.
II.5.6.2 Détermination expérimentale
Pour chaque monochromateur, les variations de forme et de largeur à mihauteur des fonctions d’instrument ont été déterminées au laboratoire. Des
lasers et des raies d’émission Hg, Zn, Cd, He et Ar dont les largeurs naturelles
sont négligeables par rapport à ∆λ (utilisation de lampes spectrales à basse
pression) ont été utilisés pour obtenir des séries de fonctions d’instrument. Des
corrections de linéarité ont été appliquées pour la mesure de raies de forte
intensité. Une interpolation polynomiale à l’ordre trois a ensuite été réalisée pour
105
obtenir les profils intermédiaires de ces fonctions pour l’ensemble des longueurs
d’onde situées entre les raies.
Les mesures n’ont pas été réalisées sous vide lors de la caractérisation
au sol. Les résultats sont donc limités à 185 nm vers les courtes longueurs
d’onde du canal UV. Pour les autres spectromètres, les séries de fonctions
d’instrument couvrent presque totalement les plages spectrales.
Les résultats ci-dessous montrent la variation de résolution spectrale (à
gauche) et l’évolution continue du profil de la PSF (à droite) pour chaque
spectromètre.
Les profils des PSF sont très symétriques pour le spectromètre UV et la
résolution spectrale s’améliore, passant de 1,6 nm à 0,5 nm en fin de plage
spectrale. Pour le spectromètre VIS, les variations de forme et une certaine
asymétrie des PSF sont présentes pour l’ensemble de la plage spectrale (cf. §
II.5.2.2). La meilleure résolution spectrale (de l’ordre de 1,65 nm) est atteinte
entre 600 et 700 nm. Les profils des PSF sont légèrement asymétriques pour le
spectromètre IR. Ils peuvent être corrélés à la courbure de champ des réseaux
concaves projetant une image de fente légèrement courbe dans le plan de la
fente de sortie. La résolution spectrale varie entre 7 et 9,5 nm.
Cette connaissance approfondie des fonctions d’instrument est d’une
grande importante pour la comparaison de spectres solaires entre des
instruments différents réalisant des mesures en orbite. La normalisation de la
résolution spectrale vers une valeur standardisée est recommandée pour réduire
le bruit des rapports de spectres. Elle peut être obtenue par un processus de
déconvolution et reconvolution exploitant ces fonctions.
106
Fig. II.6.5.2-1
A gauche, variations des résolutions spectrales en fonction de
la longueur d’onde pour chaque spectromètre. A droite,
variations continues du profil des PSF après interpolation
entre les différentes raies spectrales mesurées.
107
II.6 Etalonnage radiométrique absolu
II.6.1 Introduction
Photométrie
Un rayonnement électromagnétique est défini en termes d’énergie, de
puissance et de flux. La géométrie associée à sa mesure doit être bien
caractérisée.
- L’éclairement est la grandeur physique décrivant le transfert d’énergie d’un
champ de radiation vers une surface réceptrice dA.
- Le flux d’énergie dQ observé à travers dA pendant l’intervalle de temps dt
définit une puissance (W).
dQ
Φ=
(II.6.1-1)
dt
- Ce transfert d’énergie exprimé par unité de surface réceptrice et de longueur
d’onde correspond à l’éclairement spectral (W.m-2.nm-1).
d 2Φ
dA.dλ
Eλ =
(II.6.1-2)
- Pour une source émettrice ponctuelle, le flux d’énergie émis par unité d’angle
solide et de longueur d’onde définit l’intensité énergétique (ou excitance)
spectrale (W.sr-1.nm-1).
Iλ =
-
d 2Φ
dω.dλ
(II.6.1-3)
Par ailleurs, le flux d’énergie émis par une source de surface dA par unité
d’angle solide et de longueur d’onde, dans une direction θ (par rapport à la
normale à dA) définit la luminance spectrale (W.m-2.sr-1.nm-1).
Lλ =
d 3Φ
dA. cosθ .dω.dλ
(II.6.1-4)
108
θ
dφ
dφ
dφ
dω
dω
dA
dA
Eclairement spectral :
Excitance spectrale :
Luminance spectrale :
d Φ
dA.dλ
d Φ
dω.dλ
d 3Φ
dA. cos θ .dω.dλ
2
Fig. II.6.1-1
2
Illustration des caractéristiques géométriques associées à un
éclairement, une excitance et une luminance (directionnelle)
par unité de longueur d’onde.
Etalonnage en éclairement spectral
L’étalonnage en éclairement spectral d’un spectromètre est obtenu en
enregistrant le signal électronique S(λ) généré par une source étalon
d’éclairement E(λ). On établit une courbe de réponse spectrale R(λ) égale à
S(λ)/E(λ). La mission SOLAR SOLSPEC a été associée à l’échelle radiométrique
du PTB (Physikalish-Technische Bundesanstalt, RFA). Cette échelle (Sperfeld et
al., 1995) a été intégrée dans les courbes de réponse et embarquée pour les
opérations en orbite.
En mission, la détermination de l’éclairement spectral d’une source
lumineuse comme le Soleil s’obtient par conversion du signal électronique S1(λ)
obtenu lors de la mesure par la courbe de réponse R(λ). L’étalonnage restitue la
valeur de l’éclairement spectral recherché.
E1 (λ ) = R (λ ).S1 (λ ).Clin ( S1 , λ )
(II.6.1-5)
La fonction Clin(λ) compense les écarts entre une loi purement
proportionnelle et la réponse réelle du spectromètre en fonction de l’intensité du
signal S1 (cf. § II.5.3). Elle est parfois appliquée dès la mesure d’étalonnage
S(λ).
Géométrie couplée
L’éclairement du récepteur peut être exprimé en termes de luminance de
la source. Après intégration sur un angle solide ω soutenu par une surface
109
réceptrice, puis sur la surface de la source A, on obtient pour une source
lambertienne (de luminance uniforme) :
dΦ λ = Lλ ∫
A
∫ωdω.dA cos θ
(II.6.1-6)
Selon le principe de conservation de la luminance pour une propagation
libre, on peut passer de manière équivalente vers une intégrale sur l’angle solide
de la source vue depuis le récepteur, combinée à une intégrale sur la surface du
récepteur. Pour SOLSPEC, le récepteur se résume à un élément de surface de
petite taille (le diffuseur délimité par la pré-fente). La géométrie de la source
lumineuse est circulaire (Soleil, corps noir). En résolvant analytiquement
l’équation ci-dessus (Boyd, 1983), on obtient :
R2
)
Eλ = πLλ ( 2
R + d2
(II.6.1-7)
où d est la distance entre la source et le récepteur et R est le rayon de la source.
Il est clair que d >> R puisque le champ de vue de la source est limité à 0,5°
environ pour le Soleil. On obtient alors une excellente approximation par une
expression obéissant à la loi en 1/r² car la source peut être considérée comme
ponctuelle :
πL R 2
Eλ = λ 2
(II.6.1-8)
d
La stratégie adoptée pour l’étalonnage absolu de SOLSPEC a consisté à
mesurer le signal d’un étalon primaire sous-tendant le même angle solide que le
Soleil. Le traitement des données SOLSPEC fut de la sorte affranchi de toute
correction liée à une différence de géométrie entre la source étalon et une
source lumineuse à mesurer. En effet, pour intégrer correctement la luminance
sur les éléments de surfaces en projection de la source, le dépoli d’entrée (dont
la fonction est d’homogénéiser puis de transférer le signal collecté vers le
spectromètre, cf. § II.5.5) doit disposer d’une réponse angulaire en cosinus.
Cependant, les optiques d’entrée ont précisément été définies de manière à
obtenir la réponse la moins variable possible dans le champ de vue de
l’instrument afin de neutraliser les conséquences d’un dépointage éventuel.
L’impact d’un tel antagonisme est nul uniquement lorsque les sources étalons et
la source lumineuse à mesurer ont la même extension, sauf si la source étalon
est strictement ponctuelle.
II.6.2 Sources étalons disponibles
L’étalonnage absolu a été fondé sur le rayonnement d’un corps noir,
étalon primaire en éclairement spectral. Il a été complété par l’éclairement
110
d’étalons secondaires tels que des lampes au deutérium et à filament de
tungstène du type FEL.
II.6.2.1 Corps noir du PTB
Une source étalon corps noir consiste en une cavité cylindrique de
graphite munie d’un diaphragme et portée à haute température par un courant
électrique (Sapritsky et al., 1997). Nous avons utilisé le modèle BB3200pg
disponible au PTB (Sperfeld et al.,, 1998a et 1998b) pour la campagne
d’étalonnage de SOLSPEC (juin 2007) qui dura deux semaines.
Fig. II.6.2.1-1
Etalon corps noir opérationnel au PTB (modèle BB3200pg) et
face blanche de SOLSPEC pendant les étalonnages.
La luminance spectrale peut être déterminée analytiquement par
l’équation de Planck. Elle dépend de la température absolue de la cavité et est
donc reliée à une échelle thermométrique (point triple de l’eau, …). D’autres
paramètres entrent en compte, tels que l’émissivité, l’indice de réfraction de l’air
et des constantes physiques contenues dans C1L et C2. Elle est décrite comme
suit :
ε λ .C1L
α
(II.6.2.1-1)
Lλ (λ , T ) =
=
β
 n C.λ2 .T

5
λT
λ


λ .(e − 1)
nλ .λ e
−1




C
ε λ .C1L
avec α =
et β = 2
2
nλ
nλ
2
5
(II.6.2.1-2)
- La valeur assignée par le PTB pour l’émissivité ελ est 0,99988 ± 0,0001.
- L’indice de réfraction de l’air nλ est maintenu par le PTB à une valeur
constante de 1,00029 pour toutes les longueurs d’onde.
- C1L : 1ère constante de radiation (2hc²)
- C2 : 2ème constante de radiation (hc/k)
Les valeurs des constantes de radiation recommandées par le PTB sont
fournies par la base de données CODATA (NIST SP 961, 2005) :
C1L = 1,191042759(59) 10-12 [W.cm².sr-1]
C2 = 1,4387752(25) [cm.K]
111
Les valeurs correspondantes de α et β sont donc respectivement égales à
1,190209412 10-12 [W.cm².sr-1] et 1,4383581 [cm.K].
En combinant (II.6.1-8) et (II.6.2.1-2), on déduit l’expression de
l’éclairement spectral du corps noir du PTB.
Eλ (λ , T ) =
π .L (λ , T ).D 2
4d 2
(II.6.2.1-3)
Avec :
D : diamètre du diaphragme du corps noir du PTB, 11,909 ± 0,002 mm.
d : distance entre le diaphragme du corps noir et le quartz dépoli d’une optique
d’entrée de SOLSPEC. Elle a été fixée à 1384,05 mm. A cette distance,
SOLSPEC ne voit pas les parois de la cavité. L’extension angulaire de la
source est alors similaire au Soleil et couvre 0,493 degré.
Par la suite, on exprimera toujours l’éclairement spectral en mW.m-2.nm-1.
Détermination de la température absolue et stabilité
La mesure de la température T est toujours effectuée sous la
responsabilité du PTB. Elle a été déterminée à l’aide de 4 radiomètres étalonnés
selon une échelle radiométrique absolue (Sperfeld et al., 2000, Yoon et al., 2000)
et régulièrement positionnés devant le diaphragme du corps noir.
L’incertitude standard associée à la température absolue de la cavité est
estimée à 0,44 K par le PTB. La stabilité est de l’ordre de 0,5 K par heure. Pour
ces 2 critères, un gain d’un facteur 10 est obtenu par rapport au corps noir
expérimental de l’observatoire d’Heidelberg utilisé pour les missions ATLAS
(Mandel et al., 1998).
II.6.2.2 Etalons secondaires
Les lampes du type FEL (puissance 1000 W) sont des étalons
secondaires en éclairement spectral. Elles sont étalonnées au NIST (National
Institute for Standards and Technology, USA) entre 250 et 2400 nm (distance
d’utilisation de 50 cm). Les numéros de référence 545, 546, 455 et 456 ont été
utilisés. Les deux dernières, également étalonnées au PTB ont été prêtées par
les concepteurs de l’expérience spatiale Sciamachy (Noël et al., 1998).
Les lampes au deutérium (30 W) sont des étalons secondaires
généralement utilisés sous 250 nm. La source V0132 (Cathodeon Ltd, Royaume
Uni), a été livrée par l’Observatoire d’Heidelberg. Elle a été étalonnée sous vide
(à partir de 166 nm) en excitance spectrale (µW.sr-1.nm-1) face au rayonnement
synchrotron Bessy II du PTB (Beckhoff, 2009). La lampe EF 159 a été utilisée
entre 200 et 340 nm. Elle a été ré-étalonnée à pression atmosphérique par les
services du PTB pour la campagne SOLSPEC.
112
II.6.3 Radiomètre SOLSPEC
II.6.3.1 Description succincte
La mesure de la température absolue de la cavité corps noir est certifiée
par le PTB. Cette mesure et l’étalonnage de SOLSPEC ne pouvaient être
simultanés puisque les radiomètres du PTB interceptaient le faisceau. Le PTB
pouvait également enregistrer la température à l’arrière de la cavité mais ces
mesures hors axe optique délivraient des résultats moins corrélés (cf. Figure
II.6.3.3-2). Nous avons donc développé un radiomètre réalisant une mesure
complémentaire et continue de la température de la cavité. La tête de lecture (cidessous à droite) a été constituée du détecteur à six canaux du radiomètre MFR7 (VIS-NIR, bandes passantes ~10 nm) de la société YES Inc. (USA). L’optique
d’entrée (ci-dessous à gauche) consistait en un miroir de renvoi et une fibre
optique collectant la lumière à proximité de la face blanche de SOLSPEC.
Fig. II.6.3.1-1
Vues du radiomètre SOLSPEC. De gauche à droite : l’optique
d’entrée (miroir de renvoi et fibre optique) et la tête de lecture.
Les réponses spectrales relatives SRFi des six canaux ont été mesurées
dans les laboratoires de l’IASB (cf. Figure II.6.3.3-1). L’étalonnage absolu de
chaque canal de ce radiomètre repose sur la connaissance combinée des
fonctions SRFi et de coefficients ki. Ceux-ci représentent la conversion entre
l’éclairement intégré et les tensions Vi collectées en sortie de l’instrument selon
la relation suivante :
∫ Eλ (λ ).SRFi (λ ).dλ
(II.6.3.1-1)
Vi = k i
SRF
(
λ
).
d
λ
i
∫
Le terme au dénominateur effectue une normalisation de la bande passante. Les
coefficients ki peuvent être déterminés à partir de l’éclairement spectral Eλ d’une
source étalon et des tensions Vi mesurées en sortie. La meilleure stratégie
consiste à étalonner le radiomètre en l’exposant face à l’émission du corps noir
du PTB. Cette procédure a été réalisée lors des préparatifs de la campagne
d’étalonnage de SOLSPEC.
113
II.6.3.2 Mode opératoire
Connaissant les coefficients ki, on a développé une méthode d’analyse
permettant de surveiller la température absolue du corps noir à tout instant
pendant la campagne SOLSPEC. La méthode est rendue indépendante de la
distance entre le corps noir et le radiomètre car elle revient à déterminer sa
luminance au lieu de son éclairement. Définissons :
- les longueurs d’onde médianes λi des bandes passantes (SRFi) des canaux
de mesure,
- les signaux V’i enregistrés pour chaque canal lors d’une mesure du
rayonnement corps noir. On en déduit les éclairements intégrés Ei = Vi / ki.
Après normalisation des éclairements par rapport au premier canal (E’i =
Ei / E1), on ajuste par une interpolation non-linéaire (méthode de LevenbergMarquardt) et pour les points expérimentaux (λi, E’i ), la fonction de Planck sous
la forme P(λ,T)/P(λ1,T), normalisée par rapport à sa valeur en λi=1. Le paramètre
d’ajustement est la température absolue T de la cavité. La normalisation est à
l’origine de l’indépendance du résultat en la distance radiomètre - corps noir.
II.6.3.3 Exemple d’application
Exemple d’interpolation entre la fonction de Planck et l’éclairement intégré
des six canaux du radiomètre pendant la campagne SOLSPEC (ci-dessous à
droite. La température la plus plausible était égale à 3052,38 K. Les
performances élevées du radiomètre ont permis de détecter des variations de
température de l’ordre de 0,05 K. Les réponses spectrales relatives SRFi sont
illustrées ci-dessous à gauche.
Fig. II.6.3.3-1
A gauche, détermination des réponses spectrales relatives
SRFi du radiomètre SOLSPEC. A droite, exemple de
détermination de la température absolue du corps noir avec
ce radiomètre.
114
Le radiomètre a contribué à la fiabilité du transfert de l’échelle
radiométrique du PTB vers l’instrument SOLSPEC. Les Figures suivantes
démontrent que cet objectif a été atteint. On observe une complémentarité entre
les radiomètres (PTB et SOLSPEC) pendant un jour de mesure (ci-dessous à
gauche) ainsi qu’une bonne cohérence entre les températures moyennes
quotidiennes de la cavité relevées pendant toute la campagne d’étalonnage de
SOLSPEC (ci-dessous à droite).
Fig. II.6.3.3-2
A gauche, surveillance de la stabilité du corps noir du PTB
pendant un jour de mesure. Les concordances et
complémentarités entre les radiomètres SOLSPEC et PTB
sont illustrées. A droite : comparaison entre les mesures de
température certifiées par le PTB et celles déduites du
radiomètre SOLSPEC pour l’ensemble de la campagne.
II.6.4 Réponse absolue du canal UV
II.6.4.1 Courant d’obscurité
Le courant obscurité du détecteur UV (photocathode Cs2Te) est très faible
et n’a pas de dépendance mesurable en fonction de la température. Cependant,
il ne peut être négligé lorsque de faibles signaux lumineux sont mesurés. Une
détermination approfondie a livré une valeur moyenne de 0,27 (cps/s).
II.6.4.2 Etalonnage à pression atmosphérique
L’étalonnage à la pression atmosphérique a été limité aux longueurs
d’onde supérieures à 200 nm. La courbe de réponse UV a été déterminée par
segments, généralement associés aux trois plages de passage du filtre UV (cf. §
II.3.3.3.2). L’alternative consistant à prolonger la plage #1 jusqu’à 263 nm a été
prise en compte. Elle a conduit à un chevauchement des courbes de réponse
pour les plages #1 et #2 entre 217 et 263 nm.
Le rayonnement corps noir a été sélectionné comme source étalon de
référence. Les mesures accumulées au fil des jours lorsque la cavité était
115
chauffée entre 3000 et 3100 K ont été normalisées à 3050 K. Pour le canal UV,
le signal généré par le corps noir est resté inférieur à 130 cps/s et de l’ordre de
10 cps/s ou moins en début et fin de plage spectrale (c’est pourquoi d’autres
sources étalons ont été utilisées en complément pour le spectromètre UV). Pour
chaque longueur d’onde, la statistique de comptage de 10000 coups
garantissant une incertitude relative (bruit de photons) de 1 % n’a pas été
systématiquement atteinte malgré l’accumulation des mesures. Les deux
semaines de disponibilité du corps noir ont en effet dû être bien réparties pour
l’étalonnage des trois canaux.
L’étalonnage de SOLSPEC a été renforcé par l’utilisation des lampes
F545 et F546 (pour λ > 250 nm). Cet étalonnage a été réalisé 5 mois plus tôt (en
janvier 2007) à l’IASB. Malgré le délai entre les deux campagnes, le
déplacement de l’instrument entre l’IASB et le PTB et la différence d’extension
angulaire des sources corps noir et de type FEL, une excellente correspondance
a été obtenue. Les deux familles de courbes de réponse UV sont présentées cidessous à gauche. La courbe de réponse finale, obtenue après combinaison et
filtrage des données est présentée ci-dessous à droite.
Fig. II.6.4.2-1
Etalonnage absolu du canal UV de SOLSPEC à pression
atmosphérique. A gauche, cohérence obtenue entre les
courbes de réponse corps noir (PTB, juin 2007, en bleu) et
FEL (IASB, janvier 2007, en rouge). A droite, compilation et
filtrage des données.
Les courbes de réponses intègrent les signatures spectrales de la
transmission des doubles monochromateurs et de la réponse du détecteur. La
perte de sensibilité en fin de plage du canal UV est importante (quasi
exponentielle). Elle est imputable pour l’essentiel au type de détecteur (solar
blind), optimisé pour l’UV lointain.
La lampe au deutérium EF159 a été utilisée tant à l’IASB qu’au PTB. Sous
260 nm environ, son éclairement était supérieur en intensité à ceux d’une lampe
FEL ou du corps noir.
116
Fig. II.6.4.2-2
Concordance entre la courbe de réponse établie avec la
lampe au deutérium EF159 (en bleu après filtrage des
données) et les résultats précédents (corps noir et lampe
FEL, en rouge).
Pour la plage comprise entre 200 et 217 nm difficile à étalonner, l’écart
entre les deux courbes de réponse varie entre 1 à 3 %. Par ailleurs, l’incertitude
standard du certificat PTB d’étalonnage de la lampe EF 159 évolue entre 9 %
vers 200 nm, 4 % vers 280 nm et 6 % vers 340 nm. Cette lampe a donc permis
de valider la courbe de réponse composite corps noir - FEL (en rouge ci-dessus)
du canal UV de SOLSPEC, en particulier entre 200 et 250 nm. On a cependant
renoncé à intégrer les résultats EF 159 pour la détermination d’une courbe de
réponse finale, laissant la priorité à l’usage de l’étalon primaire.
II.6.4.3 Etalonnage sous vide
Ce complément d’étalonnage a été réalisé dans la cuve de tests de vide
thermique de l’IASB. En effet, le PTB ne disposait pas de cuve à vide
suffisamment grande pour intégrer et aligner SOLSPEC face au rayonnement
synchrotron. La lampe V0132 a présenté une excellente reproductibilité
d’éclairement.
Fig. II.6.4.3-1
Insertion de SOLSPEC et de la lampe V0132 dans la cuve de
tests de vide thermique de l’IASB.
117
Malgré le confinement du montage et la proximité de la lampe par rapport
à SOLSPEC, le plasma formé au niveau de l’anode a pu être considéré comme
une source ponctuelle. La conversion du certificat d’étalonnage (exprimé en
µW.sr-1.nm-1) en éclairement spectral a été réalisée comme suit (Boyd, 1983) :
Eλ =
Iλ
.10 −3
2
d
(II.6.4.3-1)
Avec Iλ ; l’excitance spectrale, Eλ ; l’éclairement spectral (mW.m-2.nm-1) et d ; la
distance exprimée en mètre.
Les mesures ont été réalisées entre 166 à 245 nm pour garantir le
recouvrement avec la courbe de réponse précédente. Pour cette plage spectrale,
le flux engendré par la source V0132 a pu atteindre 1200 cps/s. Les résultats
sont présentés ci-dessous (cf. Figure II.6.4.3-3 à gauche). Une différence
moyenne de 14,8 % ne variant que de 1 % a été observée entre 200 et 245 nm.
Discussion
La convergence de résultats obtenus sous 250 nm entre le corps noir et la
lampe EF 159 tend à conforter la validité de cette courbe de réponse. Par
ailleurs, le PTB a relevé que les conditions d’utilisation de la lampe V0132 à
proximité de SOLSPEC ont pu être inappropriées. Une contribution peut provenir
d’une réflexion du faisceau émergent de cette lampe (45° de divergence) sur les
parois du déflecteur interne solaire (longueur : 90 mm) de SOLSPEC. Il se situe
entre l’obturateur principal et la pré-fente UV.
Une expérience a été entreprise au laboratoire après livraison de
SOLSPEC afin de vérifier cette hypothèse.
Mesure de la contribution diffuse du déflecteur UV
pour la mesure du signal de la lampe V0132
Signal diode (nAmps)
24
Signal (nAmps) AVEC déflecteur UV
Signal SANS déflecteur UV
22
20
18
Gain de signal
= ~17 %
16
14
Position du déflecteur
pour SOLSPEC = ~12 cm
12
10
0
2
4
6
8
10
12
14
16
18
Distance pré-fente / base du déflecteur (cm)
Fig. II.6.4.3-2
Analyse de la contribution par réflexion et diffusion du
déflecteur solaire lors de l’étalonnage absolu V0132. On a
observé un accroissement de signal de ~17 % imputable à la
réflexion du faisceau divergent (à 45°) de la lampe sur les
parois du déflecteur.
118
Une simulation de l’agencement de la lampe V0132, du déflecteur solaire
et de la pré-fente UV a été réalisée. Le signal a été mesuré en éclairement
intégré par une photodiode à l’arrière de la pré-fente. Les mesures ont été
réalisées avec et sans déflecteur. Pour sa position nominale à 12 cm de la préfente, on a observé un accroissement de signal de l’ordre de 17 %, compatible
(en signe et intensité) avec le décalage des courbes de réponse.
L’hypothèse d’une contribution diffuse a été validée par ces mesures. La
courbe de réponse sous vide établie avec la lampe V0132 a été corrigée par le
facteur multiplicatif égal à 1/0,852. La jonction a été obtenue entre les deux
courbes de réponse (ci-dessous à droite).
Fig. II.6.4.3-3
Etalonnage du canal UV sous vide. A gauche, décalage (14,8
%) observé entre la courbe de réponse V0132 et la courbe
composite corps noir - FEL. A droite, jonction des courbes par
correction d’une contribution diffuse du déflecteur pour la
courbe V0132.
En conclusion, à partir de sources étalons indépendantes associées tant à
l’échelle radiométrique du PTB que du NIST, on a obtenu des familles
superposables de courbes de réponse UV. La courbe composite corps noir - FEL
a été sélectionnée préférentiellement, prolongée sous vide par la courbe V0132.
Pour l’instrument SOLSPEC de 1ère génération (SpaceLab-ATLAS), l’étalonnage
sous vide n’était pas disponible. Le nouvel étalonnage a apporté un gain notable
pour l’optimisation des performances de l’instrument. Pour le canal UV, la plage
de ~13 nm contenue entre 153 nm (extinction de la transmission du Suprasil) et
166 nm n’a pas pu être étalonnée. Le bilan d’incertitudes est reporté au
paragraphe § II.7.
119
II.6.5 Réponse absolue du canal VIS
II.6.5.1 Stratégie de mesure
Le rayonnement corps noir a été sélectionné comme source étalon de
référence. Les données recueillies ont été normalisées pour une cavité chauffée
à 3050 K avant d’effectuer des moyennes. L’étalonnage VIS de SOLSPEC a été
renforcé par l’ensemble des lampes du type FEL. Ces sources ont été utilisées à
l’IASB (janvier et février 2007) et au PTB (juin 2007).
La réponse a été déterminée pour les 4 plages spectrales associées à
l’activation des filtres VIS. Des discontinuités ont été observées pour l’intensité
du signal en sortie du canal VIS lors d’un changement de filtre. Elles sont liées à
la présence d’atténuateurs de densités optiques différentes (cf. § II.3.3.3.3). On a
élaboré en conséquence une stratégie de recouvrement de plages spectrales.
Elle consistait en une légère extension d’une plage spectrale associée à
l’activation d’un filtre vers celles des filtres voisins.
L’intensité maximale des signaux observées pendant les étalonnages
étaient respectivement de ~4000 cps/s et ~15000 cps/s face au corps noir et aux
lampes de type FEL. La correction maximale de non-linéarité n’a pas excédé 0,5
% (0,12 % pour 4000 cps/s) et a été appliquée au signal.
Courant d’obscurité
La photocathode du détecteur VIS est du type tri-alkali (cf. Annexe B.4).
Son courant d’obscurité augmente avec la température, par émission
thermoïonique de la cathode. Le refroidisseur Peltier accolé au détecteur nous a
permis de maintenir son niveau à une valeur voisine de 300 cps/s correspondant
à un environnement thermique de ~18° C.
Deux régimes transitoires ont été observés. La décroissance
exponentielle du courant d’obscurité lors de l’activation de l’élément Peltier était
suivie d’une remontée lente et linéaire dans le temps, liée au dégagement
interne de chaleur par l’électronique de SOLSPEC. Le premier régime a été
neutralisé par une stabilisation du courant d’obscurité préalable à toute mesure
d’étalonnage du canal VIS (pré-refroidissement). Les régimes transitoires
résiduels ont été pris en compte pour la soustraction du courant d’obscurité, par
une mesure directe avant et après l’acquisition d’un spectre, complétée par une
interpolation temporelle.
II.6.5.2 Détermination de la courbe de réponse VIS
La compilation des données provenant des différentes sources étalons est
illustrée ci-dessous.
120
Fig. II.6.5.2-1
Etalonnage du canal VIS de SOLSPEC. A gauche,
compilation des mesures corps noir. A droite, ces mesures
(filtrées) sont comparées aux données obtenues pour les
lampes FEL 545, 546 et 455 (en rouge).
Les courbes de réponse additionnelles obtenues à partir des lampes FEL
ont été combinées comme suit : signal F545 (juin 2007, campagne PTB) pour la
plage VIS1 et VIS2, signal F546 (février 2007, IASB) pour la plage VIS3 et F455
(même date) pour la plage VIS4.
Discussion
En raison de l’éclairement limité des sources étalons combiné à
l’activation de filtres VIS de grande densité optique, l’étalonnage de certaines
plages spectrales a été plus difficile. Nous avons identifié principalement les
longueurs d’onde inférieures à 290 nm, supérieures à 850 nm, les plages
spectrales 670-695 nm (forte variation de l’efficacité des réseaux) et 302-328 nm
(début d’activation du filtre VIS2). Elles sont intégrées dans les plages de
recouvrement avec les canaux UV et IR qui peuvent apporter une
complémentarité pour les mesures solaires.
A partir de 302 nm, le courant d’obscurité devient nettement supérieur au
signal généré par la source étalon et sa soustraction peut engendrer des erreurs.
La solution a été apportée par le prolongement de la plage VIS1 jusqu’à ~315
nm. Elle permet actuellement d’étalonner une mesure solaire mais au détriment
d’une correction plus importante (~20 %) des effets de non-linéarité. Au-delà de
315 nm, le signal généré par les sources étalons pour le filtre VIS2 devient à
nouveau nominal.
Seules les courbes de réponse établies par l’étalon primaire ‘corps noir’
ont été retenues pour le traitement des mesures solaires en orbite. L’extension
angulaire identique au Soleil et le rapport signal à bruit élevé obtenus par de
longues accumulations du signal corps noir ont été prépondérants pour cette
décision.
121
La particularité des courbes de réponse associées aux lampes FEL est de
se référer à deux échelles radiométriques (NIST et PTB) et deux expériences
spatiales (SOLSPEC et Sciamachy). Elles ont conforté les courbes de réponse
corps noir. Les écarts entre les deux séries n’excèdent pas 3 à 5 % et sont
compatibles avec l’incertitude des procédures d’étalonnage (cf. § II.7).
II.6.6 Réponse absolue du canal IR
II.6.6.1 Stratégie de mesure
Trois courbes de réponse ont été produites pour l’étalonnage du canal IR.
Elles sont associées aux trois voies de mesures IR1 à IR3. Seul le rayonnement
corps noir a été utilisé pour l’étalonnage absolu. Les sources lumineuses du type
FEL (filament de 6 x 20 mm², bulbe de 60 mm de longueur) se positionnent à
une distance de 50 cm pour l’application de leur certificat d’étalonnage. A cette
distance, les extensions angulaires du filament et du bulbe (2,29° et 6,86°) ne
sous-tendent pas le même angle solide que le Soleil. Ces lampes n’ont pas
permis de renforcer l’étalonnage du spectromètre IR compte tenu de la réponse
angulaire du canal IR (cf. § II.5.5.2).
Lors des étalonnages, la température de la cavité est restée voisine de
3014 K. Cette valeur a été sélectionnée pour la normalisation de l’ensemble des
données. Une mesure complémentaire à 2664 K a été utilisée pour étalonner la
voie IR3 qui saturait entre ~900 et ~1350 nm lorsque la cavité était chauffée à
plus de 3000 K. A ces températures, le rapport d’éclairement entre le Soleil et le
corps noir est peu élevé en comparaison aux plages spectrales UV-VIS. Il est de
l’ordre de 31, 12, 5 et 3,5 respectivement pour 0,7 µm, 1 µm, 2 µm et 2,7 µm. La
linéarité du détecteur IR combinée à ces valeurs ont conforté la validité de
l’étalonnage. Notons que la voie de mesure IR1 ne sature jamais lors d’une
mesure solaire.
Les signaux des 3 voies de mesure (gains respectifs x1, x10 et x40) sont
toujours enregistrés simultanément. Une lecture du signal est réalisée en 100 µs
(stabilisation de l’électronique comprise). Pour chaque position du réseau IR (soit
pour chaque ligne de télémétrie), le concept de temps d’intégration propre aux
canaux UV-VIS est remplacé par une moyenne de N lectures du signal IR. Lors
de la campagne d’étalonnage au PTB, cette valeur N est restée fixée à 128. Afin
d’améliorer le rapport signal à bruit en fin de plage spectrale, l’enregistrement
des spectres a été répété. Par exemple, 12 accumulations ont été réalisées pour
la plage spectrale du filtre F-IR3 et jusqu’à 45 au-delà de 2,6 µm. L’étalonnage
absolu au-delà de 2,4 µm est une mesure nouvelle, spécifique à la mission
SOLAR SOLSPEC.
L’étalonnage absolu a été limité à 647 nm (position associée à l’origine de
l’échelle des incréments du moteur). Pour la plage résiduelle de fonctionnement
du détecteur (540 - 647 nm), des données ont été accumulées en mode manuel
face au corps noir. Une courbe de réponse a été calculée mais cette plage
spectrale n’est pas exploitée en orbite et reste dévolue au canal VIS.
122
II.6.6.2 Courant obscurité et bruit du signal IR
Le courant d’obscurité du détecteur IR est un bruit de scintillement à
basse fréquence. Son niveau est réduit par le refroidissement Peltier qui lui est
appliqué. La température est électroniquement stabilisée à (-21,8 ± 0,05) °C. Par
rapport à la gamme dynamique s’étendant de -32767 à +32767 Volts digitaux
après numérisation, le niveau de courant d’obscurité est affiché en valeurs
légèrement négatives. Ce niveau est imputable au filtre passe-bas électronique
situé en fin de chaîne de détection synchrone, dont le biais n’est pas corrigé.
Dans l’infrarouge, le terme dominant du bruit (blanc) du signal IR est celui
de la chaîne de détection. Il ne dépend pas de l’intensité du signal lumineux
mesuré (bruit de photon négligeable). Le rapport signal à bruit est identique pour
les trois voies de mesure. Une étude détaillée est présentée en Annexe A.5.2.
II.6.6.3 Détection de signaux IR secondaires
L’influence de sources secondaires d’émission IR a été analysée. Ces
sources correspondent aux contributions thermiques des éléments mécaniques
du spectromètre et à certaines sources lumineuses interceptées dans son champ
de vue. L’étude détaillée est reportée en Annexe E.2. Les résultats ont démontré
le caractère négligeable de ces contributions parasites pour les longueurs d’onde
inférieures à 3,1 µm.
II.6.6.4 Correction de l’absorption H2O
Dans l’infrarouge, un terme de correction d’importance primordiale doit
être pris en compte lors de l’étalonnage absolu au sol. En effet, la colonne d’air
située entre le corps noir et SOLSPEC (1384,05 mm) n’est plus transparente en
raison de l’absorption moléculaire de la vapeur d’eau, en particulier vers 2,7 µm.
Le chemin optique interne du spectromètre SOLSPEC a été maintenu sous
conditionnement d’azote gazeux froid. L’absorption observée était de l’ordre de 1
% vers 1 µm, ~10 % à 1,4 et 1,8 µm et jusqu’à 60 % à 2,7 µm. Un programme
développé à l’IASB (Asimut) pour l’analyse spectroscopique des atmosphères
planétaires a été utilisé pour quantifier l’absorption (Vandaele et al., 2006, 2008).
La technique de correction est fondée sur l’ajustement itératif des sections
efficaces d’absorption par la vapeur d’eau (HITRAN 2008) sur le signal
SOLSPEC pour en déduire une abondance moléculaire. Elle a permis de
déterminer précisément la transmission de la colonne d’air (ci-dessous à droite)
et accessoirement, son contenu en vapeur d’eau (~6,1x1019 molécules/cm²).
Pour le calcul de la courbe de réponse, la soustraction complète des structures
spectrales H2O dans le signal brut de SOLSPEC a été réalisée au préalable
(courbe bleue, ci-dessous à gauche). D’autres molécules ont été testées. La
correction pour le CO2 a été jugée négligeable.
123
Fig. II.6.6.4-1
Correction de l’absorption par la vapeur d’eau pour la colonne
d’air de 1384,05 mm (distance entre le corps noir et
SOLSPEC). A gauche : signal SOLSPEC face au corps noir
avec et sans signature spectrale de la vapeur d’eau. A droite :
transmission de la colonne d’air déduite de l’ajustement des
sections efficaces d’absorption sur le signal brut de
SOLSPEC.
II.6.6.5 Détermination de la courbe de réponse IR
La détection du rayonnement corps noir par SOLSPEC s’estompe vers
3,1 µm comme illustré ci-dessous à gauche (signal IR2). Les courbes de réponse
filtrées (en rouge) sont représentées ci-dessous à droite. Le segment en vert a
été déduit de mesures à 2664 K.
Fig. II.6.6.5-1
Etalonnage radiométrique absolu du canal IR. A gauche,
exemple d’extinction en fin de spectre du signal SOLSPEC
face au corps noir. A droite, courbes de réponses pour les
trois voies de mesure du spectromètre IR. Les données sont
filtrées en fin de spectre.
124
La sensibilité maximale du canal IR survient vers 1,3 µm. La réponse du
détecteur PbS atteint son maximum vers 2,7 µm mais la transmission optique
des spectromètres et l’efficacité des réseaux expliquent ce déplacement de la
réponse de toute la chaîne de détection vers 1,3 µm. Le rapport signal à bruit se
dégrade à partir de 2,5 µm. On peut aussi noter un changement important de la
réponse du spectromètre autour de 1,6 et 2,2 µm, vraisemblablement dû à l’effet
de polarisation des réseaux.
En raison de l’absence de filtres neutres, le passage des filtres IR est
quasiment indétectable car leurs transmissions sont similaires (plateau à ~95 %).
Une exception concerne le filtre IR n°2 activé à 90 2 nm juste avant d’atteindre sa
transmission nominale.
125
II.7 Détermination des incertitudes
L’incertitude standard associée à la mesure de l’éclairement spectral
solaire hors atmosphère par l’expérience SOLSPEC a été calculée. Nous avons
développé une étude spectrale tenant compte de l’ensemble des sources
d’incertitude affectant les plages spectrales des trois canaux. Deux situations ont
été analysées pour l’incertitude.
- Une mesure solaire nominale (temps d’intégration UV-VIS de 0,6 s, moyenne
de 128 lectures pour l’IR).
- Une accumulation tendant vers l’infini de mesures nominales. Cette étude
limite a consisté à augmenter vers l’infini le temps d’intégration (UV-VIS) et le
nombre de lecture par position du réseau (IR).
L’étude a intégré le développement de modèles mathématiques pour les
sources étalons en éclairement spectral, l’expression du signal électronique de
SOLSPEC face à ces sources étalons et les équations déterminant l’éclairement
solaire en orbite. Le formalisme mathématique utilisé pour ces modèles est
conforme au ‘Guide to the expression of uncertainty in measurement’ (JCGM
100:2008) dont la théorie est résumée en Annexe A.1.
II.7.1 Les sources d’incertitudes
L’ensemble des sources d’incertitudes impliquées dans l’estimation de
l’incertitude standard composée (combined standard uncertainty) pour la mesure
de l’éclairement solaire a pu être défini comme suit. Le champ d’application est
spécifié en fonction du canal de mesure SOLSPEC et des opérations au sol ou
en orbite :
#
Nature des incertitudes
Canaux
Mesures
UV
VIS
IR
Sol
ISS
I) Situations spécifiques à l’étalonnage au sol.
a) Instrument SOLSPEC
I.1
Alignement d’un axe optique de SOLSPEC par rapport à
une source étalon
●
●
●
●
I.2
Transmission de la colonne d’air entre SOLSPEC et une
source étalon
●
●
●
●
b) Sources étalons
lampes étalons secondaires)
(corps noir
et
126
I.3
Distance entre la source étalon et SOLSPEC
I.4
Homogénéité de l’éclairement d’une source étalon
I.5
Groupe d’incertitudes associées à la valeur absolue de
la luminance du corps noir (incluant : température
absolue, émissivité, …)
I.6
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
Stabilité de la luminance du corps noir : dérive au cours
du temps
●
●
●
●
I.7
Diamètre du diaphragme du corps noir
Etalonnage des lampes étalons en unité absolue
(éclairement spectral ou excitance spectrale)
●
●
●
I.8
●
●
●
●
I.9
Dérive de l’éclairement des lampes étalons
(vieillissement).
●
●
●
I.10
Interpolation du signal d’une lampe étalon secondaire à
partir des points du certificat d’étalonnage
●
●
●
I.11
Influence de la lumière diffuse dans le délimiteur de
champ du cône solaire lors d’une trop grande proximité
de la lampe D2
●
●
II) Situations spécifiques aux mesures
en orbite
II.1
Correction d’un dépointage solaire (exploitation du signal
PSD et des réponses angulaires)
●
●
II.2
Changements de réponse des PM en fonction de la
température
●
●
●
●
●
III) Situations mixtes (mesures au sol et
en orbite)
III.1
Groupe d’incertitudes pour le convertisseur CAD 16 bits
(linéarité intégrale, différentielle, dérive en température,
full scale error, ….)
III.2
Mesure du courant d’obscurité
III.3
Mesure de température des détecteurs de SOLSPEC
III.4
Lumière diffuse externe pour les canaux UV-VIS (source
parasites présentes dans le FOV lors des étalonnages)
●
●
●
●
●
●
III.5
Lumière diffuse interne pour les canaux UV-VIS (fonction
d’instrument + éclairement du détecteur en ligne directe)
●
●
III.6
Lumière diffuse interne et externe IR (température des
pales de l’échantillonneur, température des lames de
quartz, émission IR d’un laboratoire, …)
III.7
Linéarité des PM UV-VIS
III.8
Linéarité du détecteur PbS IR
III.9
Temps d’intégration pour les PM UV-VIS
III.10
Fluctuation du signal UV-VIS associée au bruit de
photoélectrons (3 sources). Remarque : le bruit de
l’électronique est négligeable.
III.11
Fluctuations du signal IR associées au bruit de la chaîne
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
●
127
de détection. Remarque : ce bruit domine le bruit de
photons.
III.12
Qualité de l’étalonnage en longueur d’onde des canaux
SOLSPEC (cf. coefficient Cλ)
●
●
●
●
●
III.13
Reproductibilité des échelles de longueurs d’onde
(performances mécaniques de la vis micrométrique).
●
●
●
●
●
III.14
Dérive des échelles de longueur d’onde en fonction de la
température (dilatation mécanique).
●
●
●
●
●
III.15
Bande passante finie des canaux (cf. coefficient C∆λ)
Stabilité des hautes tensions des PM UV-VIS
●
●
●
III.16
●
●
III.17
Changement de réponse du détecteur PbS en fonction
de la température.
●
●
●
●
●
●
●
III.18
Modification du fonctionnement de
synchrone en fonction de la température.
●
●
●
Tableau II.7.1-1
la
détection
Inventaire des sources d’incertitude contribuant à
l’estimation de l’incertitude standard composée lors de la
mesure de l’éclairement solaire.
Sources d’incertitudes négligeables
Les sources d’incertitudes III.1, 4, 6, 8, 13, 14 et 16 à 18 sont considérées
comme négligeables. Les discussions détaillées sont reportées en Annexe A.2.
La contribution III.5 est négligeable (sauf pour le filtre VIS1, cf. § II.5.4). La
discussion pour la contribution III.6 est reportée en Annexe E.2.
II.7.2 Modèles mathématiques pour SOLSPEC
II.7.2.1 Relations fonctionnelles (formes génériques)
Détermination de l’éclairement solaire
On a défini la relation fonctionnelle suivante :
E sol = f ( X 1 ,..., X N 1 , R )
II.7.2.1-1)
Le terme Esol représente l’éclairement spectral (mW.m-2.nm-1). Les
variables dépendent de la longueur d’onde. Le coefficient d’étalonnage R(λ) est
utilisé comme variable d’entrée. Il a été obtenu à partir d’un modèle
mathématique développé pour les étalonnages au sol (voir ci-dessous). Une
incertitude standard composée lui est associée. Les variables ‘Xi’ décrivent le
signal brut en orbite et les paramètres de corrections (linéarité, température,
pointage solaire, …) permettant la conversion du signal en éclairement. On a
défini respectivement pour l’UV-VIS (II.7.2.1-2) et l’IR (II.7.2.1-3) :
128
Esol = f ( S , < DC >, ∆t S , ∆t DC , K , TISS , TPTB , α T , F ( x, y ), R) (II.7.2.1-2)
E sol = f ( S , < DC >, F ( x, y ), R, n)
(II.7.2.1-3)
Description des variables Xi communes aux différents canaux :
- S : signal solaire brut, en coups (échelle ouverte) ou volts digitaux pour le
canal IR (numérisation : 16 bits, mode bipolaire).
- <DC> : valeur moyenne du courant d’obscurité, calculée nominalement sur les
120 acquisitions (60 avant et 60 après le spectre). <DC> est exprimé en coups
(avec une partie décimale pour cette valeur moyenne) ou en volts digitaux.
- F(x,y) est la réponse angulaire du canal en fonction des coordonnées (x,y) de
l’image du Soleil sur le PSD. La fonction F est normalisée à 1 lorsque le Soleil
est sur l’axe optique des spectromètres. Ces conditions de pointage sont
vérifiées lorsque (x,y) = (x0,y0). En cas de biais entre le PSD et l’axe optique
du spectromètre, il est possible que les coordonnées (x0,y0) soient différentes
de (0,0).
- R : coefficient d’étalonnage (courbe de réponse). C’est un facteur multiplicatif.
Il convertit le signal électronique en éclairement spectral.
Unités : mW.m-2.nm-1.s.cps-1 (UV-VIS)
mW.m-2.nm-1.VoltsDigitaux-1 (IR).
Description des variables Xi’ spécifiques :
1) Canaux UV-VIS
- ∆tS : temps d’intégration associé à S (en secondes).
- ∆tDC : temps d’intégration associé à une mesure individuelle du courant
d’obscurité (en secondes).
- K : coefficient de non-linéarité. Il correspond au temps mort du système de
comptage de photons (en secondes, cf. § II.5.3).
- TISS : température du détecteur à l’instant de la mesure lors d’une acquisition
en orbite (°C).
- TPTB : température du détecteur lors des étalonnages au PTB (°C).
- αT : coefficient exprimant le changement de sensibilité d’un photomultiplicateur
en fonction de la température. Un coefficient négatif signifie un gain de
sensibilité pour des températures décroissantes (%/°C).
2) Canal IR
- n : facteur de réduction du bruit. C’est un paramètre d’acquisition sans
incertitude associée. Il exprime le nombre de lectures (2n) du signal IR
effectuées par ligne de télémétrie. L’intensité du signal IR transmise par la
télémétrie de SOLSPEC est la moyenne pour ce nombre de lectures.
Détermination de la courbe de réponse
Pour la réponse R(λ), on a défini une fonction à 2 variables (l’éclairement
de la source étalon et le signal mesuré par SOLSPEC). Ces variables sont
corrélées.
129
R = g ( Eétalon , Sig SOLSPEC ) =
Eétalon
SIGSOLSPEC
(II.7.2.1-4)
Un modèle mathématique a été développé pour ces 2 variables. On a
établi les relations fonctionnelles suivantes :
1) Eclairement des sources étalons
Eétalon = S X (b1 ,.., bN 2 )
(II.7.2.1-5)
L’indice ‘X’ peut désigner le corps noir (BB), une lampe étalon au
deutérium (D2) ou un étalon secondaire telle qu’une lampe à filament de
tungstène de 1000 W (FEL).
On obtient successivement pour l’éclairement spectral (mW.m-2.nm-1) :
Eétalon = S BB ( D , d , Lλ )
(II.7.2.1-6)
Avec :
- D : diamètre du diaphragme du corps noir (mm)
- d : distance (mm) entre le diaphragme du corps noir et la première surface
optique active de SOLSPEC (lames dépolies en quartz).
L(λ) : luminance du corps noir, exprimé en W.cm-3.sr-1 ou en mW.m-2.nm-1.sr-1
Pour la lampe au deutérium, on désigne les lampes étalonnées au PTB en
excitance spectrale. Elles ont été utilisées sous vide :
Eétalon = S D 2 ( d , I λ )
(II.7.2.1-7)
Avec :
- d : distance (mm) entre l’arc de la lampe et SOLSPEC.
- Iλ : excitance spectrale (µW.nm-1.sr-1).
Pour la source du type FEL, on se réfère aux valeurs tabulées de
l’éclairement spectral (certificat NIST) :
Eétalon = S FEL ( E std )
(II.7.2.1-8)
2) Signal SOLSPEC face aux sources étalons
Le modèle mathématique est similaire à celui développé pour l’expression
du signal en orbite (cf. éq. II.7.2.1-1).
Sig SOLSPEC = S s ( a1 ,.., a N 3 )
(II.7.2.1-9)
130
Les termes associés au pointage et aux changements de sensibilité en
fonction de la température ne sont plus présents. Un nouveau terme associé à la
transmission de la colonne d’air entre la source étalon et SOLSPEC apparaît. On
le définit respectivement pour l’UV-VIS et l’IR :
SigSOLSPEC = S S (S , < DC >, ∆t S , ∆t DC , K , Tra )
(II.7.2.1-10)
Sig SOLSPEC = S S ( S , < DC >, T , n)
(II.7.2.1-11)
a
r
Avec :
- Tra : transmission de la colonne d’air (en unité relative). Sous vide (canal UV)
et pour le canal VIS, ce terme est égal à 1.
II.7.2.2 Développements détaillés
II.7.2.2.1 Eclairement solaire hors atmosphère
Les incertitudes standard composées sont exprimées ci-dessous en
unités absolues (mW.m-2.nm-1) ou en unité relative (%). Dans ce cas, le résultat
est égal à 100 x uc(Esol)/Esol.
1) Canaux UV-VIS
Relation fonctionnelle
La relation fonctionnelle est identique pour les deux canaux de mesure et
a été définie comme suit. Les unités seront exprimées entre crochets.




R (λ )

. S − < DC >  + C (λ ) + C (λ )
E sol (λ ) = 
 net

λ
∆λ
∆t DC 
 (TPTB − TISS ).α T (λ )   

 F ( x, y ).1 −
 
100



[mW.m-2.nm-1]
(II.7.2.2.1-1)
Avec
S net
S (λ )
∆t s
=
S (λ )
1− k
∆t s
[cps.s-1]
(II.7.2.2.1-2)
Ce modèle mathématique présente des caractéristiques non linéaires
liées aux détecteurs. Deux termes de correction ont été pris en compte : Cλ, et
C∆λ. Ils représentent respectivement les incertitudes engendrées par
l’imprécision de l’échelle de longueur d’onde et par l’effet de la bande passante
finie des spectromètres. Ces corrections, exprimées en coups par seconde
131
(cps/s) sont de moyenne nulle (cf. Annexe A.4). La correction de linéarité n’a pas
été prise en compte pour des signaux inférieurs à 500 cps/s, tels que des
niveaux de courant d’obscurité.
On a retenu les corrélations suivantes :
- Corrélation (R,S). Elle est liée à la sensibilité d’un canal pour la longueur
d’onde donnée. Une modification de la sensibilité modifiera à la fois la réponse
face à l’étalon primaire et le signal en orbite. On attribue un coefficient de
corrélation r(R,S) = 1.
- Corrélation (S,TISS). Une variation de température du détecteur modifie le
signal mesuré. On définit un coefficient de corrélation r(S,TISS) = 1.
Evaluation de l’incertitude composée
On a utilisé la loi de propagation des incertitudes. Dérivation de la fonction
E sol = f (...) en tenant compte des corrélations :
 ∂f
 ∂f 
 ∂f 
u ( E sol ) =   .u 2 ( R) +   .u 2 ( F ) + 
 ∂R 
 ∂F 
 ∂α T
2
2
2
c
2
2
 ∂f
 2
 .u (α T ) + 

 ∂TISS
2
 2
 .u (TISS )

 ∂f  2
∂f
 ∂f  2

 2
 ∂f  2
 .u (TPTB ) + 
+ 
 .u ( K ) + 
 .u (< DC >) +   .u (S )
 ∂K 
 ∂ < DC > 
 ∂S 
 ∂TPTB 
 ∂f
+ 
 ∂S net
2
2
2
2
 2
∂f ∂f
∂f ∂f
 . u (Cλ ) + u 2 (C ∆λ ) + 2 . .u (S ).u( R) + 2 .
.u ( S ).u (TISS )
∂S ∂R
∂S ∂TISS

(II.7.2.2.1-3)
(
)
L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.1.
2) Canal IR
La mesure est assurée par une détection synchrone. Le calcul
d’incertitude a été développé uniquement pour le gain IR2 car les trois gains ont
le même rapport signal à bruit (Annexe A.5.2). Pour le canal IR, les spécificités
de la relation fonctionnelle concernent l’absence de termes de correction liés à
une non-linéarité (cf. § II.5.3.3) et au changement de réponse du détecteur en
fonction de la température (cf. § II.6.6.2)
Relation fonctionnelle
Les signaux S(λ) et <DC> sont exprimés en volts digitaux selon une
gamme bipolaire (16 bits) allant de -32767 à 32767.
Esol (λ ) =
R( λ )
.(S (λ )− < DC > +Cλ (λ ) + C∆λ (λ ) )
F ( x, y )
[mW.m-2.nm-1]
(II.7.2.2.1-4)
132
Le facteur de réduction du bruit (paramètre ‘n’) a été intégré dans
l’expression des incertitudes pour S et <DC>. Les termes de correction Cλ, et C∆λ
ont été maintenus car inhérents au fonctionnement de tout monochromateur. Ils
sont exprimés en Volts digitaux. La corrélation entre les variables R et S a été
maintenue.
Evaluation de l’incertitude composée
∂f
 ∂f 
 ∂f  2

 2
u ( E sol ) =   .u 2 ( R) + 
 .u ( F ) + 
 .u (< DC >)
 ∂R 
 ∂F 
 ∂ < DC > 
2
2
2
2
c
∂f ∂f
 ∂f 
+   . u 2 ( S ) + u 2 (Cλ ) + u 2 (C ∆λ ) + 2 . .u( S ).u ( R)
∂S ∂R
 ∂S 
2
(
)
(II.7.2.2.1-5)
L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.1.
II.7.2.2.2 Etalonnage absolu
1) Canaux UV-VIS, signal SOLSPEC face aux sources étalons
L’équation est similaire à (II.7.2.2.1-1). L’alignement a été optimisé au
laser et n’a engendré aucune correction. Les mesures ont été effectuées à la
température de référence TPTB et le terme de transmission de la colonne d’air
généralement présente entre la source étalon et SOLSPEC a été intégré. Pour le
canal UV, on a tenu compte de la diffusion Rayleigh et de l’absorption
moléculaire par l’O2 et l’O3 principalement sous 250 nm. Pour le canal VIS, la
colonne d’air a été considérée comme étant transparente.
Relation fonctionnelle
SIG SOLSPEC (λ ) =

1 
< DC > 
 + C λ (λ ) + C ∆λ (λ ) [cps.s-1]
. S net −
∆t DC 
T (λ ) 

a
r
(II.7.2.2.2-1)
Evaluation de l’incertitude composée
L’incertitude uc(Esol) est exprimée en coups par seconde ou en une
unité relative (%). Il n’y pas de terme de corrélation.
 ∂S
u ( SIGSOLSPEC ) =  S
 ∂S net
2
c
2
 2
 ∂S 
 . u (Cλ ) + u 2 (C ∆λ ) +  S  .u 2 ( S )
 ∂S 

(
)
 ∂S
 ∂S 
 ∂S S  2
+  S  .u 2 ( K ) + 
 .u (< DC >) +  Sa
 ∂K 
 ∂ < DC > 
 ∂Tr
2
2
2
2
 2 a
 .u (Tr )

(II.7.3.2.2-2)
133
L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.2.
2) Canal IR, signal SOLSPEC face au corps noir
La relation fonctionnelle est similaire à (II.7.2.2.1-4) mais avec disparition
du terme de pointage (alignement optimisé au laser face au corps noir). Le terme
de transmission de la colonne d’air est d’une importance primordiale pour le
canal IR. Il corrige l’absorption moléculaire par la vapeur d’eau présentée
précédemment (cf. § II.6.6.4).
Relation fonctionnelle
SIGSOLSPEC (λ ) =
1
.(S (λ )− < DC > +Cλ (λ ) + C∆λ (λ ) ) [VoltDigitaux] (II.7.2.2.2-3)
T (λ )
a
r
Au sol, les conditions d’utilisation de SOLSPEC et du logiciel nous ont
conduit à maintenir le facteur de réduction du bruit à la valeur n = 7. Le
paramètre ‘n’ disparaît donc de l’équation. Nous l’avons remplacé par le
paramètre ‘N’ indiquant le nombre de mesures face au corps noir pour une
longueur d’onde donnée. Par mesure, on entend donc une moyenne de 128
lectures.
Evaluation de l’incertitude composée
L’incertitude uc(SIGSOLSPEC) est exprimée en Volts digitaux ou en une unité
relative (%). Il n’y pas de terme de corrélation.
 ∂S 
u ( SIGSOLSPEC ) =  S  .(u 2 ( S ) + u 2 (Cλ ) + u 2 (C ∆λ ))
 ∂S 
2
2
c
 ∂S
 ∂S S  2
+
 .u (< DC >) +  Sa
 ∂ < DC > 
 ∂Tr
2
2
 2 a
 .u (Tr )

[VoltDigitaux]
(II.7.2.2.2-4)
L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.2.
3) Eclairement des sources étalons
Le rayonnement corps noir a été utilisé pour toute longueur d’onde
supérieure à 200 nm. Pour le canal UV, deux types de sources étalons
complémentaires ont été utilisées : la source au deutérium V0132 sous vide et
les lampes à filament de tungstène du type FEL (entre 250 et 371 nm).
134
Rayonnement corps noir
L’expression de l’éclairement spectral Eétalon = SBB(…) a été présentée
précédemment (cf. § II.6.2.1). Cette équation (II.7.2.1-6) se développe comme
suit :
α
πL(λ ).D 2
avec L(λ ) =
+ cUn [mW.m-2.nm-1] (II.7.2.2.2-5)
Eétalon (λ ) =
β
2
4d
λ5 .(e λ .T − 1)
Les paramètres (α,β) contiennent des constantes physiques. L’émissivité
de la cavité et son incertitude associée ont été intégrées dans α. Le terme CUn
est de moyenne nulle. Il décrit la correction à apporter pour la luminance due à
l’inhomogénéité du faisceau. L’évaluation de l’incertitude composée dépend donc
de (α,T, CUn) :
2
2
 ∂L 
 ∂L 
2
2
2
uc2 ( L) = 
 .u (α ) +   .u (T ) + u (CUn )
 ∂α 
 ∂T 
[mW.m-2.nm-1.sr-1]
(II.7.2.2.2-6)
L’incertitude pour l’éclairement spectral du corps noir a pu être estimée
après introduction des fonctions de distribution des variables (D,d) et de leur
coefficient de sensibilité.
 ∂S  2
 ∂S 
 ∂S 
u ( Eétalon ) =  BB  .uc ( L) +  BB  .u 2 ( D) +  BB  .u 2 (d )
 ∂D 
 ∂d 
 ∂L 
[mW.m-2.nm-1]
2
2
2
2
c
(II.7.2.2.2-7)
Source au deutérium V0132 (étalonnée au PTB sous vide)
La relation fonctionnelle intègre la conversion de l’excitance spectrale en
éclairement spectral pour la distance donnée, ainsi qu’une série de termes de
correction caractérisant l’incertitude associée à l’étalonnage d’un étalon
secondaire et à son utilisation (alignement).
Eétalon = S D 2 ( d , I λ ) =
( I λ + Cstd + Cdrift + Citp )
d
2
.10 −3 + C Al + CUn
[mW.m-2.nm-1]
(II.7.2.2.2-8)
Les termes Cstd, Cdrift et Citp caractérisent respectivement l’incertitude de
l’étalonnage, la dérive de la lampe par rapport à son certificat et l’incertitude liée
à l’interpolation de l’étalonnage pour des longueurs d’onde intermédiaires autres
que celles tabulées dans le certificat. Les termes CAl et CUn prennent en compte
les incertitudes engendrées par un défaut d’alignement et d’homogénéité du
faisceau. L’analyse montre (cf. § II.7.3.1) que seuls quelques termes non nuls
peuvent être retenus. Pour l’expression de l’incertitude composée, on a obtenu :
135
2
 ∂S 
 ∂S 
u ( Eétalon ) =  D 2  .(u 2 (C std ) + u 2 (Citp )) +  D 2  .u 2 (d )
 ∂d 
 ∂I λ 
2
2
c
[mW.m-2.nm-1]
(II.7.2.2.2-9)
L’incertitude pour Cstdt et Citp est exprimée dans la même unité que l’excitance
spectrale (µW.sr-1.nm-1).
Source tungstène du type FEL (1000 W)
L’estimation de l‘incertitude pour l’éclairement spectral d’une lampe du
type FEL a été déduite du certificat d’étalonnage délivré par le NIST (distance
d’utilisation de 50 cm) et des conditions d’utilisation. Des termes de corrections
(Cstd, Cdrift, Citp et CAl) ont intégré les incertitudes liées au positionnement de la
lampe et la dérive de son éclairement (vieillissement). Le terme d’homogénéité
CUn n’a plus été repris. Une lampe du type FEL est une source étalon secondaire
de petite étendue constituée de multiples spires de tungstène. Son éclairement
n’est pas isotrope. Cependant, la mise en station devant SOLSPEC de manière
identique au NIST (en utilisant le même socle de lampe et la même mire
d’alignement) a permis de neutraliser cette incertitude CUn. On a obtenu pour la
relation fonctionnelle :
Eétalon = S FEL ( E std ) = E std + C std + C drift + Citp + C dist + C Al (II.7.2.2.2-10)
Toutes les variables sont en [mW.m-2.nm-1]. Le terme Cdist décrit l’incertitude pour
l’éclairement engendrée par une erreur de distance entre la lampe et SOLSPEC.
uc2 ( Eétalon ) = u 2 (Cstd ) + u 2 (Cdrift ) + u 2 (Citp ) + u 2 (Cdist )
[mW.m-2.nm-1]
(II.7.2.2.2-11)
4) Détermination des courbes de réponse
La courbe de réponse est le rapport des fonctions Eétalon et SIGSOLSPEC (cf.
équation II.7.2.1-4). Lorsque seul le corps noir a été utilisé (λ > 200 nm) et en
tenant compte de la corrélation entre les variables, on a obtenu :
 ∂g
 2
∂g
uc2 ( R) = 
.u ( Eétalon ) +
.u ( SIGSOLSPEC )
∂SIGSOLSPEC
 ∂Eétalon

-2
-1
-1
[mW.m .nm .cps .s]
(II.7.2.2.2-12)
Les coefficients de sensibilité pour l’incertitude standard composée uc(R)
du coefficient d’étalonnage s’expriment comme suit :
∂g / ∂Eétalon = R / Eétalon
[cps-1.s]
(II.7.2.2.2-13)
136
∂g / ∂SIG solspec = − R / SIG solspec
[mW.m-2.nm-1]
(II.7.2.2.2-14)
Pour le canal UV, deux situations particulières ont été retenues.
1) Aux longueurs d’onde inférieures à 200 nm, un coefficient de correction de
14.8 % a été appliqué pour la jonction avec les données corps noir (cf. §
II.6.4.2). L’équation II.7.2.1-4 a été reformulée :
R = g ( Eétalon , SIGSOLSPEC ) =
Eétalon
Cdiff .SIGSOLSPEC
[mW.m-2.nm-1.cps-1.s]
(II.7.2.2.2-15)
Un coefficient de sensibilité additionnel a été intégré pour l’incertitude :
 ∂g
u ( R) = 
 ∂C
 diff
2
c
2
 2

 2
∂g
 .u (Cdiff ) +  ∂g .u ( Eétalon ) +
.u ( SIGSOLSPEC )

∂SIGSOLSPEC
 ∂Eétalon


-2
-1
-1
[mW.m .nm .cps .s]
(II.7.2.2.2-16)
Ce coefficient est décrit ci-dessous.
∂g / ∂C diff = − R / C diff
[mW.m-2.nm-1.cps-1.s]
(II.7.2.2.2-17)
2) Entre 250 et 371 nm, la réponse de l’instrument SOLSPEC est une
combinaison de données obtenues à partir du corps noir et des lampes FEL.
Les courbes de réponses respectives RBB et RFEL ont été calculées
individuellement avant la jonction finale suivante :
uc2 ( R) =
1 2 BB 1 2 FEL
uc ( R ) + u c ( R )
2
2
[mW.m-2.nm-1.cps-1.s]
(II.7.2.2.2-18)
II.7.3 Résultats
Les évaluations détaillées des incertitudes individuelles sont reportées en
annexe. Elles y sont résumées sous forme de tableaux accompagnés de
discussions pour certains termes particuliers. Lors de la détermination d’une
incertitude composée, certaines formulations sont apparues communes à
plusieurs types de mesure (étalonnage, mesure solaire, …) et à plusieurs
canaux. Un exemple typique est représenté par les termes de correction Cλ et
C∆λ. Ces contributions sont présentées en Annexe A.4.
Les résultats présentés ci-dessous sont commentés et résumés sous
forme graphique (étude spectrale). Les courbes représentent successivement les
incertitudes :
- pour l’éclairement spectral des sources étalons,
137
- pour le signal SOLSPEC face aux sources étalons,
- pour les courbes de réponses,
- pour les mesures solaires en orbite (mesure nominale et accumulation infinie).
Les incertitudes composées sont toujours exprimées pour k = 1
(incertitudes standard).
II.7.3.1 Incertitudes associées à l’éclairement des sources
étalons
Luminance et éclairement spectral du corps noir
Le tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.1
(tableau A.5.1-1). Ci-dessous, nous présentons l’estimation de l’incertitude
standard composée (%) pour la luminance et l’éclairement spectral du corps noir.
Fig. II.7.3.1-1
Canal UV (haut) et VIS (bas). Incertitude standard composée
(%) pour la luminance (à gauche) et l’éclairement (à droite) du
corps noir à 3050 K.
138
Grâce à une incertitude standard limitée à 0,44 K pour la température
absolue, on dispose d’un étalon primaire fournissant une luminance de haute
précision pour la plage spectrale UV. Les contributions individuelles associées à
l’incertitude pour l’émissivité et l’uniformité du faisceau ne doivent pas être
négligées. On observe (Figure de droite) que l’incertitude standard composée
(%) pour l’éclairement et la luminance spectrale sont quasi superposables.
Fig. II.7.3.1-2
Canal IR. Incertitude standard composée (%) pour la
luminance (à gauche) et l’éclairement (à droite) du corps noir
à 3014 K.
Pour la luminance du canal IR (à gauche), la contribution liée à
l’incertitude pour la température n’est plus dominante. Au final, pour l’éclairement
spectral, on observe une incertitude standard comprise entre 0,22 – 0,37 %, 0,15
– 0,27 % et 0,13 – 0,17 %, respectivement pour les canaux UV, VIS et IR.
Eclairement spectral d’une lampe du type FEL
Le tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.1
(tableau A.5.1-2). Après analyse, on a obtenu pour la plage spectrale UV une
incertitude standard composée inférieure à ~1 %.
139
Fig. II.7.3.1-3
Incertitude standard composée (%) pour
spectral d’une lampe du type FEL (canal UV).
l’éclairement
Eclairement spectral d’une source au deutérium (sous vide)
Un certificat du PTB est exprimé en excitance spectrale (µW/nm.sr) et
donne une incertitude étendue relative (k = 2) de 5 % pour chaque longueur
d’onde. Le terme de dérive Cdrift a été mis à zéro car la lampe avait été
récemment étalonnée. Les termes pour l’alignement et l’homogénéité (CAl et CUn)
sont négligeables. Les équations II.7.2.2.2-6 à -9 ont été utilisées. L’analyse a
donné une courbe d’incertitude standard centrée globalement sur 2,5 % sans
dépendance spectrale car le terme Cstd est dominant. Le tableau d’évaluation
des incertitudes est reporté en Annexe A.5.1 (tableau A.5.1-3).
II.7.3.2 Incertitudes associées au signal SOLSPEC face aux
sources étalons
Canaux UV-VIS
Le tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.2
(tableau A.5.2-1). L’extinction du rayonnement corps noir a été calculée pour une
colonne d’air de 1384,05 mm. Elle a atteint 0,2 % et 0,6 % respectivement à 260
et 200 nm. Elle était presque négligeable pour λ > 300 nm Les différentes
contributions sont illustrées ci-dessous. Pour une lampe du type FEL
(distance d’utilisation de 50 cm), l’atténuation est plus faible et proportionnelle à
la modification du chemin optique. Une incertitude de 10 % a été maintenue pour
ces estimations.
140
Fig. II.7.3.2-1
Extinction engendrée par la diffusion Rayleigh et l’absorption
moléculaire (O2, O3) pour un chemin optique de 1384,05 mm.
Canal UV, estimation des incertitudes standard composées (%) pour le
signal net SOLSPEC (cps/s) face aux sources deutérium et du type FEL.
Fig. II.7.3.2-2
Canal UV. Incertitude standard composée (%) pour le signal
SOLSPEC face à la lampe au deutérium V0132 (166-200 nm,
à gauche) et une lampe du type FEL (250-371 nm, à droite).
La source d’incertitude dominante provient généralement du signal brut
SOLSPEC (coups). Pour la lampe au deutérium V0132 dont le signal est assez
intense, l’intégration des mesures a permis de limiter l’incertitude à une valeur
dépassant à peine 1 %. Celle-ci diminue pour les grandes longueurs d’onde.
Pour une lampe de type FEL, l’incertitude minimale observée en milieu de
spectre est de l’ordre de 2 %. Elle augmente à plus de 25 % en fin de plage
spectrale UV. Les autres contributions individuelles sont comparables entre elles,
à l’exception de la linéarité, négligeable du fait de la faible intensité du signal
SOLSPEC.
Estimation des incertitudes standard composées (%) pour le signal net
SOLSPEC (cps/s) face au corps noir. Canal UV (à gauche) et VIS (à droite).
141
Fig. II.7.3.2-3
Etalonnage des canaux UV (à gauche) et VIS (à droite).
Signal net SOLSPEC face au corps noir à 3050 K. Incertitude
standard composée et contributions individuelles (%).
Face au corps noir, la source d’incertitude dominante pour le signal net
SOLSPEC provient également du signal brut.
Pour le canal UV, l’incertitude composée décroît à ~1 % en milieu de
spectre (~290 nm). Elle reste inférieure à 3 % entre 211 et 330 nm, à l’exception
de la plage 217-235 nm, défavorable et associée à l’activation du filtre UV
(incertitude de 13 à 3 %). Elle augmente légèrement au-delà de 10 % en fin de
spectre et varie de 6 à 3 % entre 200 et 211 nm.
Pour le canal VIS, on obtient une incertitude standard composée
inférieure à 1 % entre 450 et 800 nm et inférieure à 3 % entre 353 et 834 nm.
L’incertitude est supérieure à 10 % au-delà de 870 nm (15 % à 908 nm) et en
dessous de 335 nm (sauf entre 294 et 312 nm, plage de bonne efficacité du filtre
VIS1 étendue au début du filtre VIS2). Localement, en début de plages
spectrales VIS1 et VIS2, (vers 285 et 315 nm), l’incertitude est défavorable et
peut atteindre 100 %. Le spectromètre UV est alors utilisé pour cette plage
spectrale.
Canal IR
Le tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.2
(tableau A.5.2-2). L’analyse du bruit du signal IR y est également intégrée.
L’estimation de l’incertitude standard composée (%) pour le signal net SOLSPEC
(volts digitaux, voie de mesure IR2) face au corps noir est illustrée ci-dessous.
142
Fig. II.7.3.2-4
Etalonnage PTB du canal IR. Signal net SOLSPEC IR2 face
au corps noir à 3014 K. Incertitude standard composée et
contributions individuelles (%).
La source dominante d’incertitude provient également du signal brut de
SOLSPEC. Le bon rapport signal à bruit obtenu face au corps noir pour la voie
de mesure IR2 et la répétition des mesures ont permis de limiter l’incertitude
standard sous la valeur de 1 % entre 750 et 2025 nm. En début de plage
spectrale, elle varie entre 1 et 2 %. On observe de 1 à 10 % d’incertitude entre
2025 et 2900 nm et une augmentation de 10 à 40 % entre 2900 et 3088 nm
(perte de performance du canal IR). Localement, l’effet de bande passante
combiné à la variation rapide de transmission du spectromètre rehausse
l’incertitude (à 0,97, 1,35, 1,6 et 2,21 µm). L’incertitude associée à la correction
importante pour l’absorption moléculaire (H2O) laisse une signature
caractéristique vers 2.7 µm (2 à 3 % additionnels), moins importante à 1,4 µm
(~0,2 % additionnel) et à 1,85 µm (0,3 à 0,4 % additionnel).
II.7.3.3 Incertitudes associées aux courbes de réponses
L’incertitude standard composée attribuée à la réponse absolue de
chaque spectromètre est une donnée fondamentale pour les mesures en orbite.
Elle représente une limite inférieure d’incertitude sous laquelle on ne peut
descendre quelle que soit le temps d’intégration ou la qualité du pointage solaire.
Le temps consacré à l’accumulation du signal face aux sources étalons était
donc fondamental pour le bilan d’incertitude. Les travaux sont résumés cidessous pour les 3 canaux.
Canal UV
Une jonction a été réalisée entre les résultats obtenus à partir des
différentes sources étalons utilisées pour la réponse absolue du canal UV.
143
L’analyse des incertitudes pour les courbes de réponse individuelles est reportée
en Annexe A.5.3. L’incertitude finale pour la courbe de réponse composite
(deutérium - corps noir - lampes FEL) a été obtenue à partir de l’équation
II.7.2.2.2-18. Elle est présentée ci-dessous.
Fig. II.7.3.3-1
Etalonnage du canal UV. Résultat composite pour l’incertitude
standard (%) associée à la réponse obtenue en combinant les
trois types de sources étalons.
L’incertitude standard minimale est de l’ordre de 2 %. Elle se maintient
généralement en-dessous de 10 % sauf au-delà de 350 nm. Le passage du filtre
à 217 nm est visible.
Canal VIS
Fig. II.7.3.3-2
Incertitude standard composée (%) pour l’étalonnage du
canal VIS. A gauche, contributions individuelles (%). A droite :
courbe résultante en échelle linéaire (%).
144
Les courbes ci-dessus ont été obtenues pour un étalonnage à partir du
rayonnement corps noir. La contribution dominante pour l’incertitude de la courbe
de réponse est liée à celle du signal SOLSPEC malgré l’accumulation des
mesures. L’incertitude finale est reste inférieure à 2 % entre 365 et 822 nm. Le
passage du filtre VIS2 provoque un saut très marqué d’incertitude. A l’exception
de la plage 295-310 nm, le canal VIS excède 10 % pour λ < 335 nm.
Canal IR
De même, à partir du rayonnement corps noir, on a obtenu :
Fig. II.7.3.3-3
Incertitude standard composée (%) pour l’étalonnage du
spectromètre IR. A gauche, contributions individuelles et
résultante (%), affichée à droite en échelle linéaire (%).
L’incertitude standard reste inférieure à 2 % jusqu’à 2,5 µm et 10 % audelà jusqu’à 2,9 µm. Entre 740 et 1900 nm, elle devient inférieure à 1 %. La
faible intensité du signal enregistré face au corps noir explique la montée rapide
(de 10 à 40 %) entre 2,9 et 3,1 µm. On identifie les signatures spectrales liée à
l’absorption par la vapeur d’eau et à la transmission du spectromètre.
II.7.3.4 Incertitudes associées aux mesures solaires en orbite
Pour les mesures solaires, de nouvelles contributions associées au
pointage et à l’environnement thermique apparaissent dans le bilan d’incertitude
standard (cf. éq. II.7.2.2.1-1 à -5). Celui-ci intègre également les résultats
obtenus au paragraphe précédent pour les courbes de réponses.
145
II.7.3.4.1 Mesure nominale
L’étude a été développée pour une mesure nominale en orbite avec des
temps d’intégration de 0,6 s pour l’UV-VIS et une moyenne de 27 lectures pour le
signal IR. L’environnement thermique en orbite diffère des conditions au sol. Un
refroidissement de l’ordre de 15 à 20 degrés induisant un changement de gain
des détecteurs UV-VIS (cf. Annexe A.4) a été pris en compte. Les incertitudes
sont présentées sous forme graphique en coordonnées linéaires de manière à
mettre en évidence les termes dominants. Une étude en échelle logarithmique
(non représentée) a également été réalisée.
Canal UV
Le tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.4
(tableau A.5.4-1), valable également pour le canal VIS. L’incertitude standard
composée (%) du canal UV pour la détermination de l’éclairement solaire en 0,6
s est illustrée ci-dessous.
Fig. II.7.3.4.1-1 Mesures solaires nominales, canal UV. Incertitude standard
composée (%) et contributions individuelles associées à la
mesure de l’éclairement spectral (mW.m-2.nm-1)
Deux termes dominent ces incertitudes. Ils concernent principalement
l’héritage des incertitudes accumulées lors de l’étalonnage absolu, intégrées
dans le terme u(Courbe de réponse UV), et le signal brut collecté par l’instrument
lors de la mesure solaire. L’incertitude de cette mesure est en S , inférieure à 1
% entre 225 et 330 nm. Elle est nettement plus faible (au moins un facteur 3) que
146
celle affectant la réponse absolue. L’effet de bande passante finie et son
incertitude associée u(C∆λ) sont localement dominants lorsque des mesures de
raies de Fraunhofer sont réalisées (voir ci-dessus, entre 260 et 290 nm).
L’incertitude composée peut alors dépasser temporairement les 10 % (raies Mg
II). Les raies engendrent en effet des variations de signal à forte pente (cf.
Annexes A.4 et A.5.4). Ceci confirme la nécessité de normaliser la résolution
spectrale lorsque des spectres solaires acquis par des instruments différents
doivent être comparés (cf. § II.5.6.2). On comprend également pourquoi une
valeur d’index Mg II est spécifique à chaque spectroradiomètre, même si dans
l’ensemble, ceux-ci peuvent être référencés à une même échelle radiométrique.
Ces index portent la signature des bandes passantes spécifiques aux
instruments.
Canal VIS
Incertitude standard composée (%) du canal VIS pour la détermination de
l’éclairement solaire en 0,6 s.
Fig. II.7.3.4.1-2 Mesures solaires nominales, canal VIS. Incertitude standard
composée (%) et contributions individuelles associées à la
mesure de l’éclairement spectral (mW.m-2.nm-1)
Le terme dominant est à nouveau lié à la courbe de réponse. L’incertitude
composée est cependant amplifiée par la faible intensité du signal solaire pour
les grandes longueurs d’onde et par quelques contributions nouvelles (pointage,
raies solaires, changement de température du détecteur, …). Elle demeure
inférieure à 2 % entre 370 et 800 nm.
147
Canal IR
Le tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.4
(tableau A.5.4-2). Incertitude standard composée (%) du canal IR pour la
détermination de l’éclairement solaire en 27 lectures. Pour rappel, il n’y a pas de
correction de température pour le détecteur IR (stabilisé à -21,8 °C).
Fig. II.7.3.4.1-3 Mesure solaire nominale, canal IR (n = 7). Incertitude standard
composée et contributions individuelles (%) associées à la
mesure de l’éclairement spectral (mW.m-2.nm-1). Signal IR2.
La source d’incertitude liée à la réponse du spectromètre est dominante,
sauf au-delà de 2,7 µm en raison du faible signal solaire. L’incertitude reste
inférieure à 2 % jusqu’à 2 µm, à 5 % jusqu’à 2,5 µm et à 20 % jusqu’à 2,9 µm
suivie d’une montée rapide à 90 % vers 3,1 µm.
II.7.3.4.2 Etude limite
Une étude asymptotique est devenue possible grâce aux relations
fonctionnelles et à la mise en équation du calcul d’incertitude. Pour des temps
d’intégration UV-VIS tendant vers 10000 s et une accumulation évoluant vers 230
lectures du signal IR, on a observé une convergence naturelle vers une
incertitude minimale proche du seuil défini par la courbe de réponse.
148
Canal UV
Fig. II.7.3.4.2-1
Canal UV. Mesure de l’éclairement solaire (mW.m-2.nm-1) en
orbite. Réduction de l’incertitude standard composée (%) par une augmentation
du temps d’intégration (0,6, 10, 100 et 10000 s). En mauve : limite inférieure
représentée par la réponse du spectromètre. A droite, échelle linéaire entre 0 et
10 %.
La répétition de la même mesure et de longs temps d’intégration tendent à
neutraliser les contributions de moyenne nulle. La convergence est observée
entre l’incertitude en orbite et celle de la réponse (Figure de gauche). Les seules
différences peuvent être attribuées aux contributions propres à la mise en
orbite (température, pointage) et à la signature spectrale des raies solaires (vers
280 nm, raies Mg II et vers 390-400 nm, raies Ca ci-dessous pour le canal VIS).
Canal VIS
Fig. II.7.3.4.2-2 Canal VIS. Présentation similaire à la Figure précédente.
149
Canal IR
Fig. II.7.3.4.2-3 Canal IR. Présentation similaire aux Figures précédentes,
illustrant le résultat de l’intégration pour 27, 210, 213, 216 et 230
lectures du signal IR.
Pour le canal IR, la réduction asymptotique de l’incertitude est effective
pour les longueurs d’onde supérieures à 1500 nm et moins apparente ailleurs.
II.7.3.5 Bilan des incertitudes
L’étude spectrale fondée sur une mise en équation complète a permis
d’évaluer l’incertitude standard d’une mesure solaire réalisée par SOLSPEC.
Pour simplifier, nous avons neutralisé toute dérive de réponse absolue et de
performances radiométriques (linéarité, …) de l’instrument au sol et lors de la
mise en orbite. Nous avons cependant tenu compte d’un dépointage éventuel
lors d’une mesure solaire, corrigé grâce à la connaissance de la réponse
angulaire. Le changement de régime thermique entre les étalonnages au sol et
les opérations en orbite a été pris en compte.
Les courbes finales de l’étude asymptotique ont été combinées dans la
Figure ci-dessous pour les trois canaux. L’analyse des plages de recouvrement
UV-VIS et VIS-IR d’incertitudes a permis de déduire les longueurs pivot λUV-VIS et
λVIS-IR entre les canaux. Elles déterminent le choix opportun d’un canal ou l’autre
lors du prélèvement de données destinées à la production du spectre solaire
final. Elles correspondent au croisement des courbes d’incertitudes
asymptotiques (lignes pointillées ci-dessous). L’objectif est d’obtenir une
incertitude minimale bien que les différences de résolution spectrale puissent
parfois modifier ce jugement. Les valeurs de λUV-VIS et λVIS-IR sont respectivement
égales à 340 et 775 nm.
150
Fig. II.7.3.5-1
Incertitude standard composée (%) pour l’éclairement
spectral solaire (mW.m-2.nm-1). Courbes limites obtenues
pour les 3 canaux (temps d’intégration UV-VIS de 10000
secondes, 230 lectures pour l’IR). En pointillé : intersection
des courbes UV-VIS à 340 nm et VIS-IR à 775 nm.
L’enveloppe inférieure des courbes ci-dessus tend vers un minimum au
voisinage de 1 µm. Elle peut être liée à la signature de la température corps noir
effective des sources étalons utilisées à pression atmosphérique, de l’ordre de
3000 K. En effet, leur éclairement spectral culmine vers 1 µm.
Le recouvrement d’incertitudes pour les canaux UV-VIS présente un fait
marquant : ces courbes se rejoignent une première fois entre 305 et 312 nm
(plage d'extension du filtre VIS1). Cette équivalence est liée au fait que la même
source étalon a été utilisée sur cette plage pour les 2 canaux et en mesure
solaire, le signal atteint dans les 2 cas le seuil de 105 cps/s. Le décrochage
observé par la suite (entre 312 et ~370 nm) pour le canal VIS est lié au passage
du filtre VIS2.
Entre 750 et ~820 nm (recouvrement d’incertitudes VIS-IR), les données
du spectromètre VIS ou IR peuvent être sélectionnées alternativement selon la
nécessité de maintenir une résolution spectrale minimale (< 2 nm pour le VIS) ou
une incertitude minimale (obtenue par une mesure IR). Au-delà de 820 nm,
l’incertitude du canal VIS excède 2 % et le canal IR devient pleinement
opérationnel.
Le tableau suivant reprend l’incertitude standard minimale atteinte après
accumulation de mesures d’éclairement solaire par l’instrument SOLSPEC. Ces
valeurs sont associées à l’enveloppe inférieure des courbes de la Figure II.7.3.5-
151
1. Les conventions de couleur ont été conservées pour illustrer la sélection
alternative d’un canal de mesure SOLSPEC.
Eclairement spectral solaire - Etude limite
Incertitude standard composée (%)
λ (nm)
u(Eλ)
( %)
λ (nm)
u(Eλ)
(%)
λ (nm)
u(Eλ)
(%)
λ (nm)
u(Eλ)
(%)
170
4.3
430
1.7
690
0.85
1250
0.4
180
3.8
440
1.4
700
0.8
1300
0.41
190
3.7
450
1.3
710
0.75
1350
0.45
200
6.8
460
1.2
720
0.72
1400
0.48
210
3.8
470
1.12
730
0.73
1450
0.48
220
11
480
1.06
740
0.75
1500
0.53
230
4
490
1.04
750
0.78
1600
0.6
240
3.1
500
1.01
760
0.8
1700
0.6
250
3.5
510
0.99
770
0.77
1800
0.75
260
3.6
520
0.97
780
0.83
1900
1
270
3
530
0.96
790
0.8
2000
1.1
280
2.5
540
0.95
800
0.7
2100
1.5
290
2
550
0.92
820
0.65
2200
3
300
2
560
0.92
840
0.57
2300
1.7
310
2.2
570
0.92
860
0.55
2400
2.2
320
3
580
0.91
880
0.53
2500
2.8
330
3
590
0.91
900
0.49
2600
6.5
340
6
600
0.91
920
0.46
2650
3
350
4
610
0.91
940
0.44
2700
6
360
2.5
620
0.91
960
0.43
2750
8
370
1.9
630
0.92
980
0.42
2800
7
380
1.8
640
0.92
1000
0.41
2850
7
390
1.7
650
0.92
1050
0.4
2900
9
400
1.6
660
0.92
1100
0.4
2950
12.5
410
3.3
670
0.92
1150
0.4
3000
19
420
2.6
680
0.9
1200
0.4
3050
32
Tableau II.7.3.5-1 Incertitude standard minimale (%) pour la mesure de
l’éclairement spectral solaire par l’instrument SOLSPEC.
Les couleurs (bleu-vert-rouge) désignent respectivement le
prélèvement de données SOLSPEC UV, VIS ou IR.
152
Analyse
L’incertitude standard est de l’ordre de 3 % dans l’UV. Elle atteint un
minimum de 2% vers 300 nm et reste généralement inférieure à 5 % (sauf
localement) pour λ < 340 nm. Au-delà de 350 nm, le seuil de 10 % est franchi.
Entre 500 et 1900 nm, l’incertitude standard reste inférieure à 1 %.
- Pour le canal VIS, cette incertitude est inférieure à 1 % entre 430 et 770 nm.
Elle est inférieure à 5 % entre 300 et 310 nm (fin de plage du filtre VIS1) et
entre 346 et 845 nm.
- Pour le canal IR, l’incertitude est inférieure à 1 % entre 750 et 1900 nm et
inférieure à 2 % entre 646 et 2350 nm. Elle reste contenue entre 2 et 5 % entre
2350 et 2580 nm, entre 5 et 10 % entre 2580 et 2920 nm puis augmente de 10
à 40 % entre 2900 et 3088 nm.
Lors d’un étalonnage absolu, la mesure du signal SOLSPEC génère une
incertitude généralement bien supérieure à celle des sources étalons, sauf sous
200 nm pour la lampe au deutérium. Pour une mesure solaire, l’incertitude
associée à l’étalonnage radiométrique est dominante et porte la signature de
l’accumulation de signal que l’on a pu acquérir face aux sources étalons.
Les changements de filtres, les variations de la transmission des
spectromètres et les raies solaires intenses laissent une signature spectrale
typique, parfois supérieure à 10 %. Elle trouve son origine dans l’imprécision de
l’échelle de longueur d’onde et l’effet de bande passante finie.
Stratégie de mesure en orbite
Les recommandations suivantes prévalent pour une acquisition réelle d’un
spectre solaire en orbite :
- Ajuster l’alignement de l’axe de pointage de la CPD de manière à garantir
l’absence de dépointage solaire pour SOLSPEC.
- Favoriser l’accumulation du signal. Pour une fenêtre temporelle de pointage
solaire de 20 minutes, le temps d’intégration d’une mesure nominale peut être
augmenté à 1 seconde et le nombre de lectures IR peut être porté à 210 ou 211.
153
II.8 Limites de détection
Pour un signal collecté en sortie d’une chaîne de détection, le rapport
signal à bruit est égal au quotient entre un signal net (signal moyen diminué du
courant d’obscurité moyen et du fond diffus) et la fluctuation rms de ce signal.
Pour définir la limite de détection des canaux de mesure SOLSPEC, nous avons
choisi un critère fixant le rapport signal à bruit égal à 1.
Pour SOLSPEC, le signal électronique vérifiant ce critère a été converti en
éclairement spectral puis comparé à l’éclairement solaire. Cette analyse a permis
d’estimer pour chaque canal la gamme dynamique disponible lors d’une mesure
solaire et sa réduction en début et fin de plage spectrale, lorsque la réponse du
système est atténuée.
II.8.1 Canaux UV-VIS
Le nombre d’impulsions correspondant à la limite de détection pour un
comptage de photons peut être évalué selon l’équation suivante dont le
développement théorique est reporté en Annexe E.5.
Ns =
1 + 1 + 8T ( N b + N d )
2T
(II.8.1-1)
avec :
Ns : signal moyen net mesuré en sortie (cps/s).
Nb : signal moyen généré par la lumière diffuse (cps/s).
Nd : courant d’obscurité moyen du détecteur (cps/s).
Le signal net Ns est la soustraction du signal total moins le courant
d’obscurité et la lumière diffuse : Ns = Ntotal – (Nb + Nd).
T : temps d’intégration (s).
Résultats expérimentaux
La limite de détection des canaux UV-VIS a été déterminée pour trois
temps d’intégration : 0,6, 10 et 100 s.
Pour cette application, les valeurs communément observées pour les
conditions thermiques en orbite (cf. § III.1.2.2) ont été utilisées pour Nb et Nd. Les
contributions diffuses (Nb) ont été mises à 0 pour l’exercice bien que la question
de la lumière diffuse ait été mise à l’étude pour le filtre VIS1 (cf. § II.5.4). Les
valeurs Nd ont été fixées à 0,27 cps/s (cf. § II.6.4.1) et 76 cps/s (cf. § III.1.2.2)
respectivement pour les canaux UV et VIS. Après conversion des signaux
moyens associés Ns en éclairement spectral, une comparaison avec
l’éclairement solaire est devenue possible.
154
Fig. II.8.1-1
Détermination de la limite de détection (en bleu) pour trois
temps d’intégration (0,6, 10 et 100 s). Comparaison avec
l’éclairement solaire (en rouge). De gauche à droite : canaux
UV et VIS.
Analyse
L’éclairement solaire excède toujours les limites de détection, y compris
aux extrémités des domaines spectraux où une gamme dynamique de plus d’une
décade reste disponible en mode solaire nominal (T = 0,6 s). L’augmentation du
temps d’intégration améliore cette situation selon une loi proche de la racine
carrée de T. La gamme dynamique peut atteindre un maximum de 6 décades
pour le canal UV et 5 pour le VIS. Le seuil de détection exprimé en éclairement
spectral est limité à 10-2 mW.m-2.nm-1 environ pour le canal VIS mais peut
descendre à 10-4 mW.m-2.nm-1 pour le canal UV. Ces valeurs sont nominales.
Une diminution de trois décades environ est observée pour la limite de détection
UV entre le milieu et la fin de plage spectrale. Cette réduction est de l’ordre de
deux décades pour le canal VIS.
155
II.8.2 Canal IR
Dans l’infrarouge, le bruit de photon n’est pas négligeable mais il est
dominé par le bruit provenant de l’électronique de la chaîne de détection. Les
trois voies de mesure IR1 à IR3 présentent le même rapport signal à bruit (cf.
Annexe A.5.2, Figure A.5.2-1).
Fig. II.8.2-1
Détermination de la limite de détection IR pour une moyenne
de 27, 210 et 213 lectures du signal (en bleu). Comparaison
avec une émission corps noir à 5870 K (en rouge : fragment
de ce spectre représenté ci-dessus à partir de 1 µm).
La fluctuation du signal (déviation standard, en volts digitaux) a été
déduite d’une série d’acquisitions de courant d’obscurité. Cette valeur a ensuite
été convertie en éclairement spectral pour obtenir la limite de détection. Elle a
été comparée à l’émission d’un corps noir à 5870 K en fin de plage spectrale,
représentant en approximation l’équivalent d’un éclairement solaire. Trois valeurs
du facteur de réduction du bruit (n = 7, 10 et 13) IR ont été analysées. Un gain
d’une décade est observé lors du passage de 27 à 213 lectures du signal. Le
rapport signal à bruit est supérieur à 100 en dessous de 2500 nm. Il reste
inférieur à 10 au-delà de 3 µm.
156
Chapitre – III
Résultats en orbite
Les résultats présentés ci-dessous (paragraphe III.1) démontrent le
maintien des performances radiométriques de l’instrument après son arrimage à
ISS. Ces analyses concernent le système PSD, l’unité de lampes internes, les
filtres, le régime thermique de SOLSPEC, les échelles de longueur de d‘onde et
les réponses angulaires. Ensuite, l’éclairement solaire calculé en début mission
avant la montée du cycle solaire 24 est présenté au paragraphe III.2.
III.1 Stabilité de l’instrument
III.1.1 Système PSD
Stabilité
Le fonctionnement du système PSD est nominal en orbite. En
additionnant les 4 photocourants (cf. § II.5.1), il peut être interprété comme un
radiomètre intégrant l’éclairement solaire dans une bande passante de 250 nm
centrée à 500 nm. Sa stabilité a été vérifiée. Après normalisation à 1 UA pour
une année témoin (2009), nous avons observé une dérive limitée à 0,2 % (cf.
Annexe F.1).
Le PSD analyse la stabilité de pointage solaire. Celui-ci est effectué par la
CPD. Ces mesures sont primordiales pour l’application d’éventuelles corrections
angulaires (cf. § II.5.5). Pendant les 14 minutes d’enregistrement d’un spectre
solaire, la stabilité du pointage est de l’ordre de 6 à 7 minutes d’arc selon l’axe
de rotation CPD YSOLAR et de 2 minutes selon XSOLAR. Des oscillations de
pointage ont été observées selon les deux axes. Elles sont liées à l’algorithme de
pointage de la CPD.
Détermination du biais angulaire interne
Le maintien de l’intégrité mécanique de l’instrument SOLSPEC lors de sa
mise en orbite a été exploité afin de compléter sa caractérisation radiométrique.
L’exemple ci-dessous utilise les données du système PSD.
L’existence d’un biais angulaire interne à SOLSPEC a été évoquée (cf. §
II.5.5.1). Il est associé à un désalignement résiduel (non mesuré au sol) entre les
axes optiques du PSD et des spectromètres. Ce biais a pu être déduit d’une
comparaison de réponses angulaires. En effet, elles ont été mesurées au sol
157
dans le système d’axes des spectromètres, mais sont référencées par rapport à
l’axe du PSD en orbite. Nous avons ajusté par itération (jusqu’à la superposition
des données sol et ISS) les structures fines des profils de réponses angulaires
UV-VIS. Nous en avons déduit un biais angulaire interne de (10 ± 5) minutes
d’arc selon XPSD et (25 ± 5) minutes d’arc selon YPSD. Un exemple d’analyse est
reproduit ci-dessous pour chaque axe du PSD, et de gauche à droite, pour les
canaux VIS et UV.
Fig. III.1.1-1
Exemple de détermination du biais angulaire interne de
SOLSPEC par comparaison entre les mesures UV-VIS de
réponse angulaire au sol et en orbite.
Détermination du biais angulaire externe
Après livraison à l’ESA, l’intégration de SOLSPEC dans la CPD ne semble
pas avoir été effectuée selon les critères de tolérance imposés (5 minutes d’arc).
Les instruments Sol-ACES et SOVIM étaient également désalignés. Ces écarts
n’ont pas été détectés au sol. Pour SOLSPEC, ils ont pu être déterminés en
orbite par comparaison entre de séries temporelles de données du senseur
solaire de la CPD avec celles du PSD. Nous avons obtenu des biais de l’ordre de
-32 et -106 minutes d’arc en fonction des axes pris en considération (cfr Annexe
F.1). Ces corrections sont actuellement appliquées par le logiciel de la CPD afin
d’aligner nominalement les axes optiques de SOLSPEC lors de l’acquisition d’un
spectre solaire. En l’absence du système PSD, une erreur systématique de
pointage de nature indétectable aurait dégradé la détermination de l’éclairement
solaire.
Limite de détection d’un déplacement angulaire minimum par le PSD
L’analyse de séries de données PSD de pointage solaire ont fait
apparaître (en l’absence d’oscillations CPD) un écart type de l’ordre de 0,5
minute d’arc. Cette valeur a été considérée comme limite effective de détection
d’un déplacement angulaire minimum. Le terme dominant est lié à la
numérisation du signal PSD dans la télémétrie de SOLSPEC et à la gamme
158
dynamique limitée du système. La limite théorique de détection du détecteur (6
secondes d’arc, cf. § II.5.1) est donc masquée par l’action de l’électronique de
lecture. La limite de détection du senseur solaire de la CPD est du même ordre
de grandeur mais ce composant occupe un volume beaucoup plus important
dans la charge utile SOLAR. La bonne conception du module PSD et sa
réalisation ont donc conduit à d’excellentes performances en orbite.
III.1.2 Stabilité des lampes
Les lampes internes jouent un rôle primordial pour le maintien des
performances radiométriques de SOLSPEC. Le concept de cette unité interne
d’étalonnage a été présenté au paragraphe II.2.3.1. Pour les lampes à spectre
continu (à ruban de tungstène et au deutérium) utilisées comme étalons relatifs
en éclairement spectral, la stabilité de l’éclairement a été analysée. Les résultats
présentés ci-dessous concernent les spectres de lampes internes, régulièrement
enregistrés lors de :
- La surveillance de la réponse de SOLSPEC organisée au sol pour la période
comprenant la campagne d’étalonnage au PTB, la livraison à l’ESA et les
dernières mesures au KSC (Kennedy Space Center, USA).
- La surveillance organisée après la mise en orbite, pendant la phase de recette
précédent les 1ère mesures solaires (avril-mai 2008).
La lampe spectrale à cathode creuse contrôle les échelles de longueurs
d’onde UV-VIS et les résolutions spectrales. L’utilisation de cette lampe en orbite
est présentée au paragraphe III.1.2.3.
III.1.2.1 Lampes au deutérium
Certaines mesures de lampes au deutérium #1 et #2 ont été enregistrées
sous vide lors de tests environnementaux au sol. Elles ont confirmé le bon
alignement optique du canal UV. Un signal a en effet été détecté jusqu’à 153 nm
(limite de transmission du Suprasil).
Une mesure sans filtre UV fournit une information complémentaire car la
dérive de réponse du canal de mesure UV est alors mesurée avec un meilleur
rapport signal à bruit. La contribution propre au filtre UV peut ensuite être déduite
de cette dérive par soustraction. Une sélection de ces mesures est présentée cidessous.
Discussion
- Les données présentées pour la lampe #1 montrent une correspondance
d’éclairement très satisfaisante entre le PTB et ISS. Une période de 8 mois
séparait les deux mesures, incluant le transfert PTB / ALENIA (Turin, Italie),
l’intégration dans la CPD, la livraison à la NASA, l’intégration dans ATLANTIS,
les vibrations lors de la mise en orbite et l’arrimage au module COLOMBUS.
Le rapport des intensités oscille entre 1 et 1.03 pour la plage spectrale 200260 nm. Pour les données de la lampe #2, les mesures ont été effectuées à 8
159
mois d’intervalle. Le rapport oscille entre 0.98 et 1.02 pour la plage spectrale
200-280 nm.
- L’ordre 2 n’a pas été supprimé pour le canal UV (cf. § II.3.4.3.2). Les
conséquences ne sont mesurables qu’au-delà de 330 nm et expliquent la
différence entre les mesures sous vide et à l’air.
- Sous 200 nm, le signal enregistré en orbite diffère des mesures à pression
atmosphérique et ne peut être corrélé au signal corps noir (limité à 200 nm).
De plus, lors de l’étalonnage absolu sous vide à l’aide de la lampe V0132 (cf. §
II.6.4.2), des spectres de lampes internes au deutérium n’ont pas été
enregistrés conjointement. Il serait donc possible que la réponse du canal UV
de SOLSPEC ait changé sous 200 nm lors de la mise en orbite sans que cela
puisse être détecté directement par une lampe interne. Les résultats obtenus
avec SOLAR SOLSPEC ont cependant été excellents (cf. § III.2).
Fig. III.1.2.1-1
Stabilité du canal UV et de la lampe au deutérium #1.
Comparaison entre les mesures effectuées lors des
étalonnages absolus au PTB (juin 2007) avec et sans filtre, et
la 1ère mesure SOLSPEC en orbite (février 2008).
Fig. III.1.2.1-2
Exploitation du signal de la lampe D2 #2. Comparaison entre
la dernière activation au sol (KSC, septembre 2007) et une
des premières mesures en orbite (mai 2008).
160
On dispose donc de sources UV internes de stabilité nominale permettant
de valider le concept de l’unité interne d’étalonnage.
III.1.2.2 Lampes à ruban de tungstène
L’utilisation des 4 lampes à ruban de tungstène est équivalente à celle des
lampes au deutérium. Des spectres ont été enregistrés au PTB, lors de la
livraison à l’ESA et à KSC. Ces mesures réalisées au sol ont été comparées aux
premières mesures en orbite pour les canaux VIS et IR.
Canal VIS
Une modification de la réponse du canal VIS a été mise en évidence lors
de l’activation des lampes à ruban de tungstène VIS (W1 et W2) en orbite. Elle
semble imputable aux contraintes engendrées lors du lancement sans qu’il soit
possible de déterminer avec certitude quel composant optique ou mécanique a
été affecté. La réponse VIS s’est ensuite stabilisée en impesanteur. Les lampes
ont permis de déterminer la dépendance spectrale de la perturbation. La
technique d’analyse a consisté à comparer les spectres W1 et W2 enregistrés au
PTB avec la moyenne des premières mesures sur ISS. La redondance des
lampes a offert la possibilité de juger si une modification du signal avait été
engendrée par une dégradation de la lampe ou un changement de réponse du
canal. Pour le rapport d’éclairement PTB / ISS, une superposition de résultats a
été obtenue à 1 % près pour les 2 lampes indépendantes. Ces résultats
cohérents nous ont permis de mettre hors de cause les lampes pour la recherche
de l’origine du problème.
Nous avons déduit une courbe résultante (filtrée), moyenne du rapport
pour W1 et W2 (courbe bleue ci-dessous). Le rapport final a été normalisé aux
conditions de mesures du PTB (courbe verte). Nous avons intégré le
changement d’émission d’une lampe à ruban de tungstène sous vide (cf. Annexe
E.1) et le changement de réponse du photomultiplicateur VIS en orbite, pour un
environnement thermique passant de 18 °C à 6,5 °C (cf. Annexe A.4, Figure
A.4.1-1).
L’application des deux termes de correction ne peut ramener le rapport à
l’unité. Un changement de réponse VIS est donc intervenu et une courbe de
correction a dû être appliquée pour les mesures solaires. Le concept de l’unité
interne d’étalonnage a cette fois été validé pour son aptitude à détecter et
corriger un changement de réponse lors d’une mise en orbite.
161
Fig. III.1.2.2-1
Utilisation des lampes à ruban de tungstène W1 et W2 pour
l’étude de stabilité de la réponse du canal VIS lors de la mise
en orbite. En bleu : rapport du signal PTB / ISS (moyenne
pour les 2 lampes). En vert, idem après la prise en compte de
2 termes de corrections (émission du tungstène sous vide et
réponse du détecteur).
Canal IR
Le signal des lampes W3 et W4 ne permet pas de travailler avec précision
au-delà de 2500 nm. La voie de mesure IR3 a été sélectionnée pour les
comparaisons de spectres (courant d’obscurité soustrait). Les spectres moyens
pour les premiers mois d’utilisation en orbite ont été comparés à une série de
mesures réalisées au sol (PTB, Turin et KSC). Les dérives observées étaient de
l’ordre de 2 à 3 % maximum, confirmant le statut opérationnel du canal IR pour la
mission SOLAR SOLSPEC.
Fig. III.1.2.2-1
Signal IR3 (volts digitaux) des lampes à ruban de tungstène
W3 (à gauche) et W4 (à droite). Comparaison entre les
spectres de référence au sol et les 1ères mesures en orbite.
162
III.1.2.3 Lampe à cathode creuse
Sa mise sous tension est nominale en orbite. Des paramètres
caractérisant cette lampe sont analysés ci-dessous.
Contrôle de l’intensité des raies
La stabilité de la lampe et sa durée de vie ont été évaluées en analysant
la perte d’intensité des raies. Les résultats sont présentés pour la période février
2008 - janvier 2010 pour deux raies UV-VIS témoins : Cu I à 249,22 nm et Ar I à
738,40 nm. Ces longueurs d’onde sont données dans l’air. En orbite, ces deux
raies apparaissent décalées respectivement de +0,07 nm et +0,23 nm.
Une perte d’intensité de ~60 % a été observée. Elle n’entrave pas
l’utilisation de cette lampe pour le contrôle des échelles de longueur d’onde. Un
régime transitoire de six mois environ a donné suite à une décroissance du
signal proportionnelle au temps écoulé. Ces résultats ont été obtenus après
correction de la dérive des canaux de mesure UV-VIS.
Fig. III.1.2.3-1
Lampe HCL. Perte d’intensité de l’ordre de 60 % pour deux
raies témoins (Ar I 738,4 nm et Cu I 249,22 nm) pendant les
deux premières années d’utilisation en orbite.
Cette perte d’intensité peut résulter d’une perte de transmission de
l’optique de couplage (cf. § II.2.3.4.2) et d’une fuite du gaz argon. La
décroissance doit être du même ordre pour des raies provenant des trois
éléments (Ar, Cu, Zn) puisque les atomes de la cathode sont éjectés et excités
par les ions argon. Ce critère est bien vérifié pour les deux raies témoins
analysées. Après validation de ce critère pour un échantillon plus étendu de raies
(à réaliser par exemple lors de tests au sol avec une lampe de réserve), on
envisage d’étendre le champ d’application de la lampe HCL. En effet, la
répartition de son éclairement entre les deux canaux UV-VIS de SOLSPEC
donne accès à un couplage de ces canaux. La correction de dérive de réponse
UV-VIS est calculée avec les lampes à spectre continu (cf. paragraphe suivant).
163
Une vérification pourrait être obtenue avec la lampe HCL par une analyse de la
décroissance d’intensité des raies.
Analyse de la tension
Le courant est stabilisé à 5 mA par l’alimentation de la lampe. La variation
de tension est un indicateur du vieillissement de la lampe. Après deux années,
une réduction de 223 à 218 volts a été observée. Les observations ont montré
que cette variation de tension n’était pas toujours proportionnelle à la perte
d’intensité des raies.
III.1.3 Performances de l’instrument
La robustesse du montage mécanique de SOLSPEC, la stabilité
radiométrique et la fiabilité de son l’électronique ont été certifiées avant livraison
de l’instrument. Les tests réalisés pendant la phase de recette en vol ont permis
de confirmer le maintien de ces performances dans l’environnement spatial (à
l’exception du changement de réponse VIS) et pour les différents régimes
thermiques auxquels SOLSPEC est soumis. Le logiciel et les motorisations n’ont
connu aucune défaillance.
Quelques paragraphes sont développés ci-dessous à titre démonstratif. Ils
concernent l’algorithme d’exploitation du signal des lampes, le régime thermique
de l’instrument, les courants d’obscurité, les échelles de longueurs d’onde, les
filtres et la validation d’une correction angulaire.
III.1.3.1 Algorithme pour la mesure de dérive des canaux
L’algorithme développé pour le contrôle de la réponse absolue de
l’instrument SUSIM (Floyd et al., 1996, Prinz et al., 1996) a été transposé pour
SOLSPEC. Il optimise la redondance des lampes et génère une fonction à deux
variables (date et longueur d’onde) pour la correction de la réponse absolue en
cours de mission.
Une lampe est sujette à une dérive d’éclairement (vieillissement de la
fenêtre d’émission, modification de l’éclairement de l’arc ou du ruban de
tungstène). En orbite, cette dérive propre aux lampes ne peut être mesurée que
par les monochromateurs de SOLSPEC, eux-mêmes sujets à une dérive de
réponse. L’algorithme SUSIM montre qu’il est possible de résoudre ces deux
problèmes à condition de disposer de deux lampes dont la dynamique de
vieillissement est apparue identique lors des tests de sélection. De plus, les deux
lampes ne doivent pas avoir la même fréquence d’utilisation en orbite (il faut
préserver une lampe en réserve et l’utiliser rarement). Une mesure conjointe de
l’émission des lampes doit être programmée (typiquement chaque mois).
Les équations développées pour le canal UV sont reportées en Annexe
E.4. Elles sont également applicables pour le système de lampes à ruban de
tungstène des canaux VIS et IR.
164
III.1.3.2 Etude thermique et courants d’obscurité en orbite
Stabilité thermique
La stabilité thermique de SOLAR SOLSPEC est assurée par l’action
combinée de la couverture thermique (MLI) de la face blanche (radiateur) et des
thermostats internes contrôlant des résistances chauffantes. Elle est aussi
favorisée par la nouvelle géométrie de l’instrument limitant l’interface avec la
CPD à six supports de fixation (cf. Figure II.1.2.5) dont l’isolation thermique est
élevée. Cette configuration procure une stabilité supérieure à celle des missions
ATLAS et Spacelab qui utilisaient le concept d’une plaque d’interface froide.
Des sources additionnelles de chaleur (cartes électroniques, moteurs,
lampes) sont présentes au sein de l’instrument SOLAR SOLSPEC. Elles
engendrent une légère élévation de température lors de chaque mise sous
tension. Seul le photomultiplicateur VIS et le détecteur IR présentent un gradient
négatif (action des refroidisseurs à effet Peltier). L’amplitude des variations
thermiques observées pendant la mission est de l’ordre de 5 °C. Les
températures moyennes et les plages de variation sont conformes aux études
réalisées au sol lors des tests de vide thermique et par modélisation (cf. Annexe
D.3). Des données issues de quelques thermistances sont présentées en
Annexe F.2 pour une année témoin (2009).
Courants d’obscurité
Les courants d’obscurité des détecteurs ont été analysés pour une série
de mesures solaires (année 2010).
Fig. III.1.3.2-1
Courants d’obscurité pour les mesures solaires (année 2010)
pour les canaux UV-VIS (à gauche) et les trois voies de
mesures IR (à droite).
Pour la plage nominale de température en orbite (0 à 5 °C) et en
l’absence de perturbations particulaires, le courant d’obscurité des détecteurs
SOLSPEC est resté nominal (premiers points ci-dessus à gauche, ~0,3 cps/s et
70 cps/s respectivement pour l’UV et le VIS). Ces valeurs se sont parfois
165
dégradées de façon synchrone (points verts ci-dessus à gauche). Une zone de
perturbation telle que l‘anomalie de l’Atlantique sud‘ (SAA) dont les limites
d’extension ne sont pas parfaitement définies peut en être partiellement
responsable. Certaines activations de SOLSPEC ont eu lieu au voisinage proche
de cette zone en 2010. Par ailleurs, les rayons cosmiques n’ont pas de zone
privilégiée de précipitation. De plus, leur flux est en opposition de phase avec
l’activité solaire. Ceux-ci ont donc eu des effets importants en début de mission.
Une perturbation magnétique interne à ISS a aussi été envisagée. Ces
circonstances démontrent l’importance de mesurer de courant d’obscurité
conjointement à chaque acquisition spectrale.
III.1.3.3 Contrôle des échelles de longueurs d’onde
Deux raies d’émission ont été analysées précédemment pour l’étude de la
stabilité de l’émission de la lampe HCL en orbite (cf. § III.1.2.3). Chaque
enregistrement d’un profil de PSF contribue à la caractérisation radiométrique de
SOLSPEC en orbite.
- La détermination de l’incrément moteur associé au sommet des PSF contribue
à détecter une dérive éventuelle des échelles de longueurs d’onde UV-VIS.
- L’analyse de la largeur à mi-hauteur des PSF permet de suivre l’évolution de la
résolution spectrale des spectromètres UV-VIS.
La Figure suivante présente l’analyse du sommet des PSF pour la période
comprise entre février 2008 et juin 2010.
Fig. III.1.3.3-1
Analyse de l’incrément moteur associé aux sommets des PSF
Cu I (canal UV, 249.22 nm) et Ar I (canal VIS, 738.40 nm).
Une dérive de l’ordre de 20 incréments a été observée pour
les deux premières années de mission.
Une dérive progressive mais limitée des échelles a été observée à partir
du printemps 2009. Exprimée en incréments moteur, sa dynamique est identique
pour les deux canaux (∆p ≈20 incréments) puisque le mécanisme de rotation des
réseaux est commun. Pour le canal UV, la dérive est limitée à 0,15 nm soit ~1/9
166
de la résolution spectrale à 249 nm. Pour le canal VIS, on obtient 0,47 nm soit
~1/4 de la résolution spectrale à 738 nm. Une légère modification du cône
d’émission d’une LED située sur la carte moteur est sans doute à l’origine de la
dérive observée (cf. Annexe C.1, procédure de remise à zéro). La lampe à
cathode creuse interne de SOLSPEC a permis de détecter des dérives
d’échelles avec une haute précision (à 1 ou 2 incrément(s) moteur près). Le
concept de l’unité interne d’étalonnage a été pleinement validé. Cette dérive a
été prise en compte pour le traitement des mesures solaires. Les raies de
Fraunhofer peuvent également être utilisées pour cette détection de dérive.
Les largeurs à mi-hauteur des PSF sont analysées ci-dessous pour la
même période.
Fig. III.1.3.3-2 Largeur à mi-hauteur des PSF HCL analysées. La stabilité de la
résolution spectrale des spectromètres a été confirmée.
La dispersion des points (légère augmentation au cours du temps) traduit
plus une incertitude croissante associée à la perte d’intensité des raies qu’une
instabilité des résolutions spectrales.
III.1.3.4 Performances des filtres
Une analyse de données enregistrées lors de mesures solaires démontre
l’estimation correcte des densités optiques des filtres atténuateurs établie lors de
la caractérisation radiométrique au sol.
Pour le canal UV, une moyenne de cinq spectres solaires (exprimés en
unités relatives) est présentée (ci-dessous à gauche). Le signal est conforme aux
prévisions. Il a été détecté entre 153 nm (limite de transmission du Suprasil) et
371 nm (fin de course du réseau). Il n’excède pas le seuil de 105 cps/s sauf très
localement vers 290 nm. La stabilisation du signal entre 217 et 263 nm est
nominale.
Pour le canal VIS, une mesure nominale (ci-dessous à droite) a démontré
que les filtres atténuateurs étaient appropriés car le signal maximum n’a pas
excédé la limite de ~105 cps/s. La stabilisation effective du signal entre 365 et
410 nm justifiait le passage du filtre VIS3 à 410 nm. La situation est moins
167
favorable vers 302 nm car la densité optique constante du filtre atténuateur de la
position VIS2 n’a pas favorisé le rapport signal à bruit.
Fig. III.1.3.4-1
Signal solaire observé en orbite en unités relatives. De
gauche à droite : canaux UV et VIS. La limitation du signal à
105 cps/s et les plages de fonctionnement des canaux
apparaissent nominales.
Signal VIS en dessous de 302 nm (filtre VIS1)
Lors des étalonnages au sol, aucune source étalon en éclairement
spectral n’a pu délivrer un signal détectable en-dessous de ~285 nm, empêchant
toute détermination d’une courbe de réponse VIS entre 231 et 285 nm et toute
simulation du signal solaire en orbite. L’analyse de la moyenne des mesures
solaires nominales accumulées pendant les cinq premiers mois de la mission
SOLAR a révélé l’existence d’un signal (après soustraction du courant
d’obscurité). Pour les longueurs d’onde inférieures à 250 nm, il correspond à un
niveau constant de lumière diffuse pour la position de filtre VIS1 qui a été étudié
(cf. § II.5.4) et doit être soustrait. Au-delà de 250 nm, on observe l’émergence
d’un signal additionnel.
Fig. III.1.3.4-2
Signal VIS solaire en orbite (cps/s, avril-septembre 2008)
pour la position de filtre VIS1.
168
Le rapport entre ce spectre solaire moyen et une interpolation polynomiale
d’ordre 3 révèle la présence de raies de Fraunhofer, mesurables jusqu’à 260 nm
(ci-dessous à gauche). En effet, la structure caractéristique des raies Mg II et Mg
I (280 et 285 nm) est bien visible. Un spectre solaire enregistré par le canal UV
permet de comparer ces structures spectrales (ci-dessous à droite). Une mesure
de l’indice Mg II (cf. § I.2.2) serait donc possible avec le canal VIS.
Fig. III.1.3.4-3
A gauche, signal solaire en unités relatives (plage VIS1). Les
raies de Fraunhofer (Mg II, …) sont visibles à partir de 260
nm. Un spectre solaire enregistré par le canal UV (à droite)
permet de comparer les structures spectrales.
III.1.3.5 Validation d’une correction angulaire
Les réponses angulaires des trois canaux et leur dépendance spectrale
ont été confirmées en orbite (cf. § II.5.5) en exploitant le mode de basculement
de la CPD (criss-cross).
Les géométries respectives des axes de la CPD et du PSD sont connues
(cf. Figure II.5.5.2-3 et Annexe F.1). Pour la détermination des réponses
angulaires, les plans méridiens analysés lors du mode criss-cross se croisent
selon l’axe optique de la CPD (cf. § II.5.5.1). Les facteurs de correction du signal
solaire (applicables lors d’un dépointage) ont été déduits par défaut dans ces
plans ne passant pas par l’axe optique des spectromètres de SOLSPEC. Une
double validation s’imposait :
- Vérifier la validité d’un facteur obtenu dans un de ces plans.
- Vérifier si le résultat était transposable vers d’autres plans méridiens tels que
ceux passant par l’axe optique des spectromètres.
La validation a été réalisée pour le canal IR. La configuration géométrique
de l’étude est reproduite ci-dessous. Pour l’application, nous avons sélectionné
un facteur de correction défini dans le plan méridien perpendiculaire. Le point (1)
représente en projection l’axe optique des spectromètres SOLSPEC. Le point (2)
désigne la projection de la direction de pointage solaire de compromis entre
SOLSPEC et Sol-ACES. Il a été utilisé temporairement entre le 28 décembre
2008 et le 9 juillet 2010, avant l’application d’un pointage nominal permanent
169
pour SOLSPEC. On considère également les projections Pj1 et Pj2 des points
respectifs (1) et (2) sur le méridien de la CPD.
Axe de coordonnée Y PSD
X PSD = -32’
X PSD = -10’
Axe de coordonnée X PSD
Pj1
Pj2
1
Y PSD = -25’
Y PSD = -36’
2
Y PSD = -105’
Méridien ‘CPD perpendiculaire’
Méridien ‘SOLSPEC perpendiculaire’
Fig. III.1.3.5-1
Configuration géométrique pour la validation d’une correction
angulaire. Le dépointage est analysé entre les points (1) et
(2). La correction a été calculée entre les projections Pj1 et
Pj2 de ces points.
Des demandes ont régulièrement été transmises aux opérateurs de la
charge utile SOLAR (situés au B.Usoc) pour approfondir la caractérisation
radiométrique de SOLSPEC. Ainsi, des mesures solaires spécifiques ont pu être
enregistrées en Pj1 et Pj2. D’autres spectres associés aux pointages (1) et (2)
ont aussi été disponibles, par exemple, lors de requêtes particulières (juillet et
novembre 2009), ou en profitant du changement de pointage (juillet 2010).
Résultats
Le facteur de correction angulaire analysé correspond à la différence de
réponse entre les points Pj2 et Pj1, soit le vecteur bleu ci-dessus. Le quotient
avec dépendance spectrale de ces réponses a été déduit de la matrice de
caractérisation angulaire (cf. Figure II.5.5.2-6). Les points expérimentaux
combinés à une interpolation polynomiale d’ordre 5 sont présentés ci-dessous (à
gauche). Pour la validation, les rapports de spectres solaires ont été comparés à
ce facteur. On a analysé ces quotients entre Pj2 et Pj1 mais aussi pour le
vecteur rouge entre (2) et (1).
170
Fig. III.1.3.5-2
A gauche, calcul du facteur de correction angulaire pour un
dépointage limité le long du méridien ‘CPD perpendiculaire’
(vecteur bleu, Figure précédente). A droite, validation de la
correction en comparant des rapports de spectres solaires
pour ce dépointage.
Les résultats (ci-dessus à droite) montrent la bonne correspondance entre
le calcul de la correction angulaire et la variation réelle de signal. Les points
expérimentaux bleus et mauves, associés au méridien ‘SOLSPEC
perpendiculaire’ sont une moyenne des mesures de 2009 et 2010 évoquées cidessus, soit un rapport entre les pointages (2) et (1). Les points verts découlent
d’un rapport de spectres du méridien ‘CPD perpendiculaire’. Malgré les légers
écarts observés, on constate que le calcul de la correction est validé. De plus, ce
facteur de correction semble clairement transposable au méridien ‘SOLSPEC
perpendiculaire’ contenant l’axe optique de SOLSPEC pourtant décalé de 22
minutes d’arc.
En conclusion, on peut confirmer la bonne maîtrise de la réponse
angulaire du canal IR grâce à une caractérisation approfondie. Elle était
nécessaire à cause de la configuration particulière de l’optique d’entrée IR. La
validation des corrections angulaires a été certifiée.
171
III.2 Détermination de l’éclairement spectral
solaire
Le spectre solaire présenté ci-dessous a été mesuré par l’instrument
SOLAR SOLSPEC. Il est associé au contexte particulier du minimum d’activité
solaire de l’intercycle 23-24, reconnu comme étant atypique par sa durée et le
faible niveau d’éclairement (Thuillier et al. 2012). Pour la plage spectrale
couverte par SOLSPEC, le minimum d’activité solaire est associé à la période de
mai - juin 2008. Des recherches en cours tendent à démontrer l’existence d’une
dépendance spectrale de ce minimum. Les mesures SolACES à 50 nm indiquent
un déphasage jusqu’en août 2009 pour les très courtes longueurs d’onde.
L’éclairement solaire pour la mission SOLAR et ses conditions d’acquisitions
sont présentées ci-dessous. Une comparaison avec les mesures actuelles du
satellite SORCE et le spectre SOLSPEC ATLAS 3 est ensuite menée, suivie
d’une discussion.
III.2.1 Spectre SOLSPEC associé au
minimum solaire (intercycle 23-24)
Les données expérimentales disponibles répondent aux conditions
d’acquisition suivantes :
- On dispose d’une série de mesures solaires n’exigeant pas de corrections
angulaires. En effet, un programme de compensation itérative du biais
angulaire de la CPD a été initié en 2008 pour la recherche d’un alignement de
compromis entre les instruments de la charge utile SOLAR (cf. § III.1.3.5).
Pendant cette période, SOLSPEC a été temporairement pointé en juin 2008 de
façon optimale face au Soleil. Ces données sont exploitées ici, essentiellement
pour le canal IR.
- Les spectres ont été étalonnés en éclairement spectral à l’aide des courbes de
réponse présentées aux paragraphes II.6.4 à II.6.6, sans correction de dérive
liée au vieillissement des optiques. Les corrections régulières sont appliquées
(soustraction du courant d’obscurité, non-linéarités, normalisation à 1 UA).
Pour chaque canal, des traitements spécifiques ont été effectués et sont
présentés ci-dessous.
Canal UV
On présente une moyenne pour 5 mesures solaires enregistrées pendant
er
le 1 mois de la mission SOLAR. En fin de spectre (340-370 nm), une série
d’acquisitions spéciales à temps d’intégration 10 à 20 fois plus élevés a été prise
en compte. La correction angulaire reste négligeable et n’a pas été appliquée.
172
Une correction de réponse du photomultiplicateur liée au changement de régime
thermique entre le PTB et ISS a été intégrée (cf. Annexe A.4).
Canal VIS
Le travail préparatoire a consisté à modifier la courbe de réponse VIS
suite aux changements détectés par les lampes à ruban de tungstène
indépendantes W1 et W2 entre le PTB et ISS (cf. § III.1.2.2). L’étalonnage a été
restauré entre 340 et 800 nm par une démarche objective validant le concept et
l’utilisation de l’unité interne d’étalonnage. Les mesures solaires prises en
considération pour établir l’éclairement spectral moyen correspondent aux
acquisitions enregistrées entre avril et novembre 2008. Pour cette période, une
correction de dérive de réponse liée au vieillissement du canal VIS n’était pas
d’application. Le canal VIS étant moins sensible à un dépointage (cf. Figure
II.5.5.2-5), aucune correction angulaire n’a été nécessaire malgré les
ajustements de pointage réalisés en début de campagne. Le changement de
réponse du photomultiplicateur VIS en fonction de l’environnement thermique est
connu et a été étudié (cf. Annexe A.4). Il a été pris en compte, tant pour les
spectres de lampes internes que pour les mesures solaires.
Canal IR
La variabilité de l’éclairement spectral NIR pendant un cycle solaire est
inférieure ou égale à 0,05 % (Fontenla et al., 2004). Il est donc possible
d’étendre la période de sélection de spectres pour en établir la moyenne.
L’échantillon initial est constitué des acquisitions du 9 au 13 juin 2008, sans
correction angulaire. Le second échantillon est constitué de 20 spectres du 1er
semestre 2009 pour lesquels la correction angulaire est connue et a été validée
(voir paragraphe précédent). Une excellente stabilité (de l’ordre de 1 à 2 %) a été
observée pour le canal IR jusqu’en 2009. Ces spectres ont contribué à
augmenter le rapport signal à bruit pour les grandes longueurs d’onde. Les trois
voies de mesure ont été exploitées. Entre 740 et 1350 nm, seule la voie IR1 est
non saturée lors des mesures en orbite.
Spectre solaire
Le spectre SOLAR SOLSPEC est présenté par canaux individuels. Les
plages de recouvrement UV-VIS (340-371 nm) et VIS-IR (647-800 nm) ont été
maintenues. L’étalonnage sous vide du canal UV et la remise à niveau du canal
IR ont permis de repousser les limites respectives à 166 et 2900 nm. Elles
étaient limitées à 200 - 2400 nm pour la version Spacelab de SOLSPEC.
173
Fig. III.2.1-1
Spectre solaire SOLAR SOLSPEC associé à l’activité solaire
minimale de l’intercycle 23-24. L’éclairement spectral des
canaux individuels et les plages de recouvrement sont
représentés.
Pour la livraison du spectre final SOLAR SOLSPEC minimisant
l’incertitude standard, la jonction des 3 spectres individuels a été effectuée à 340
et 775 nm (cf. calcul d’incertitude, Figures II.7.3.5-1).
III.2.2 Comparaisons SOLSPEC – SORCE –
ATLAS 3
La comparaison de l’éclairement spectral solaire est effectuée avec le
spectre ATLAS 3 et les mesures de la mission SORCE.
- Le spectre solaire de référence ATLAS 3 (Thuillier et al., 2004a) s’est imposé
dans la communauté scientifique internationale (incertitude standard : 3 %).
C’est un produit composite combinant les données de l’instrument SOLSPEC
de 1ère génération pour les missions ATLAS 3 et EURECA, et des instruments
SUSIM, SOLSTICE et SSBUV essentiellement en dessous 200 nm (cf. §
I.2.3). Il est associé à la date du 11 novembre 1994.
- Les mesures simultanées de la mission SORCE sélectionnées pour la
comparaison datent de juin 2008. Elles proviennent des trois instruments
(SOLSTICE FUV-MUV et SIM) offrant une plage spectrale de recouvrement
avec SOLAR SOLSPEC (cf. § I.2.3). L’incertitude de l’échelle radiométrique de
SOLSTICE est de 1,2 à 6 % (McClintock et al., 2005a et 2005b). L’incertitude
des mesures absolues de SIM est de 2 % (Harder et al., 2005a et 2005b).
174
Une normalisation pour l’activité solaire de juin 2008 a été effectuée au
préalable pour le spectre de référence ATLAS 3. Elle a été réalisée à l’aide de
l’indice Mg II (cf. § I.2.2). Des modèles ont été utilisés pour déduire la variation
relative d’éclairement entre 120 et 400 nm au cours d’un cycle solaire à partir de
cet indice (DeLand & Cebula 1993, Woods 2000). La Figure ci-dessous (à
gauche) représente la série temporelle d’indice Mg II (Viereck et al., 2004). Elle
situe les deux niveaux respectifs d’activité solaire pour ATLAS 3 et SOLAR
SOLSPEC. La différence exprimée en % entre l’éclairement ATLAS 3 et sa
normalisation au 1er juin 2008 est illustrée ci-dessous à droite. Le changement
d’éclairement est limité à -3 % pour λ > 166 nm. Au-dessus de 200 nm, il ne
dépasse plus -1,7 %
Fig. III.2.2-1
A gauche, représentation des indices Mg II pour ATLAS 3
(0,26747) et pour le 1er juin 2008 (0,26421). Le changement
d’éclairement pour ATLAS 3 (en %) suite à sa normalisation
pour l’activité solaire de juin 2008 est illustré à droite.
Spectre solaire UV
Comparaison entre le spectre composite ATLAS 3 normalisé et le spectre
SOLAR SOLSPEC (canal UV) :
175
Fig. III.2.2-2
Comparaison pour le canal UV entre la mesure SOLAR
SOLSPEC de l’éclairement solaire et le spectre de référence
ATLAS 3 normalisé.
Ci-dessous, les rapports sont représentés pour SOLAR SOLSPEC et
SORCE, avec ATLAS 3 normalisé et sélectionné comme référence. La réduction
de la résolution des spectres à 3 nm a pour vocation de réduire les oscillations
engendrées par les différences de résolution spectrale.
Fig. III.2.2-3
Comparaison entre SOLAR SOLSPEC (canal UV), SORCE
(juin 2008) et le spectre de référence ATLAS 3 normalisé.
Réduction de la résolution spectrale à 3 nm.
176
Pour SORCE, la transition SOLSTICE-SIM est effective à 310 nm. On
note une certaine convergence entre la mesure SOLAR SOLSPEC et SORCE,
fort marquée entre 220 et 270 nm. Cependant, on conserve une bonne
concordance (écarts inférieurs à 5 %) entre SOLAR SOLSPEC et ATLAS 3 entre
180-220 nm et 270-330 nm. En dehors de l’intervalle 180-330 nm, la dispersion
est plus importante entre les 3 instruments. L’amplitude des écarts peut atteindre
±10 %. De 180 à 360 nm, la mesure SORCE présente un déficit permanent
d’éclairement par rapport à ATLAS 3. Il culmine à 240 nm (-10 %). La tendance
est similaire mais atténuée pour SOLAR SOLSPEC (voir tableau ci-dessous).
Ces résultats démontrent les difficultés (dérive d’étalonnage, vieillissement des
optiques) inhérentes aux mesures hors atmosphère de l’éclairement solaire dans
le domaine UV. Des divergences de plusieurs % restent observables. Pour
SOLAR SOLSPEC, l’incertitude standard du spectre UV est comprise entre 2 et
4 % (cf. tableau II.7.3.5-1). Néanmoins, ces résultats soulignent le succès de la
mesure SOLAR SOLSPEC UV. L’échelle radiométrique ATLAS 3 repose sur
l’émission de lampes NIST et de la cavité corps noir de l’observatoire
d’Heidelberg anciennement utilisée pour toutes les missions SOLSPEC. La
température de cette cavité était référencée à l’échelle thermométrique du PTB.
SORCE utilise une échelle NIST et SOLAR SOLSPEC est référencé à l’échelle
du PTB. La mesure SOLAR SOLSPEC est plus proche du spectre de référence
ATLAS 3 que SORCE.
Le tableau ci-dessous reprend les rapports moyens par plage spectrale
entre les trois instruments (référence : ATLAS 3), et les éclairements intégrés
(W.m-2) respectifs.
Ratio moyen
(référence :
ATLAS 3)
166-180
(nm)
180-220
(nm)
220-260
(nm)
260-300
(nm)
300-340
(nm)
340-370
(nm)
SOLAR
SOLSPEC
1.069 ±
0.047
0.974 ±
0.013
0.919 ±
0.023
0.968 ±
0.027
0.973 ±
0.019
0.965 ±
0.051
SORCE
0.914 ±
0.024
0.976 ±
0.034
0.906 ±
0.015
0.924 ±
0.008
0.945 ±
0.014
0.982 ±
0.015
Ecl. intégré
-2
(W.m )
166-180
(nm)
180-220
(nm)
220-260
(nm)
260-300
(nm)
300-340
(nm)
340-370
(nm)
ATLAS 3
0.01256
0.5593
2.323
12.26
31.17
30.48
SOLAR
SOLSPEC
0.01317
0.5485
2.136
11.99
30.26
29.53
SORCE
0.01182
0.5397
2.109
11.34
29.48
30.09
Tableau III.2.2-1
Comparaison entre les instruments ATLAS 3, SOLAR
SOLSPEC et SORCE. Les rapports moyens (référence :
ATLAS 3) et les éclairements intégrés (W.m-2) sont
présentés par bande spectrale UV.
177
Spectre solaire VIS
Comparaison entre le spectre composite ATLAS 3, le spectre SOLAR
SOLSPEC (canal VIS) et le spectre SIM - SORCE (trait rouge). Une
normalisation n’est plus nécessaire pour l’activité solaire. Une réduction de la
résolution spectrale d’ATLAS 3 à 2 nm a été effectuée pour la clarté du
graphique. En effet, la résolution finale du spectre composite ATLAS 3 a été
portée à une valeur inférieure à 1 nm en intégrant des structures à haute
résolution du spectre solaire de Kurucz (Thuillier et al., 2004a).
Fig. III.2.2-4
Comparaison entre l’éclairement solaire SOLAR SOLSPEC
(canal VIS) et le spectre de référence ATLAS 3 (réduction de
la résolution à 2 nm). SIM (SORCE) est ajouté en rouge
(résolution de 2 à 22 nm).
Le canal VIS est opérationnel et livre des mesures nominales après
correction de la réponse pour la plage limitée à 340 - 800 nm. La moyenne des
spectres SOLAR sélectionnés est en bonne correspondance avec le spectre
ATLAS 3. L’instrument SIM est en bon accord. Un léger déficit d’éclairement est
cependant observé au-delà de 600 nm par rapport aux 2 mesures SOLSPEC. La
Figure ci-dessous représente le rapport entre SOLAR SOLSPEC et la référence
ATLAS 3 après réduction de la résolution des 2 spectres à 5 nm. Le prisme de
Fèry de SIM fait évoluer sa résolution spectrale de 2 à 22 nm entre 340 et
800nm. Ceci rend le calcul du rapport SIM - ATLAS 3 moins significatif. Seule
une comparaison d’éclairement intégré avec ATLAS 3 a été effectuée pour SIM
(cf. tableau III.2.2-2).
178
Fig. III.2.2-5
Comparaison entre SOLAR SOLSPEC (canal VIS) et le
spectre de référence ATLAS 3. Réduction de la résolution
spectrale à 5 nm.
La concordance est optimale entre les mesures des deux générations
d’instruments SOLSPEC. L’incertitude standard est voisine de 1 % en milieu de
plage spectrale du canal VIS pour SOLAR SOLSPEC (cf. tableau II.7.3.5-1).
Ratio moyen
(référence :
ATLAS 3)
350-425
(nm)
425-500
(nm)
500-575
(nm)
575-650
(nm)
650-725
(nm)
725-800
(nm)
SOLAR
SOLSPEC
1.005 ±
0.018
1.001 ±
0.009
0.991 ±
0.009
1.007 ±
0.005
1.010 ±
0.006
0.999 ±
0.005
Ecl. intégré
-2
(W.m )
350-425
(nm)
425-500
(nm)
500-575
(nm)
575-650
(nm)
650-725
(nm)
725-800
(nm)
ATLAS 3
97.5
147.0
140.3
128.9
110.8
92.4
SOLAR
SOLSPEC
98.1
147.1
139.0
129.9
112.0
92.4
SORCE
97.1
146.3
141.6
128.3
108.6
91.4
Tableau III.2.2-2
Comparaison entre les instruments ATLAS 3, SOLAR
SOLSPEC et SORCE. Les rapports moyens (référence :
ATLAS 3) et les éclairements intégrés (W.m-2) sont
présentés par bande spectrale VIS.
179
Spectre solaire NIR
La comparaison a été établie avec ATLAS 3 pour la plage commune 6472400 nm. La résolution spectrale de SOLAR SOLSPEC évolue entre 7 et 9 nm
(cf. § II.5.6). La résolution native de l’instrument SOLSPEC de 1ère génération
n’est plus représentée. Le spectre ATLAS 3 a été publié avec une résolution
spectrale inférieure à 1 nm (voir ci-dessous à gauche). Ce résultat a été obtenu
par l’adjonction de raies du spectre solaire à haute résolution (Kurucz et Bell,
1995) aligné sur le niveau d’éclairement spectral du canal IR de SOLSPEC
(mission EURECA). Ci-dessous à droite, les résolutions ont été uniformisées par
réduction de la résolution du spectre ATLAS 3 à 7 nm.
Fig. III.2.2-6
Comparaison entre le spectre SOLAR SOLSPEC (canal IR)
et le spectre de référence ATLAS 3. A droite, la résolution du
spectre ATLAS 3 a été alignée sur celle de SOLAR
SOLSPEC (de l’ordre de 7 nm).
Une différence a été observée entre 1100 et 2400 nm entre le spectre
infrarouge ATLAS 3 et SOLAR SOLSPEC. En milieu de plage, elle excède
l’incertitude standard associée à chaque instrument (~3 % pour ATLAS 3, et 0,4
à 2 % pour SOLAR). La Figure ci-dessous montre le ratio SOLAR / ATLAS
(après une moyenne mobile de l’ordre de 40 nm). L’amplitude des écarts atteint
10 % entre 1,7 µm et 2,2 µm. La différence d’éclairement intégré est de 18,5
W.m-2 entre 1,1 et 2,4 µm (soit 1,35 % de la constante solaire). Après 2,4 µm, la
précision de la mesure SOLAR SOLSPEC diminue et l’incertitude dépasse
progressivement les 5 % (cf. Figure II.7.3.5-1).
180
Fig. III.2.2-7
Rapport entre le spectre SOLAR SOLSPEC (canal IR) et le
spectre de référence ATLAS 3 (résolution spectrale réduite à
7 nm).
Pour le développement de cette thèse, le volume de travail s’est focalisé
vers la remise à niveau de SOLSPEC, sa caractérisation, son étalonnage et les
tests de performances en orbite, l’objectif étant d’obtenir un instrument de
seconde génération mieux caractérisé et plus performant. C’est dans cette
optique que le canal IR a été entièrement révisé avec succès tant pour son
électronique et son optique. Le spectre solaire associé aux premières mesures
en orbite en constitue l’aboutissement. La divergence observée entre les
données ATLAS 3 et SOLAR SOLSPEC est un sujet d’étude intéressant pour
lequel un plan de travail complémentaire (cf. III.2.3) a été élaboré. Ces nouvelles
recherches ne sont pas intégrées dans cette thèse. Elles représentent un volume
de travail considérable et en constituent la suite immédiate.
Une discussion de l’état actuel des analyses est développée ci-dessous.
Discussion
1) Analyse des sources d’erreurs possibles pour SOLAR SOLSPEC
Une révision de la caractérisation radiométrique du canal IR de SOLAR
SOLSPEC a été réalisée. Aucun coefficient de correction présentant la
dépendance très spécifique en longueur d’onde (révélée ci-dessus entre 1,1 et
2,4 µm) et l’amplitude adéquate n’a été trouvé. Les analyses sont résumées
comme suit :
- La réponse angulaire est moins favorable pour le canal IR comparé aux
réponses UV-VIS (cf. § II.5.5). Cependant, la sélection des lames dépolies en
quartz pour les optiques d’entrée est restée inchangée par rapport ATLAS 3.
De plus, la correction angulaire (validée au § III.1.3.5) présente une amplitude
pratiquement nulle vers le milieu de plage spectrale étudiée (vers 1,7 µm).
181
- Les alignements de l’instrument SOLAR SOLSPEC face au corps noir du PTB
et face au Soleil ont été correctement réalisés (utilisation du signal du PSD en
orbite).
- La stabilité de l’éclairement spectral du corps noir du PTB utilisé pour SOLAR
SOLSPEC était supérieure à celle du corps noir expérimental de l’Observatoire
d’Heidelberg (cf. § II.6.4.1). La valeur absolue et la stabilité de la température
ont été certifiées par le PTB.
- La réponse absolue du canal IR est restée remarquablement constante au
cours de la période utilisée pour la définition du spectre IR final (juin 2008 mai 2009).
- La nouvelle électronique IR a bénéficié d’un réel progrès par rapport à la
génération précédente.
- La différence de régime thermique entre le PTB et les mesures sur ISS n’ont
pas eu d’influence sur l’optique du canal IR et le fonctionnement de la
détection synchrone. Seul le biais du filtre passe-bas électronique été modifié
par les plus basses températures rencontrées, ce qui a modifié le niveau de
courant d’obscurité en sortie.
- Le fonctionnement de la détection synchrone est totalement neutre en
longueur d’onde. Une dérive (de concordance de phase, hystérésis, …) ne
pourrait expliquer la dépendance spectrale du problème étudié.
- L’absorption par la vapeur d’eau a été correctement détectée et corrigée au sol
pendant les étalonnages au PTB.
- L’alignement optique interne du canal IR et sa mécanique ont été révisés pour
la version SOLAR SOLSPEC. Ces progrès ont été concrétisés par l’obtention
d’une meilleure résolution spectrale.
- Les éléments optiques de la chaîne de détection IR ne présentent aucun
empilement trop rapproché de fenêtres à faces parallèles. Elles auraient pu,
par un trop grand parallélisme (cf. Annexe D.2) produire une cavité FabryPérot modifiant la transmission du canal IR de façon moins contrôlée et avec
une dépendance spectrale (influence des régimes thermiques pour les franges
d’interférences).
2) Les autres mesures d’éclairement solaire NIR actuellement disponibles
Ces mesures NIR sont récentes. Le spectre fourni par l’instrument
SOLSPEC de 1ère génération correspondait à la 1ère mesure absolue hors
atmosphère de l’éclairement entre 1 µm et 2,4 µm. D’autres mesures sont
désormais disponibles. Elles sont issues des instruments SIM et SCIAMACHY.
Les mesures SIM (limitées à 2,4 µm et à basse résolution) ne sont pas
référencées par rapport à une source étalon en éclairement spectral mais la
caractérisation radiométrique de l’instrument est approfondie. Pour limiter
l’impact des incertitudes liées à la correction de la dérive de réponse de SIM
(Harder et al., 2009), seules les données de début de campagne (2003) sont
prises en considération.
L’instrument SCIAMACHY est un spectrographe à 8 canaux dont 3
concernent le domaine spectral NIR. L’instrument a été étalonné en éclairement
182
spectral mais les mesures sont limitées à 2,4 µm. L’absence de détection
synchrone a rendu l’instrument sensible à la lumière diffuse IR externe (dont le
taux pouvait atteindre 15 %). Des spectres obtenus en début de campagne (Noël
et al., 2006) ou plus récents (Pagaran et al., 2009) sont disponibles.
3) Modélisation de l’atmosphère solaire
La modélisation semi-empirique de l’atmosphère solaire est en constante
évolution. Un des principaux objectifs consiste à prévoir l’éclairement spectral et
ses variations induites par l’activité solaire (cf. § I.1.3). Depuis 2003, des
validations de modèles ont eu lieu dans l’infrarouge. Elles ont permis d’ajuster
les paramètres des équations physiques de manière à reproduire les
observations. Par exemple, les premières séries de données SIM (2003) n’ont
pas confirmé l’anti-corrélation entre l’éclairement UV et NIR en fonction de
l’activité solaire, contrairement aux prévisions des modèles en vigueur à cette
époque (Fontenla et al., 2004).
L’éclairement solaire NIR est issu du continuum photosphérique. Une
altitude de référence (altitude zéro) a été associée à la surface photosphérique.
Par convention, elle a été définie comme la profondeur photosphérique
d’épaisseur optique égale à l’unité au centre du disque et à 500 nm (Fontenla et
al., 2004). L’opacité de l’atmosphère solaire est gouvernée par le coefficient
d’absorption de H- au-delà de 800 nm. Cette opacité décroît et atteint une valeur
minimale à 1.6 µm. La surface photosphérique est alors plus profonde de ~100
km et donc plus chaude. Il est fondamental qu’une mesure d’éclairement solaire
hors atmosphère vérifie ce critère d’opacité minimale prévue par les modèles. Il
est vérifié tant par le spectre ATLAS 3 que par la mesure actuelle SOLAR
SOLSPEC
Un modèle élaboré (Fontenla et al., 1999) a bénéficié de l’apport d’ATLAS
3 pour sa validation dans l’infrarouge. On a observé un accord étroit en fonction
de la longueur d’onde entre la température de brillance modélisée et celle
mesurée par ATLAS 3 (Fontenla et al., 2006). La correspondance a également
été établie entre ATLAS 3 et COSI pour le VIS (Shapiro et al., 2010). Entre 1 et
1,8 µm, COSI s’écarte d’ATLAS 3 à hauteur de 4 %.
4) Comparaison entre SOLSPEC, SIM et SCIAMACHY
Le spectre SIM montre dans l’infrarouge une différence similaire (en
amplitude et plage spectrale) à celle rencontrée entre les deux instruments
SOLSPEC (Figure III.2.2-7 ci-dessus). Bien qu’une réponse erronée de 8 % de
leur détecteur étalon fût peu probable entre 1,6 et 2,4 µm, la décision de s’aligner
sur le spectre ATLAS 3 fut prise par l’équipe SORCE en suivant cette
argumentation (Harder et al., 2010) :
- Plusieurs facteurs contribuant à l’incertitude des mesures aux grandes
longueurs d’onde ont engendré un rapport signal à bruit défavorable pour
l’instrument SIM. Par la suite, diverses mesures de laboratoire (unité
d’étalonnage SIRCUS, NIST) ont été effectuées avec un détecteur de réserve.
183
L‘objectif était de trouver un terme de correction reposant sur des preuves
expérimentales (Snow et al., 2006). L’absence de données suffisamment
concluantes a incité l’équipe SORCE à ne pas maintenir leur spectre IR.
- Au regard de l’éclairement intégré, les mesures sont plus acceptables pour
ATLAS 3 et ce spectre correspond au modèle de Fontenla (Fontenla et al.,
2006). L’équipe SORCE applique une correction (‘ESR long wavelength’)
d’une amplitude atteignant progressivement 8 % à partir de 1,8 µm afin de
normaliser leur spectre par rapport à ATLAS 3.
Un instrument SIM de seconde génération est en préparation pour la
charge utile TSIS sur NPOESS (mission : 2014-2019). Cet instrument présentera
un rapport signal à bruit rehaussé pour les grandes longueurs d’onde et sera
étalonné en absolu (échelle radiométrique du NIST). La réduction de l’incertitude
standard pour SIM sur TSIS apportera une meilleure compréhension de l’origine
du désaccord actuel observé avec SORCE.
Pour SCIAMACHY, les premières analyses de données (Noël et al., 2006)
ont révélé des divergences de 5 à 10 % entre 1 µm et 2,4 µm lors de
comparaisons croisées avec SIM et ATLAS 3. Les travaux plus récents ont
intégré des corrections plus approfondies de dérive instrumentale. Les
divergences ont été réduites mais un écart de l’ordre de 5 % persiste vers 1,6 µm
(Pagaran et al., 2011).
5) Eclairement solaire intégré en longueur d’onde
La constante solaire a été mesurée hors atmosphère depuis 1978 par une
série de radiomètres (Thuillier et al., 2006) tels ACRIM, SOVA, VIRGO, DIARAD,
etc … Les résultats ont convergé vers (1365,4 ± 1,3) W.m-2 pendant les années
1990. Depuis 2003, l’instrument TIM sur SORCE (Kopp et al., 2005a) indique
une valeur de (1360,8 ± 0,5) W.m-2. Seul TIM a bénéficié d’un étalonnage face à
une source étalon du NIST (Kopp et al., 2005b, Kopp et al., 2007) et cette valeur
semble à présent s’imposer (Kopp et al., 2005c, Kopp & Lean, 2011). Des
campagnes de validation pour étalonner l’ensemble des radiomètres (ou leur
modèle de réserve au sol) face à la source NIST sont en cours.
Un exercice de validation consiste à vérifier si la valeur intégrée en
longueur d’onde des éclairements spectraux ATLAS 3 et SOLAR SOLSPEC sur
leurs domaines de définition respectifs (complétés aux courtes et grandes
longueurs d’onde par d’autres mesures ou modélisations) est compatible avec la
valeur publiée de la constante solaire. Puisque l’incertitude des radiomètres (de
l’ordre de 0,1 %) est nettement inférieure à l’incertitude des échelles absolues
des spectroradiomètres, il suffit de vérifier si la valeur de 1360,8 W.m-2 appartient
à l’intervalle d’incertitude centré sur l’éclairement intégré des instruments
SOLSPEC.
Pour SOLSPEC ATLAS 3, cette condition est vérifiée (Thuillier et al.,
2003). L’écart de 1,4 % observé entre la constante solaire et l’éclairement intégré
est en effet inférieur à l’incertitude standard (3 %) attribuée à ATLAS 3.
184
Pour SOLAR SOLSPEC, l’intégration entre 166-2400 nm et 166-2900 nm
est développée ci-dessous. La valeur intégrée pour la plage manquante 0,5-166
nm a été déduite d’ATLAS 3.
SOLAR SOLSPEC
166-2400 nm
SOLAR SOLSPEC
166-2900 nm
ATLAS 3
0.5-166 nm
Eclairement intégré
-2
(W .m )
1307,4
1327,7
0,0143
Incertitude standard
-2
(W.m )
13,3
14,3
---
Tableau III.2.2-3
Intégration du spectre SOLAR SOLSPEC (W.m-2) entre
166-2400 nm et 166-2900 nm. L’intégration pour la plage
0,5-166 nm a été déduite d’ATLAS 3. L’incertitude standard
u(E) a été calculée selon l’équation III.2.2-1
Pour une plage spectrale [λ1,λ2], l’incertitude standard associée à
l’éclairement intégré a été déterminée comme suit :
λ2
u ( E ) = 10 . ∫ E sol .uc ( Esol )dλ
−2
(III.2.2-1)
λ1
Avec uc(Esol) : Incertitude standard composée pour l’éclairement spectral,
exprimée en % pour chaque longueur d’onde.
Esol
: Eclairement spectral solaire
u(E)
: Incertitude standard pour l’éclairement intégré entre [λ1,λ2].
Cette incertitude u(E) représente l’écart intégré (en W.m-2) entre le spectre
SOLAR SOLSPEC augmenté de son incertitude standard et le spectre lui-même.
Le calcul a pu être effectué pour SOLAR SOLSPEC en exploitant l’évaluation
des incertitudes réalisée précédemment (cf. tableau II.7.3.5-1). Les résultats sont
affichés dans le tableau III.2.2-3 ci-dessus (dernière ligne). L’éclairement intégré
d’un spectre solaire entre 2,4 µm et 100 µm représente 3,8 % de la constante
solaire (Thuillier et al., 2004a). Nous avons finalement obtenu une estimation de
la constante solaire SOLAR SOLSPEC égale à (1357,1 ± ~15) W.m-2. La valeur
est compatible avec celle de la constante solaire compte tenu des incertitudes de
la mesure spectroradiométrique.
En conclusion, les mesures solaires hors atmosphère sont sujettes à de
fréquentes divergences pour la plage spectrale 1,1 – 2,4 µm, pouvant culminer à
~10 % vers 1,6 – 1,8 µm. Elles sont de nature instrumentale et c’est pourquoi de
nouvelles investigations doivent être entreprises pour résoudre les différences
observées entre les deux générations d’instruments SOLSPEC.
185
III.2.3 Perspectives pour la mission SOLAR
SOLSPEC
Divergence IR
Les initiatives suivantes ont été programmées pour la résolution du
désaccord actuel entre ATLAS 3 et SOLAR.
1) Tests de l’électronique de qualification
La linéarité en sortie du convertisseur 16 bits du signal IR de l’instrument
SOLAR SOLSPEC a été étudiée (cf. § II.5.3.3). Les résultats sont conformes.
Une réactivation de l’électronique de qualification IR est cependant programmée
pour réaliser des investigations approfondies au sol. Le fonctionnement de la
chaîne de détection IR sera révisé (plans de masses électriques, l’implantation
du convertisseur 16 bits, circuits de protections, compensation de biais, …). Un
montage sera assemblé, permettant de numériser des tensions en entrée selon
des rampes bien définies. On ne dispose pas d’étalons de tension ni de rampes
équivalentes dans la télémétrie de SOLAR SOLSPEC en orbite.
2) Modélisation par un logiciel de la conception de la chaîne optique
L’intégralité de la chaîne optique de détection IR peut être encodée dans
un programme de conception d’éléments optiques (Zemax). Son fonctionnement
peut être modélisé. L’impact du déplacement d’un composant optique (ayant pu
survenir pendant la mise en orbite) peut être analysé. L’objectif consiste à
identifier l’élément responsable de la dépendance spectrale et de l’amplitude de
l’écart observé pour la mesure de l’éclairement spectral infrarouge. Par
exemple : une modification de l’éclairement du détecteur PbS, un désalignement
mécanique, …
La chaîne de détection se résume comme suit : Pré-fente – lame dépolie
– fente d’entrée – 1er réseau – miroir plan – lentille de champ – fente
intermédiaire – lentille de champ – miroir plan – 2ème réseau – lentille de champ –
fente de sortie – lentille de champ – miroir plan – 1ère lentille cylindrique – 2ème
lentille cylindrique – filtre – détecteur PbS.
3) Campagne de validation au sol
Une campagne de validation au sol peut être envisagée. Elle exploiterait
la méthode Bouguer. Par une série de mesures solaires directes réalisées sous
différents angles zénithaux, il est possible d’obtenir par extrapolation
l’éclairement solaire pour un facteur de masse d’air relative (AMF) égal à zéro
(Kasten et Young, 1989, Schmid et al., 1995). La mesure devient équivalente à
une détermination (monochromatique) de l’éclairement solaire hors atmosphère.
186
Sa mise en œuvre doit être réalisée avec la plus grande précision photométrique
possible. Pour cela, un instrument de facture commerciale de haute fiabilité peut
être sélectionné. Il convient de le configurer conformément au canal IR de
SOLSPEC (double monochromateur, bande passante ~10 nm, détection
synchrone, détecteur PbS). Seule l’optique d’entrée peut être différente. Une
configuration typique consiste à utiliser un pointeur solaire et un télescope
spécialisé pour la mesure solaire directe en éclairement spectral (vérifiant la loi
en 1/r²). Il est relié au spectromètre par fibre optique. Il est primordial d’étalonner
le système selon la même échelle radiométrique que SOLSPEC (corps noir du
PTB). Entre le PTB et le site de campagne, l’étalonnage peut être maintenu à
l’aide d’étalons secondaires (lampes à filament de tungstène de puissance 1000
W). Leur rôle est équivalent à l’unité d’étalonnage interne de SOLSPEC. Les
sites privilégiés de mesure doivent être situés à haute altitude pour obtenir une
atmosphère stable et de faible épaisseur optique. La méthode Bouguer requiert
en effet une teneur en aérosols faible et constante par demi-jour de mesure.
L’observatoire d’Izaña (Iles Canaries) peut être retenu. Une analyse de quelques
longueurs d’ondes suffit pour la validation au sol. Elles doivent correspondre aux
fenêtres atmosphériques IR, exemptes d’absorption par les molécules O2, O3,
CO2 et H2O. La diffusion Rayleigh et l’extinction par les aérosols sont alors les
seules contributions pour l’extinction atmosphérique. Ces canaux valides ont été
déterminés par modélisation et publiés (Kindel et al., 2001). Certains d’entre eux
se situent dans une plage de grand intérêt, entre 1,5 et 1,7 µm. Pour un site de
mesure idéal, il a été démontré que l’étalonnage Bouguer d’un radiomètre est
d’une précision équivalente à celui établi à partir de lampes du type FEL (Schmid
et al., 1995). Selon notre protocole, le problème est inversé : transférer l’échelle
radiométrique du PTB vers un site de mesure idéal peut garantir une
reconstruction de l’éclairement hors atmosphère avec incertitude limitée à 1-2 %.
L’ambiguïté de ~10 % des mesures spatiales serait levée.
L’aboutissement de l’ensemble de ces recherches est attendu avant le
verdict des mesures TSIS.
Traitement approfondi des données
Les données SOLAR SOLSPEC ont été accumulées pendant les quatre
premières années couvrant une cinquantaine de périodes d’acquisition (fenêtres
solaires). Le traitement de données s’inscrivant dans la continuité de ce doctorat
sera le suivant :
- Les analyses permettant de détecter et corriger la dérive de réponse des
canaux sont en cours. Elles exploitent le système d’équations appliqué au
signal des lampes (cf. § III.1.3.1). Après correction, les données accumulées
permettront de produire une série temporelle de spectres pour le cycle solaire
24.
- Des études de variabilité à court terme, associées aux 27 jours de la rotation
solaire et à certains épisodes (éruptions, …) seront réalisées. Des discussions
entre l’ESA, la NASA et le B.Usoc sont en cours pour procéder à la jonction de
187
2 fenêtres. Un changement d’orientation de l’ISS doit être réalisé en
conséquence.
- Les dérives lentes des échelles en longueur d’onde seront déterminées et
corrigées (cf. § III.1.3.3). Ces échelles seront également affinées (cf. §
II.5.2.2).
- Le découplage de l’instrument SOLSPEC en trois canaux de mesures
synchrone (UV-VIS-IR) va permettre d’établir la valeur simultanée des indices
MgII et CaII.
188
Conclusions
La mesure de l’éclairement solaire absolu hors atmosphère est une entrée
fondamentale pour la physique solaire et la physique de l’atmosphère de la Terre
et de son climat. La demande concerne la précision des mesures, le domaine
spectral et la durée des observations. De plus, chaque cycle solaire possède ses
propres caractéristiques. La transition inédite entre les cycles 23 et 24 nécessitait
la mise en œuvre d’un programme de mesure. En raison de l’environnement
spatial hostile dans lequel évoluent les spectroradiomètres en orbite et des
dérives de réponses absolues auxquelles ils sont soumis, il est nécessaire qu’au
moins deux instruments soient simultanément en opération. La mission SOLAR
SOLSPEC a été organisée par l’ESA sur base de cette argumentation. Elle
présentait l’avantage d’utiliser un instrument ayant déjà effectué des mesures en
orbite. En effet, une première version de SOLSPEC, configurée pour des
missions de moyennes et de courtes durées, a participé à cinq vols spatiaux
entre 1983 et 1994. Une remise à niveau de l’instrument s’est avérée nécessaire
pour l’adapter aux exigences de la mission de longue durée à bord de la Station
Spatiale Internationale.
La reconfiguration de SOLSPEC a nécessité une répartition des tâches au
sein d’une équipe (interface mécanique, nouvelle électronique, optique, …). La
mise en œuvre des modifications de sous-systèmes optiques, de l’ensemble des
étalonnages et des caractérisations radiométriques a été au cœur de ce
doctorat. Ce travail a été structuré en deux phases :
- Le développement de l’instrumentation, sa caractérisation et son
étalonnage absolu.
- Le traitement des données pour les premières mesures en orbite.
Principaux résultats
Nous avons démontré tout au long de ce travail que la qualification
spatiale des éléments optiques de la nouvelle version de SOLSPEC a été
obtenue :
- Les alignements optiques des trois canaux de mesure de l’instrument ont
été entièrement révisés.
- L’unité interne d’étalonnage a été modifiée. Le nombre de lampes
sélectionnées à spectre continu (au deutérium et à ruban de tungstène) a
été dédoublé pour obtenir une redondance. Une lampe spectrale utilisant
les raies d’émission d’un gaz (argon) a été retenue. Des lames en quartz
ont été ajoutées pour la protection de l’optique d’entrée des canaux de
mesure et un pointeur solaire passif (PSD) a été ajouté.
- Les monochromateurs et les détecteurs de SOLSPEC ont bénéficié d’une
caractérisation radiométrique approfondie pour la linéarité, la lumière
diffuse, les lois de dispersion, les réponses angulaires et le système de
filtres.
189
Une collaboration a été établie entre les partenaires du projet SOLSPEC
(LATMOS, IASB et ZAH) et le centre de métrologie du PTB (RFA) pour
déterminer la réponse absolue de SOLSPEC. L’utilisation de l’étalon primaire en
éclairement spectral représenté par le rayonnement du corps noir BB3200g du
PTB a été déterminante. Par rapport à l’utilisation du corps noir des missions
précédentes, un gain d’un facteur 10 a été obtenu, tant en stabilité qu’en
connaissance de la température absolue de la cavité (0,44 K). L’incertitude
standard de l’éclairement du corps noir est inférieure à 0,35 %, 0,25 % et 0,16 %
respectivement pour les plages spectrales des canaux UV, VIS et IR de SOLAR
SOLSPEC. L’adjonction d’un radiomètre développé pour SOLSPEC a contribué
à la surveillance continue de la température de la cavité. L’objectif étant de
détecter (à 0,05 K près) puis de compenser par calcul une dérive possible de la
température de la cavité (0,5 K/h).
Les résultats de ces travaux ont été essentiels pour une mise en service
nominale de SOLSPEC permettant d’atteindre les trois objectifs suivants :
- Disposer d’une échelle radiométrique absolue d’incertitude standard réduite.
- Réaliser des mesures d’éclairement spectral selon une plage spectrale
étendue.
- Observer les particularités de la variabilité solaire du cycle 24.
Ainsi, la plage spectrale étalonnée en absolu, initialement contenue entre
200 et 2400 nm a été étendue à 166-3088 nm pour cette version de SOLSPEC.
Les courbes de réponse ont été établies sous 200 nm par un étalonnage sous
vide. Le seuil de 3 µm a été franchi grâce au fonctionnement nominal de la
nouvelle électronique IR et la résolution spectrale IR a été améliorée et se situe
entre 7 et 9 nm.
L’unité interne d’étalonnage a rendu l’instrument autonome pour la
surveillance de toute dérive de réponse des canaux. L’application des
algorithmes de compensation de ces dérives (à partir du signal des lampes
internes) permettra de déduire l’amplitude exacte de la variabilité inhérente à
l’éclairement solaire.
Un calcul d’incertitude spécifique à la nouvelle configuration a été réalisé.
Il a pris en compte l’intégralité des sources d’incertitude recensées et utilise le
formalisme mathématique appliqué en métrologie. La mesure SOLSPEC de
l’éclairement solaire et son incertitude standard associée ont été exprimées sous
forme de relations fonctionnelles. L’expression des incertitudes a été dérivée de
ces modèles mathématiques et analysée pour toutes les longueurs d’onde. Elle a
permis d’estimer les incertitudes standard minimales après une accumulation de
spectres solaires (étude asymptotique) lors de la mission SOLAR. Les résultats
donnent une incertitude de 2 % à 4 % pour la plage 166-370 nm, inférieure à 2 %
entre 370 et 2350 nm, comprise entre 2 et 5 % pour l’intervalle 2350-2580 nm et
de 5 et 10 % entre 2580 et 2920 nm. Une valeur inférieure à 1 % est atteinte
entre 500 et 1900 nm. Le terme dominant pour ces incertitudes finales provient
de la courbe de réponse, elle-même tributaire du signal accumulé par SOLSPEC
190
face à la source étalon. La durée d’une campagne d’étalonnage absolu et
l’enregistrement des spectres de référence des lampes internes s’affirment
comme les facteurs les plus déterminants pour réduire l’incertitude d’une mesure
solaire en orbite avec SOLSPEC.
Pendant la phase de recette consécutive à la mise en orbite, la
conservation des performances radiométriques, des fonctionnalités de
l’instrument et la stabilité thermique ont été confirmées. Pour le canal visible
cependant, une modification de réponse a été détectée et corrigée par
l’utilisation des lampes internes. Le détecteur PSD a permis de surveiller de
manière autonome l’orientation angulaire des axes optiques de SOLSPEC lors
de tout pointage solaire. Il a également été mis à contribution pour optimiser la
connaissance des réponses angulaires et pour valider les corrections de
pointage.
Enfin, l’éclairement solaire hors atmosphère a été déterminé avec
l’expérience SOLAR SOLSPEC en appliquant les coefficients d’étalonnage. Il
correspond à l’activité solaire du début de la mission SOLAR (mi-2008) et a été
comparé aux résultats antérieurs et actuels des missions respectives SOLSPEC
ATLAS et SORCE.
La concordance est obtenue entre les résultats des deux générations
d’instruments SOLSPEC pour l’éclairement spectral solaire dans le domaine UV
et VIS en tenant compte des incertitudes spécifiques de chaque instrument. Pour
le canal UV, la concordance entre les mesures est de 5 % ou mieux entre 180220 nm et 270-330 nm. Elle montre un accord entre SOLAR SOLSPEC et
SORCE entre 220 et 270 nm et un écart de 10 % avec SOLSPEC ATLAS.
Une discussion a été menée pour le proche infrarouge où un désaccord
atteignant plusieurs pourcents subsiste vers 1,8 µm. Elle est de nature
instrumentale et donne actuellement lieu à de nouvelles investigations.
Perspectives
Les objectifs de cette thèse se sont focalisés sur la mise au point de
l’instrument SOLSPEC, son étalonnage et les premières mesures en orbite
validant ses fonctionnalités. De nombreux travaux constituent la suite immédiate
de ce travail et sont déjà en cours.
- L’exploitation des données de l’ensemble de la mission SOLAR (2008-2013,
voire 2016). Après l’accumulation des mesures et l’application des procédures
de surveillance des échelles radiométriques, les séries temporelles de
spectres solaires avec un rapport signal à bruit élevé pourront être
déterminées. La variabilité UV de l’éclairement solaire au cours du cycle 24 en
fonction de l’activité solaire pourra être déduite et comparée aux autres
mesures disponibles. L’instrument SOLSPEC enregistre nominalement un
spectre par jour mais d’autres modes d’acquisition (impliquant une action des
opérateurs du B.Usoc et une autre utilisation du logiciel de SOLSPEC) sont
191
possibles. Ils permettent d’analyser des échelles de temps caractéristiques
plus courtes (de l’ordre de la minute) pour des intervalles spectraux restreints.
- Le désaccord observé pour l’éclairement infrarouge est en cours d’analyse.
Les résultats au-delà de 1 µm font l’objet de travaux de validation
complémentaires et d’études plus détaillées. Sa résolution permettra de fournir
un spectre solaire SOLAR SOLSPEC VIS et IR étendu jusqu’à 3,1 µm.
L’étendue de la plage spectrale couverte par SOLAR SOLSPEC est unique
pour les spectroradiomètres spatiaux dédiés à la mesure de l’éclairement
solaire actuellement en service.
En conclusion, la mission SOLAR SOLSPEC (en service depuis quatre
ans) est un succès tant sur le plan technologique que scientifique. Les
demandes récentes de la communauté scientifique pour une mesure plus
performante de l’éclairement solaire ont été présentées. Elles portent tant sur la
continuité et la durée des mesures, autorisant la couverture complète d’un cycle
solaire et de sa variabilité spécifique, que sur la couverture spectrale la plus
large possible du spectre électromagnétique du Soleil. De même, ces demandes
concernent la réduction de l’incertitude des échelles absolues, notamment dans
l’ultraviolet. Ces demandes émanent tant des climatologues que des spécialistes
des atmosphères planétaires et de physique solaire.
La version SOLAR de l’instrument SOLSPEC a la capacité de répondre à
ces demandes par ses hautes performances et la connaissance précise de ses
caractéristiques spectrophotométriques. Sa mise en orbite réussie en 2008
permet de couvrir une large partie du cycle solaire 24 par une mission de longue
durée.
La contribution à cette mission a été présentée dans cette thèse de
doctorat. Trois objectifs ont été atteints et correspondent aux demandes :
- Le développement d’un instrument adapté aux missions de longue durée. La
variabilité de l’éclairement solaire dans le domaine ultraviolet sera mesurée
lors du cycle 24. Ces résultats seront comparés à ceux des autres instruments
spatiaux (SORCE, …). Ces données vont bénéficier aux recherches sur la
signature de l’activité solaire dans la composition de l’atmosphère terrestre et
aux corrélations entre indices d’activité solaire et la variabilité spectrale.
- Une couverture spectrale étendue et non égalée par d’autres instruments en
opération hors atmosphère. La fraction élevée du spectre mesuré par
SOLSPEC (plus de 96 % de l’éclairement total émis par le Soleil) et
l’enregistrement simultané des plages spectrales UV, VIS et IR bénéficient aux
recherches climatologiques. Elles démontrent le rôle important de l’UV pour les
processus d’amplifications (couplages stratosphère-troposphère) et du spectre
VIS et IR pour les processus d’absorption moléculaire et par les surfaces
océaniques.
- Un étalonnage absolu d’une précision jamais atteinte auparavant. L’utilisation
du corps noir de haute précision du PTB a permis de réduire l’incertitude a des
valeurs inférieures à 2 % voire 1 % pour de larges plages spectrales. Cette
précision est demandée par les modélistes afin de vérifier les prévisions de
leurs modèles utilisant le spectre solaire comme donnée d’entrée.
192
Annexes
Annexe - A
Détermination des incertitudes
Développements complémentaires
A.1 Introduction théorique ................................................................................... 193
A.2 Incertitudes négligeables .............................................................................. 195
A.3 Coefficients de sensibilité ............................................................................. 197
A.3.1 Eclairement solaire hors atmosphère ........................................... 197
A.3.2 Etalonnage radiométrique absolu, signal SOLSPEC .................... 198
A.3.3 Eclairement des sources étalons .................................................. 199
A.4 Formulations mathématiques récurrentes ..................................................... 199
A.5 Evaluation des incertitudes standard ............................................................ 203
A.5.1 Eclairement des sources étalons .................................................. 203
A.5.2 Signal SOLSPEC face aux sources étalons ................................. 207
A.5.3 Courbe de réponse pour le canal UV ............................................ 211
A.5.4 Mesure solaire nominale en orbite ................................................ 213
A.1 Introduction théorique
Description du formalisme mathématique utilisé pour le calcul d’incertitude
(cf. § II.7) de SOLSPEC (Obaton et al., 2007, GUM 1995).
Soit ‘Y’, une quantité physique (l’éclairement spectral dans notre cas) dont
un échantillon d’estimations ‘yi’ de sa valeur peut être obtenu par une répétition
de mesures effectuées sous des conditions inchangées. Ces estimations
peuvent s’écarter de la valeur vraie de ‘Y’ en raison de différentes sources
d’incertitude qui engendrent la dispersion des valeurs ‘yi’. Elles reflètent le
manque de connaissance de la valeur vraie (désignée par ‘yv’) de la quantité
mesurée ’Y’ et une distribution de probabilité associée peut être définie. La
meilleure estimation de ‘Y’ correspond à la moyenne ‘<y>’ des estimations ‘yi’.
Le niveau de confiance attribué à ‘<y>’ est exprimé sous forme d’une
incertitude standard ‘u(y)’. Elle exprime une probabilité de 66 % pour que ‘yv’
appartiennent à l’intervalle [<y>-u(y), <y>+u(y)]. L’estimation de l’incertitude ‘u(y)’
est déduite d’un modèle mathématique décrivant la relation fonctionnelle entre la
quantité ‘Y’ et une série de quantités physiques impliquées dans la mesure. Ces
variables d’entrée X1 … N sont traitées sur pied d’égalité.
Y = f ( X 1 , X 2 ,..., X N )
(A.1-1)
193
L’incertitude globale nommée ‘incertitude standard composée’ (combined
standard uncertainty) uc(y) va résulter d’une accumulation de contributions ‘u(xi)’
associées aux incertitudes respectives des variables d’entrée. En se limitant au
premier ordre du développement en série de Taylor de ‘f’ (malgré les nonlinéarités possibles du modèle), on obtient la loi de propagation des incertitudes :
 ∂f
u ( y ) = ∑ 
i =1  ∂x i
N
2
c
2
N −1 N
 2
∂f ∂f
 u ( xi ) + 2∑ ∑
u ( xi , x j ) (A.1-2)
i =1 j =i +1∂x i ∂x j

Le premier groupe du membre de droite correspond aux contributions
indépendantes des variables d’entrée. Les dérivées partielles représentent les
coefficients de sensibilité. Ceux-ci traduisent la part d’incertitude pour ‘Y’
associée à ‘u(xi)’. Si on modifie l’estimation de ‘xi’ d’une quantité ‘u(xi)’, alors
l’estimation de ’Y’ sera affectée d’un changement ∂f / ∂xi .u ( xi ) .
Le second groupe intègre les contributions complémentaires liées aux
corrélations retenues entre les variables. L’estimation de la covariance entre ‘xi’
et ‘xj’ est représentée par ‘u(xi, xj)’.
Pour SOLSPEC, certaines variables d’entrée ‘Xi‘ du modèle mathématique
sont elles-mêmes considérées comme le résultat de relations fonctionnelles
secondaires. Le modèle global est donc plus complexe et fait apparaître des
compositions de fonctions.
Les variables d’entrée sont aléatoires et caractérisées par des
distributions de probabilité (PDF : Probability Distribution Function). Une variable
de type A possède une PDF bien identifiée (distribution de Poisson, gaussienne,
…) et son écart-type peut être déterminé par une analyse statistique d’une série
d’observations. Pour une variable du type B, la répétition de mesures n’a pu être
collectée et la PDF doit être estimée sur base d’un jugement scientifique à partir
de données issues d’observations antérieures. On en déduit une estimation de la
variance.
Une erreur de mesure est définie comme l’écart entre une estimation ‘y’ et
la valeur vraie ‘yv’ de ‘Y’. Cette erreur peut être séparée en deux composantes
aléatoire et systématique. L’erreur aléatoire correspond à l’écart entre une
estimation ponctuelle de ‘Y’ et la meilleure estimation ‘<y>’ définie
précédemment. L’erreur systématique correspond logiquement à la différence
entre la valeur réelle ‘yv’ et la valeur moyenne ‘<y>’. La somme des deux
contributions aléatoire et systématique (erreur aléatoire globale) peut donc
s’exprimer comme suit :
u ( y i ) = ( y i − < y > ) + (< y > − y v )
(A.1-3)
Lors de la détermination d’une incertitude standard composée ‘uc(y)’, il est
préférable de classer les sources d’incertitudes selon les catégories A et B plutôt
que de travailler en terme d’erreurs aléatoires et systématiques. Notons que pour
194
une source d’erreur systématique ne pouvant être éliminée expérimentalement
mais dont l’origine de l’effet est identifiée et quantifiée, un terme de correction
peut être appliqué et intégré au modèle mathématique. L’erreur de mesure se
résume alors au résidu de la correction des erreurs systématiques.
Il est possible qu’une incertitude composée soit étendue afin d’englober
une plus large fraction de la distribution de probabilité. Un intervalle de confiance
de 90, 95 ou 99 % peut être demandé. On définit dans ce cas un facteur de
couverture ‘k’ permettant d’étendre l’intervalle à [<y>-U, <y>+U] avec U = k x
uc(y). Pour une distribution normale (gaussienne), les 99, 95 et 66 % sont
respectivement atteints pour k = 3, 2 et 1.
A.2 Incertitudes négligeables
Discussion pour les sources d’incertitudes négligeables du tableau II.7.1-1
# III.9 – Temps d’intégration pour les photomultiplicateurs UV-VIS.
Le temps d’intégration est déterminé à l’échelle de la microseconde par
l’électronique et l’incertitude est considérée comme négligeable.
# III.4 – Lumière diffuse externe (canaux UV-VIS)
Lors des étalonnages absolus face à une source étalon, la lumière diffuse
externe est collectée dans le champ de vue de SOLSPEC (angle total : 6°) dont
on soustrait l’angle solide sous-tendu par la source étalon. La lumière diffuse
provient des surfaces (fond du laboratoire, parois, …) entourant la source étalon.
Cette contribution est considérée comme négligeable pour les canaux UV-VIS
(III.4) lorsqu’une surface noire mate est présente derrière la source. Pour les
mesures en orbite, aucun obstacle n’est présent dans le champ de vue de
SOLSPEC lors d’une mesure solaire. Les surfaces brillantes (panneaux solaires,
…) situées en dehors du champ ne perturbent pas les mesures car les
opérateurs du B.Usoc planifient les mesures en fonctions de ces contraintes. De
plus, le signal total du PSD ne montre aucune anomalie en provenance d’un
champ de vue double (12°). La contribution diffuse est donc nulle.
# III.13 et III.14 – Stabilité des échelles de longueur d’onde.
La stabilité et la reproductibilité des échelles de longueur d’onde
dépendent des éléments suivants :
- Performances du moteur pas à pas (saut occasionnel d’un incrément).
- Procédure de recherche de l’origine des incréments moteurs (procédure RAZ :
remise à zéro).
- Couplage mécanique entre le moteur et les réseaux (possibilité d’un jeu
associé au couplage).
- Effets thermiques. Impact d’une dilatation mécanique pour les échelles de
longueurs d’onde.
La reproductibilité en termes d’incrément moteur de la procédure RAZ est
de 1 incrément, soit 0,008, 0,0125 et 0,05 nm respectivement pour les canaux
UV, VIS et IR. Les tests au sol ont démontré l’existence d’une excellente
195
reproductibilité des échelles de longueurs d’onde. Après l’exécution de la
procédure RAZ, la qualité des mécanismes de balayage en longueur d’onde et
de l’électronique autorisent une reproductibilité de mesures spectrales inférieure
à un demi-incrément moteur. Le couplage mécanique entre le moteur et les
réseaux présente un jeu mesuré précisément à 11 incréments moteur. Cette
contribution est nulle si l’acquisition des mesures est systématiquement réalisée
pour des incréments croissants. Enfin, en analysant les données de tests
thermiques entre 0 et 20° C, aucun impact pour les échelles de longueurs d’onde
imputable à une dilatation des pièces mécaniques n’a été détecté, étant au
maximum contenu dans les fluctuations statistiques des acquisitions cumulées.
En conclusion, seul le terme d’incertitude associé à l’exactitude des
étalonnages en longueur d’onde (contribution # III.12) est pris en compte. Les
termes associés à la stabilité des échelles (contributions # III.13 et III.14) sont
considérés comme négligeables.
# III.16 – Stabilité des hautes tensions
La stabilité des hautes tensions UV-VIS est élevée. Les écarts types sont
de l’ordre de 0,07 % pour l’UV et 0,3 % pour le VIS. Une variation de tension
peut affecter le gain du détecteur, en amplifiant le nombre de photoélectrons
secondaires dans les dynodes. En mode d’acquisition par comptage de photons,
cela n’induit pas de variation de signal pour les impulsions ayant franchi le seuil
de discrimination. Aucun terme d’incertitude ne doit être pris en compte.
# III.17 – Stabilité de la réponse spectrale de la PbS en fonction de la
température.
Selon la fiche technique du détecteur PbS, la courbe de réponse spectrale
relative est décalée vers les grandes longueurs d’onde (~100 nm par 10°C) et le
courant d’obscurité diminue si le détecteur est refroidi. Le détecteur est plus
sensible pour les basses températures. Pour SOLSPEC, les observations ont
montré que le système Peltier IR refroidissait le détecteur au sol et en orbite
avec une remarquable stabilité de température (-21,8 ± 0,05) °C. On considère
donc comme négligeable le changement de réponse du détecteur PbS pour un
incrément de 0,05 °C.
# III.18 – Modification du fonctionnement de la détection synchrone en fonction
de la température.
Cette électronique comporte des composants analogiques contrôlant
diverses fonctions (amplitude d’ouverture de l’échantillonneur, …). Leurs
performances est susceptible de dépendre de la température. Divers mesures
réalisées au sol face à une source lumineuse ou lors de tests de vide thermique
ont démontré la bonne stabilité de la réponse de la détection synchrone. Cette
source d’incertitude associée à un effet non détectable est donc considérée
comme négligeable.
196
# III.1 & III.8 – Linéarité du détecteur PbS et du convertisseur 16 bits.
Le détecteur PbS est utilisé dans sa plage de linéarité. Le signal du gain
IR2 est converti linéairement (cf. paragraphes II.5.3.3 & II.2.4).
A.3 Coefficients de sensibilité
A.3.1 Eclairement solaire hors atmosphère
Coefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.1-3 (canaux UV-VIS).
∂f / ∂R = Esol / R
[cps.s-1]
(A.3.1-1)
∂f / ∂F = − Esol / F
[mW.m-2.nm-1] (A.3.1-2)
βE
∂f / ∂α T = 1 sol avec β1 = (TPTB − TISS ) / 100 [°C.mW.m -2.nm-1] (A.3.1-3)
1 − β1α T
− δ 2 Esol
∂f / ∂TISS =
avec β 2 = 1 − αT TPTB / 100 et δ 2 = αT / 100
β 2 + δ 2TISS
[mW.m-2.nm-1.°C -1]
∂f / ∂TPTB =
(A.3.1-4)
δ 3 Esol
avec β 3 = 1 + α T TISS / 100 et δ 3 = δ 2 = α T / 100
β 3 − δ 3TPTB
[mW.m-2.nm-1.°C -1]
δ 4 .β 4
avec β 4 = S / ∆t S
(1 − β 4 K ) 2
(A.3.1-5)
2
∂f / ∂K =
[cps.s-1.mW.m-2.nm-1]
R (λ )
(A.3.1-6)
 (TPTB − TISS ).α T 
F ( x, y ).1 −

100


−R
∂f / ∂ < DC >=
[mW.m-2.nm-1.cps-1] (A.3.1-7)
 (TPTB − TISS ).α T 
F∆t DC 1 −

100


R
∂f / ∂S =
[mW.m-2.nm-1.cps-1] (A.3.1-8)
2

SK   (TPTB − TISS ).α T 
 .1 −
F∆t S 1 −

∆
t
100

S  

et δ 4 =
Les termes d’incertitude de moyenne nulle (Cλ et C∆λ) se réfèrent au signal
net Snet (en cps/s, courant d’obscurité soustrait et non-linéarités corrigées) défini
en (II.7.2.2.1-2). Et donc :
197
∂f / ∂S net = Esol / S net


R
=
  (TPTB − TISS ).α T
 F .1 −
100
 






[mW.m-2.nm-1.cps-1.s] (A.3.1-9)
Coefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.1-5 (canal IR).
∂f / ∂R = E sol / R
[VoltsDigitaux]
(A.3.1-10)
∂f / ∂F = − Esol / F
[mW.m-2.nm-1]
(A.3.1-11)
∂f / ∂ < DC >= − R / F
[mW.m-2.nm-1. VoltsDigitaux-1]
(A.3.1-12)
∂f / ∂S = R / F
[mW.m-2.nm-1. VoltsDigitaux-1]
(A.3.1-13)
A.3.2 Etalonnage radiométrique absolu, signal SOLSPEC
Coefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.2-2 (canaux UV-VIS)
∂S S / ∂S net = − 1 / Tra
∂S S / ∂S =
[sans unité]
1

SK
∆t S .Tra 1 −
 ∆t S



2
[s-1]
β52
∂S S / ∂K = a
avec β 5 = S / ∆t S
Tr .(1 − β 5 K ) 2
∂S S / ∂ < DC >=
−1
T .∆t DC
a
r
∂S S / ∂Tra = − SIGSOLSPEC / Tra
(A.3.2-1)
(A.3.2-2)
[s-2]
(A.3.2-3)
[s-1]
(A.3.2-4)
[cps.s-1]
(A.3.2-5)
Coefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.2-4 (canal IR)
∂S S / ∂S = 1 / Tra
[sans unité]
(A.3.2-5)
∂S S / ∂ < DC >= −1 / Tra
[sans unité]
(A.3.2-6)
∂S S / ∂Tra = − SIGSOLSPEC / Tra
[VoltDigitaux]
(A.3.2-7)
198
A.3.3 Eclairement des sources étalons
Coefficients de sensibilité associés à la luminance spectrale du corps noir
(équation II.7.2.2.2-6).
∂L / ∂α = L / α
[mW.m-2.nm-1.sr-1]
(A.3.3-1)
[mW.m-2.nm-1.sr-1.K-1]
(A.3.3-2)
β
∂L / ∂T =
L.β .e λT
λT (e
2
β
λT
− 1)
Coefficients de sensibilité associés à l’éclairement spectral du corps noir
(équation II.7.2.2.2-7).
∂S BB / ∂L = πD 2 / 4d 2 = Eétalon / L
[sr]
(A.3.3-3)
∂S BB / ∂D = 2 Eétalon / D
[mW.m-2.nm-1.cm-1]
(A.3.3-4)
∂S BB / ∂d = −2Eétalon / d
[mW.m-2.nm-1.cm-1]
(A.3.3-5)
Pour ces 2 dernières équations, les unités sont valides à condition d’exprimer
(D,d) en cm.
Coefficients de sensibilité associés à l’éclairement spectral de la source au
deutérium V0132 (équation II.7.2.2.2-9).
∂S D 2 / ∂I λ = 10−3 / d 2
[10-3.m-2]
(A.3.3-6)
∂S D 2 / ∂d = −2 Eétalon / d
[mW.m-3.nm-1]
(A.3.3-7)
Pour ces équations, les unités sont valables à condition d’exprimer la distance d
en mètre.
A.4 Formulations mathématiques récurrentes
Description d’incertitudes communes à certaines mesures (étalonnages,
mesures solaires, …) et plusieurs canaux.
Variable Cλ
Cette variable de moyenne nulle est associée à la précision des échelles
de longueur d’onde des 3 doubles monochromateurs de SOLSPEC. Elle est de
199
type B et sa distribution de probabilité a été estimée comme suit (Obaton et al.,
2007).
L’analyse des écarts résiduels entre les longueurs d’onde des sommets
des PSF et la loi de dispersion (cf. § II.5.2) a permis d’estimer une imprécision ελ
maximale. Elle a été fixée à 0,05 nm pour l’UV, 0,15 nm pour le VIS et 0,5 nm
pour l’IR. Elle correspond à ~10 incréments moteur d’incertitude attribuable à
parts égales à l’erreur de pointage du sommet d’une PSF et à l’imprécision de la
loi de dispersion utilisée. La distribution associée est rectangle car pour toute
longueur d’onde, l’erreur d’étalonnage peut prendre n’importe quelle valeur de
l’intervalle (λ-ελ, λ+ελ). La meilleure estimation de l’incertitude standard liée à
cette correction du signal en S0(λ) est donc :
u (C λ ) = S 0 (λ − ε λ ) − S 0 (λ + ε λ ) / 2 3
(A.4-1)
Le terme S0(λ) désigne le signal en cps/s (UV-VIS) ou Volts digitaux (IR), obtenu
lors d’une mesure solaire ou face à une source étalon et compensé du courant
d’obscurité et corrigé des non-linéarités.
Variable C∆λ
Partant de la dispersion linéaire et de la taille finie des fentes, un petit
intervalle spectral est associé à la largeur de fente de sortie d’un
monochromateur. La variable C∆λ est associée à la différence entre la longueur
d’onde de référence λref de l’intervalle spectral émergeant par la fente de sortie
(calculée par la loi de dispersion pour un incrément moteur donné) et la longueur
d’onde effective du signal (appelée longueur d’onde centrale λc) dépendante de
la pente du spectre émergent de la fente. En effet, compte tenu de la bande
passante finie ∆λ du spectromètre, les photons enregistrés pour une longueur
d’onde λref résultent de la convolution entre la distribution spectrale de la source
lumineuse et la fonction d’instrument (des photons de longueurs d’onde voisines
à λref sont donc enregistrés en λref). Pour un spectre donné, la longueur d’onde
centrale λc est égale à :
λ2
λC =
∫ E (λ ).λ.dλ
λ1
λ2
(A.4-2)
∫ E (λ ).dλ
λ1
L’intervalle spectral (λ1, λ2) représente la base de la fonction (triangulaire)
d’instrument, soit 2 fois la résolution spectrale FWHM.
Une différence de signal est imputable à cette différence entre λc et λref.
Elle est nulle si le spectre est plat. Le terme E(λ) est le signal enregistré à
hauteur de la fente de sortie et correspond à S0(λ) divisé par la réponse
spectrale relative du détecteur. La définition de S0(λ) est identique pour Cλ et
C∆λ . Le calcul a été effectué pour les 3 détecteurs de SOLSPEC et toutes les
sources lumineuses incidentes. Les filtres situés entre la fente de sortie et le
détecteur sont neutres pour (λ1, λ2), La variable C∆λ (de moyenne nulle) est du
200
type B. Pour estimer sa fonction de distribution, il est nécessaire de déterminer
l’écart ε∆λ = λc - λref tout au long du spectre. On considère que le signal S0(λ) peut
prendre n’importe quelle valeur de la plage [S0(λc-λref), S0(λ+λref)] pour les
longueurs d’onde analysées, ce qui engendre une incertitude. La distribution
associée est proche du rectangle car on considère une équiprobabilité. Si l’on
considère une interpolation linéaire de S0(λ) pour la plage [(λc-λref), (λ+λref)], la
meilleure estimation de l’incertitude standard liée à cette correction du signal en
S0(λ) est donc :
u (C ∆λ ) = S 0 (λ − ε ∆λ ) − S 0 (λ + ε ∆λ ) / 2 3
(A.4-3)
Pointage solaire F(x,y)
La détermination des incertitudes a tenu compte d’une possibilité de
dépointage solaire, corrigée grâce aux réponses angulaires et au signal du PSD
(cf. § II.5.5.2). Ce terme de correction F(x,y) a été introduit dans l’équation
(II.7.2.1-3). Compte tenu des connaissances fragmentaires des réponses
angulaires (en azimut notamment où seules quatre positions peuvent être
sélectionnées), une incertitude de 0,25 % à été retenue lors de l’application
d’une correction. On a maintenu cette valeur constante pour les 3 canaux. Un
terme complémentaire lié au bruit du signal PSD a été considéré comme étant
négligeable.
Changement de réponse d’un détecteur UV-VIS en fonction de la
température
Toute mesure solaire UV-VIS fait intervenir un coefficient αT (%/°C)
caractérisant la sensibilité du signal de l’anode d’un photomultiplicateur en
fonction de la température. En mode photocourant, ce coefficient est la somme
de deux contributions (Singh & Wright, 1987, Young, 1963) :
- Sensibilité de la photocathode. Ce coefficient α(Ik,λ) présente une dépendance
en longueur d’onde et en intensité Ik (sauf pour les faibles photocourants). En
général, le coefficient est négatif aux courtes longueurs d’ondes et devient
subitement positif en fin de plage à l’approche de la longueur d’onde de
coupure.
- Sensibilité du gain (dynodes) : αm, sans dépendance spectrale ou en fonction
de la haute tension.
En général ces deux contributions ne sont pas disponibles séparément et
seul αT (λ) = α(λ) + αm est éventuellement indiqué dans les fiches techniques. En
mode de comptage de photons, la présence d’un seuil de discrimination pour la
détection des impulsions engendre une moindre dépendance en température de
la réponse du détecteur (αm s’annule). Hamamatsu déclare que la dépendance
est à peu près la moitié de celle établie en mode photocourant (cf. PMT
handbook, Hamamatsu, Chap. 8). Pour les détecteurs EMR de SOLSPEC, les
données sont incomplètes. On a utilisé par défaut les données Hamamatsu
disponibles en divisant par deux les courbes spectrales αT (λ) disponibles pour
les adapter au mode de comptage de photons (voir ci-dessous). Un coefficient
négatif signifie un gain de sensibilité pour des températures décroissantes. Ne
201
disposant pas de valeurs tabulées pour l’incertitude associée à αT (λ), on a fixé
une valeur par défaut d’incertitude standard égale à 10 %.
Fig. A.4.1-1
Coefficient de température αT (%/°C) des photomultiplicateurs
UV (cathode Cs2Te) et VIS (tri-alkali, type S20) modélisant les
changements de gains en orbite.
Note pour la mesure des températures
Les températures des détecteurs UV-VIS sont mesurées à l’aide de
thermistances. L’incertitude standard de la lecture est de ~0,15 °C. La résolution
de la numérisation est limitée et correspond à ~0,03 °C.
Lors de l’étalonnage absolu au sol, on a observé des températures
moyennes et des incertitudes standard de (23,3 ± 1,5 °C) et (18,1 ± 0.3 °C)
respectivement pour les canaux VIS et UV. Les régimes transitoires résiduels de
l’effet Peltier du détecteur VIS sont à l’origine de cette incertitude de 1,5 °C.
Pour les mesures en orbite, les températures sont généralement
comprises dans la plage [-5, +5 °C]. On a respectiv ement retenu une valeur de
+3 °C et 0,15 °C pour la température nominale de l’ étude et pour l’estimation de
l’incertitude standard.
Linéarité des détecteurs UV-VIS
Le coefficient de non-linéarité a été déterminé expérimentalement à l’aide
d’un nombre limité de mesures (voir § II.5.3.2) Les valeurs suivantes ont été
retenues : Kvis = (3,2 ± 0,3)x10-7 seconde et Kuv = (6,06 ± 0,3)x10-7 seconde. Les
incertitudes ont été ajustées à ± 0,3x10-7 de manière subjective, estimant qu’elles
englobent au moins 2/3 des valeurs attendues lors d’une répétition de mesures.
L’absence d’informations complémentaires a justifié l’utilisation d’une distribution
équiprobable aux bords mal définis. On définit une distribution trapèze adaptée à
ce contexte, avec u²(K) = α²(1+ β²)/6. En ajustant les paramètres de la distribution
β = 2/3 et a = 9,10 −8 16 / 13 , on maintient :
u(K) = 0,3x10-7 sec
(A.4-4)
202
A.5 Evaluation des incertitudes standard
A.5.1 Eclairement des sources étalons
Luminance et éclairement spectral du corps noir
Tableau d’évaluation des incertitudes standard valables pour toute
longueur d’onde supérieure à 200 nm.
Source individuelle
d’incertitude
Nature
Variable
Remarque
Expression
Valeur
Unité
Type
Distribution
Homogénéité
Emissivité
u(CUn)
u(α)
(indirectement)
(0,0025 L ) / 2 3
10 −4 .C1L
nλ
-3
W.cm .sr
-1
B
rectangle
W.cm².sr
-1
Mesurée à ± 0,25 %
(équivalent à un
maximum de ± 0,15 K)
B
ελ = (0,99988 ± 0,0001).
Donnée PTB
Incertitude : 0,44 K
Stabilité : 0,5 K/h
Donnée PTB
2
= 10 − 4 α / ε λ
Température
absolue
u(T)
0,443
K
B
Diaphragme
(diamètre)
u(D)
0,0002
cm
B
Distance
Corps noir SOLSPEC
u(d)
D = (11,909 ± 0,002) mm
Donnée PTB
Tableau A.5.1-1
0,005
cm
B
d = (1384,05 ± 0,05) mm
Eclairement spectral du corps noir. Description des sources
individuelles d’incertitudes pour les canaux UV-VIS-IR.
Homogénéité – u(CUn)
La mesure d’homogénéité du faisceau a été réalisée par les métrologistes
du PTB. Pour un champ total de 111 minutes d’arc, l’inhomogénéité était de ±
0,25 % au maximum, correspondant à une variation effective de température de
cavité de 0,15 K au maximum (pour la plage UV-VIS-IR de SOLSPEC). On a
appliqué une correction de moyenne nulle. En attribuant une distribution
rectangle, on a retenu l’incertitude standard suivante :
u (CUn ) = (0,0025 L) / 2 3
[W.cm-3.sr-1]
(A.5.1-1)
203
Emissivité (indirectement) – u(α)
L’incertitude pour ce paramètre α associé à l’équation de Planck dépend
de l’estimation de l’émissivité ελ. La valeur recommandée par le PTB est ελ =
(0,99988 ± 0,0001).
10 −4.C1L
u (α ) =
= 10 − 4 α / ε λ
[W.cm².sr-1] (A.5.1-2)
2
nλ
Température absolue – u(T)
L’incertitude standard délivrée par le PTB pour la température de la cavité
est de 0,44 K. Une contribution complémentaire a été intégrée. Elle concerne la
dérive de la température au cours du temps. La stabilité typique est de 0,5 K/h
associée à une incertitude < 0,05 K. La dérive a été corrigée lors du traitement
des données grâce à la surveillance de la température par les radiomètres (cf. §
II.6.3.3). On a réalisé la moyenne quadratique des incertitudes pour tenir compte
de ces 2 contributions :
u (T ) = 0,443
[K]
(A.5.1-3)
Diaphragme – u(D)
Le diaphragme est situé en sortie de la cavité corps noir. Son diamètre
peut varier légèrement au cours du temps par accrétion sur la crête d’atomes de
carbone en provenance de la cavité (vaporisation). La valeur du diamètre est une
donnée métrologique du PTB. La mesure a été réalisée après les étalonnages
de juin 2007 et donne D = (11,909 ± 0,002) mm. On retient après conversion en
cm :
u ( D ) = 0,0002
[cm]
(A.5.1-4)
Distance – u(d)
La distance entre le diaphragme du corps noir et la première surface
optique active d’un canal de SOLSPEC (surface frontale d’une lame dépolie en
pré-fente) a été mesurée à l’aide des instruments de métrologie du PTB. La
mesure précise a donné d = (1384,05 ± 0,05) mm.
u (d ) = 0,005
[cm]
(A.5.1-5)
Eclairement spectral d’une lampe du type FEL
On se limite à la plage spectrale 250-371 nm intégrée au canal UV. Les
termes non nuls des équations II.7.2.2.2-10 & -11 sont évalués dans le tableau
ci-dessous. L’alignement de la lampe a été réalisé avec un laser et l’incertitude
associée (terme CAl) a pu être négligée. Le terme Cdist exprime la propagation de
l’incertitude engendrée par une erreur de positionnement de la lampe sous forme
d’éclairement spectral. On a évalué cette incertitude maximale (∆d) à 1 mm.
Comme la distance a été ajustée par valeur supérieure (utilisation d’une tige
étalon de 50 cm), il était raisonnable d’établir une distribution de probabilité
asymétrique et décroissante (triangle rectangle) entre 0 et ∆d (Obaton et al.,
204
2007). Pour retrouver une symétrie, on a redéfini une PDF effective (distribution
triangle centrée sur zéro mais de largeur 2∆d) et l’on a obtenu : u (d ) = ∆d / 6 .
Compte de la dépendance de l’éclairement (Estd) en 1/d², on a obtenu par
dérivation :
(A.5.1-6)
u 2 (C dist ) ∝ ( 2 / d 3 ) 2 .u 2 ( d )
L’incertitude u(d) a pu être transposée en une expression donnant l’incertitude
pour l’éclairement :
u (C dist ) =
2 E std
2 E std ∆d
u (d ) =
d
d. 6
Source individuelle
d’incertitude
Nature
(A.5.1-7)
Variable
Remarque
Expression
Valeur
Unité
Type
Distribution
Certificat NIST
Dérive
u(Cstd)
u(Cdrift)
(vieillissement)
Interpolation
Distance
(indirectement)
u(Citp)
u(Cdist)
U .E std .0,01
E std .
E std .
0,012
-1
0,001
-2
mW.m .nm
-1
B
triangle
-2
mW.m .nm
-1
B
rectangle
2 3
2 E std ∆d
d. 6
A
normale
6
2 E std
u (d )
d
=
-2
mW.m .nm
-2
mW.m .nm
-1
B
Trianglerectangle
(asymétrique)
‘U’ = ½ courbe spectrale
d’incertitude (%) livrée
par le NIST (k = 2).
Estd : éclairement spectral
Dérive : ~2 % / 50 heures
Compteur : ~30 heures
0,1 % d’incertitude
associée à l’interpolation
des données NIST
(tabulation : 10 nm)
Expression déduisant
l’incertitude pour l’éclairement liée à une incertitude
pour la distance.
(∆d = 1 mm)
Tableau A.5.1-2
Eclairement spectral d’une lampe de type FEL. Description
des sources individuelles d’incertitudes (canal UV).
Certificat NIST – u(Cstd)
L’incertitude extraite d’un certificat NIST pour l’étalonnage des lampes du
type FEL est une courbe spectrale ‘Uk2’ oscillant entre 1 et 1,8 % pour la plage
250 – 371 nm et pour k = 2. La courbe ‘U’ ci-dessous pour u(Cstd) est la moitié de
la valeur de Uk2 afin d’obtenir la déviation standard. On a obtenu, avec Estd =
éclairement spectral tabulée à 50 cm :
u (C std ) = 0,01.U E std
[ mW.m-2.nm-1] (A.5.1-8)
205
Dérive (vieillissement) – u(Cdrift)
On a pris en considération une dérive maximale de 2 % pour 50 heures
d’utilisation. Les lampes F-545 et F-546 accumulaient environ 30 heures
d’utilisation lors de l’étalonnage de SOLSPEC. Pour une variable de type B
présentant une distribution triangle, en supposant un vieillissement proportionnel
au temps, on a obtenu l’estimation suivante pour l’incertitude associée à la dérive
de l’éclairement :
u (C drift ) = (0,012 E std ) / 6 [ mW.m-2.nm-1] (A.5.1-9)
Interpolation – u(Citp)
Les valeurs sont tabulées tous les 10 nm dans le certificat NIST. Une
interpolation mathématique (Walker et al., 1987) introduit une incertitude limitée
pour la détermination de l’éclairement à d’autres longueurs d’onde. On a pris en
considération une marge maximale de 0,1 %. Pour une variable de type B et une
distribution rectangle, on a obtenu :
u (C itp ) = (0,001 E std ) / 2 3 [ mW.m-2.nm-1] (A.5.1-10)
Eclairement spectral d’une source au deutérium (sous vide)
Tableau d’évaluation des incertitudes standard.
Source individuelle
d’incertitude
Nature
Variable
Remarque
Expression
Valeur
Unité
Type
Distribution
Certificat PTB
Interpolation
Distance
u(Cstd)
u(Citp)
u(d)
Tableau A.5.1-3
0,025I λ
Iλ .
0,001
-1
µW.nm .sr
A
normale
-1
µW.nm .sr
-1
B
rectangle
2 3
0,001/ 2 3
-1
m
B
rectangle
Données PTB pour (k =
2) : 5 % pour tout λ.
Estd : éclairement spectral
0,1 % d’incertitude
associée à l’interpolation
des données PTB
(tabulation : 2 nm)
d = 0,3563 m.
Incertitude : 1 mm.
Eclairement spectral d’une lampe au deutérium étalonnée
au PTB en excitance spectrale. Description des sources
individuelles d’incertitudes (canal UV).
Certificat PTB – u(Cstd)
L’incertitude étendue relative (k = 2) livrée par le PTB pour l’excitance
spectrale est de 5 %. Elle est constante pour chaque longueur d’onde. On
exprime donc pour k = 1 :
u (C std ) = 0,025 I λ
[µW.nm-1.sr-1]
(A.5.1-11)
206
Interpolation – u(Citp)
Les données du certificat PTB sont tabulées tous les 2 nm. En reprenant
la même marge maximale de 0,1 % et une distribution rectangle, on obtient :
u (C itp ) = (0,001 I λ ) / 2 3
[µW.nm-1.sr-1]
(A.5.1-12)
Distance – u(d)
La distance entre le plasma de la lampe et le dépoli SOLSPEC était égale
à (356 ± 1) mm. L’incertitude a été associée à la difficulté d’estimer la distance
entre l’arc et la fenêtre d’émission. Pour une distribution rectangle de largeur 1
mm, on a obtenu :
u (d ) = 0,001 / 2 3
[m]
(A.5.1-13)
A.5.2 Signal SOLSPEC face aux sources étalons
Canaux UV-VIS
Tableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signal SOLSPEC
UV-VIS face à toute source étalon.
Source individuelle
d’incertitude
Nature
Expression
Variable
Remarque
Valeur
Unité
Type
Distribution
Echelle λ
u(Cλ)
par calcul
cps.s
-1
B
Détermination par
équation A.4-1
S0 : signal net (cps/s)
généré par le corps noir
@3050 K, des lampes
FEL ou D2.
Cf. Figures II.7.3.2-2 et -3
Bande passante
u(C∆λ)
par calcul
cps.s
-1
B
Détermination par
équations A.4-2 & -3
S0 : idem que ci-dessus.
Cf. Figures II.7.3.2-2 et -3
Linéarité
u(K)
0,3x10
B
Cf. équation A.4-4 et
discussion associée.
-7
s
trapèze
Signal brut
Courant
d’obscurité
u(S)
u(<DC>)
S
< DC > / 120
cps
A
Poisson
cps
A
(+ décimales)
Poisson
Pour chaque λ, S =
signal (cps) accumulé
pendant tous les étalonnages face à une source.
<DC> = moyenne pour
les 2 x 60 mesures,
antérieures et postérieures à l’acquisition du
spectre.
207
Transmission
(colonne d’air de
1384,05 ou 500
mm, selon la
source)
u (Tra )
Tableau A.5.2-1
0,1(1 − Tra )
Unité
relative
B
Incertitude pour le calcul
de l’absorption UV (200371 nm) : 10 %.
Sous vide (λ < 200 nm)
et pour le canal VIS :
terme nul.
Signal des canaux UV-VIS SOLSPEC face à une source
étalon (corps noir, lampes du type FEL ou au deutérium).
Description des sources individuelles d’incertitude.
Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(Cλ) et u(C∆λ)
Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S0 a été exprimé
en cps/s pour toutes sources étalons. Pour le calcul de u(Cλ), l’imprécision ελ des
échelles de longueur d’onde a été estimée à 0,05 nm pour l’UV et 0,15 nm pour
le VIS. Pour u(C∆λ), les écarts calculés pour ε∆λ n’ont pas dépassé 0,13 nm et 0,3
nm pour les canaux respectifs UV et VIS et pour les sources étalons analysées.
Un écart nul est toujours obtenu lorsque le spectre est constant en intensité.
Signal – u(S)
Le signal enregistre l’arrivée aléatoire des photons pour le temps
d’intégration donné. Le résultat est correctement décrit par une distribution de
Poisson (variable de type A). La variance est égale à la moyenne. On considère
que le signal S correspond à la meilleure estimation de la moyenne. L’estimation
des incertitudes est donc :
u (S ) = S
[cps]
(A.5.2-1)
Courant d’obscurité – u(<DC>)
La mesure du courant d’obscurité répond également à
une fonction de distribution poissonnienne. Le courant moyen est de 0,27 cps/s
pour le canal UV et 290 cps/s pour le canal VIS. En travaillant sur la valeur
moyenne des 120 acquisitions, on obtient une estimation plus précise de
l’incertitude :
u (< DC >) = < DC > / 120
[cps]
(A.5.2-2)
Transmission – u (Tra )
Pour le canal UV entre 200 et 371 nm l’extinction du rayonnement corps
noir a été calculée pour une colonne d’air de 1384,05 mm en additionnant la
diffusion Rayleigh, l’absorption par l’ozone et par l’oxygène moléculaire (bande
de Herzberg). Compte tenu de l’imprécision inhérente aux sections efficaces
d’absorption de l’oxygène moléculaire, on a maintenu 10 % d’incertitude pour
l’ensemble de ces calculs d’absorption. En conséquence, pour la transmission,
on a obtenu :
u (Tra ) = 0,1(1 − Tra )
[Unité relative] (A.5.2-3)
208
Canal IR
Tableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signal SOLSPEC
IR face au corps noir.
Source individuelle
d’incertitude
Nature
Variable
Remarque
Expression
Valeur
Unité
Type
Distribution
Echelle λ
u(Cλ)
par calcul
VoltsDigitaux
B
Détermination par
équation A.4-1
S0 : signal net (volts
digitaux) généré par le
corps noir @3014 K.
Cf. Figure II.7.4.2-5
Bande passante
u(C∆λ)
par calcul
VoltsDigitaux
B
Détermination par
équations A.4-2 & -3
S0 : signal net (volts
digitaux) généré par le
corps noir @3014 K.
Cf. Figure II.7.4.2-5
Signal brut
u(S)
σ IR7 2 / N
VoltsDigitaux
B
Loi en racine carrée
vérifiée
expérimentalement.
σ IR7 2
= écart type du signal
IR2 pour un facteur de
réduction du bruit (n) = 7.
N = nombre de passages
Courant
d’obscurité
u(<DC>)
Transmission
u (Tra )
(colonne d’air de
1384,05 mm)
1
120 N
Tableau A.5.2-2
σ IR7 2
0,02(1 − Tra )
VoltsDigitaux
(+ décimales)
B
<DC> = moyenne pour
les 2 x 60 mesures,
antérieures et postérieures à l’acquisition du
spectre.
Unité
relative
B
Incertitude pour le calcul
de l’absorption H2O dans
l’IR (0,647-3,088 µm) : 2
%
Signal du canal IR de SOLSPEC face au corps noir.
Description des sources individuelles d’incertitude.
Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(Cλ) et u(C∆λ)
Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S0 a été exprimé
en en volts digitaux face au corps noir à 3014 K. Pour le calcul de u(Cλ),
l’imprécision ελ des échelles de longueur d’onde a été estimée à 0,5 nm (canal
IR). Pour u(C∆λ), les écarts calculés pour ε∆λ n’ont pas dépassé 0,25 nm pour le
signal face au corps noir.
209
Transmission – u (Tra )
Le paragraphe II.6.6.4 a exposé les résultats de la correction de
l’absorption IR par la vapeur d’eau (le CO2 a un impact négligeable). L’incertitude
(~10 %) de la valeur absolue des sections efficace était sans importance pour le
processus itératif. L’analyse du résidu de l’ajustement a permis de retenir une
incertitude standard de l’ordre de 2 % pour la mesure de l’absorption. On a donc
obtenu pour la transmission :
u (Tra ) = 0,02(1 − Tra )
[Unité relative]
(A.5.2-4)
Analyse du bruit du canal IR
La détermination de u(S) et u(<DC>) est particulière. Elle a fait l’objet
d’une étude expérimentale du bruit du signal IR. Pour rappel, le signal IR est lu à
travers 3 voies de mesures qui amplifient un même signal d’entrée (signal en
volts DC, redressé et intégré en sortie de la détection synchrone). Les 3 gains
délivrent une amplification x1, x4 et x40. Le signal est une moyenne de 2n
lectures (‘n’ = facteur de réduction de bruit) réalisées par le logiciel de vol. Le
signal des 3 gains est numérisé dans une échelle de 16 bits (bipolaire).
- Le bruit de photon n’est pas négligeable dans l’infrarouge. Il génère un rapport
signal à bruit élevé car l’énergie des photons est faible. Les termes dominants
du bruit proviennent de la chaîne de détection (détecteur PbS pré-ampli,
détection synchrone, …). On observe en effet que la fluctuation du signal (en
volts digitaux) présente un niveau constant. Il ne dépend pas de l’intensité du
signal. C’est un bruit blanc lié uniquement à l’électronique.
- Le rapport signal à bruit doit être identique pour chaque voie de mesure car le
signal natif VDC et sa fluctuation sont amplifiés conjointement. Cette relation a
bien été vérifiée expérimentalement pour des facteurs de réduction de bruit
élevés (voir ci-dessous à gauche).
- En l’absence d’un bruit de photons dominant, l’incertitude associée à la
mesure du signal suit une distribution gaussienne. La moyenne <S> obtenue
après 27 lectures correspond à la meilleure estimation du signal. Pour N
répétitions de cette mesure, l’échantillon des moyennes <S> suit également
une distribution normale d’écart type proportionnel à 1 / N . L’analyse des
mesures a confirmé cette relation que l’on a alors intégrée dans le calcul
d’incertitude. Pour le canal IR2, l’écart type du bruit du signal était de 26,1
(volts digitaux) pour une moyenne de 27 lectures. Pour le nombre de répétition
(N) on a obtenu :
σ IR7 2 = 26,1 u ( S ) = σ IR7 2 / N
u (< DC >) =
1
σ IR7 2
120 N
[VoltsDigitaux]
(A.5.2-5)
210
Fig. A.5.2-1 Analyse du bruit du signal IR. A gauche, rapport des déviations
standard du signal de la voie IR3 par rapport aux voies IR2 et IR1 en fonction du
facteur de réduction du bruit. Une valeur de rapport σ(IR3)/40.σ(IR1) et
σ(IR3)/10.σ(IR2) égale à 1 signifie que les 3 voies de mesure ont le même
rapport signal à bruit. A droite, évolution de l’écart-type du signal IR (courant
d’obscurité) pour les 3 gains en fonction du facteur de réduction du bruit. La
normalisation à 1 pour n=7 a permis d’observer la similitude prévisible du
comportement des 3 gains (même signal natif : signal VDC en sortie de la
détection synchrone).
A.5.3 Courbe de réponse pour le canal UV
Discussion pour les incertitudes standard composées, associées aux
courbes de réponse établies pour chaque source étalon.
Courbe de réponse sous vide (jonction deutérium – corps noir)
Un coefficient de normalisation (Cdiff) a été introduit pour l’ajustement
entre la courbe de réponse déterminée sous vide et à pression atmosphérique
(cf. § II.6.4.3 et équations II.7.2.2.2-15 à -17). L’incertitude associée à Cdiff a été
évaluée. La valeur moyenne du coefficient Cdiff pour la plage (200-245 nm) est
de 0,852. Une variation pic à pic de ~2 % a été observée lors de la mesure de ce
facteur 0,852. La dépendance en longueur d’onde des propriétés de diffusion
étant incertaine, une marge de 1 % a été prise en considération lors de
l’extrapolation de la normalisation jusqu’à 166 nm. Un écart type de 3 % a
finalement été retenu pour ce coefficient Cdiff afin d’englober au mieux les
sources d’incertitude :
u (C diff ) = 0,03 C diff
[unité relative]
(A.5.3-1)
211
Source individuelle
d’incertitude
Nature
Variable
Remarque
Expression
Valeur
Unité
Type
Distribution
Normalisation
deutérium /
corps noir
u(Cdiff)
Tableau A.5.3-1
0,03 C diff
Unité
relative
B
Variations pic à pic
de ~2 % + 1 % de
marge.
Jonction entre les réponses du canal UV, sous vide et à
pression atmosphérique. Description de l’incertitude pour le
coefficient de normalisation Cdiff.
Pour la source au deutérium, et en tenant compte de la corrélation entre
Eétalon et SIGSOLSPEC (coefficient de corrélation = 1), on obtient pour l’incertitude
standard composée de la réponse sous vide :
Fig. A.5.3-1
Etalonnage sous vide du canal UV (source au deutérium).
Incertitude standard composée et contributions individuelles
(%) associée à la courbe de réponse.
La contribution dominante n’est plus associée à l’incertitude affectant le
signal SOLSPEC, grâce à la répétition des mesures sous vide réalisées à l’IASB.
Courbe de réponse UV à pression atmosphérique (corps noir –
lampes FEL)
Le bilan d’incertitude associé aux courbes de réponses UV est dans un
premier temps établi séparément pour le corps noir (200-371 nm) et les lampes
du type FEL (250-371 nm). Les résultats sont les suivants :
212
Fig. A.5.3-2
Etalonnage à pression atmosphérique du canal UV.
Incertitude standard composée et contributions individuelles
(%) associée aux réponses FEL (à gauche) et du corps noir
(à droite).
A partir du rayonnement corps noir, l’incertitude standard de la courbe de
réponse est inférieure à 4 % entre 230 et 335 nm et à 3 % entre 240 et 330 nm.
Une montée rapide à 70 % a été observée en fin de plage spectrale en
conséquence du faible signal enregistré. En début de spectre, l’incertitude reste
inférieure à 10 % à l’exception de la plage d’activation du filtre UV qui a bénéficié
d’une moindre accumulation de signal entre 217 et 235 nm.
A partir d’une lampe du type FEL, l’incertitude standard de la réponse
reste inférieure à 5 % pour les longueurs d’onde inférieures à 340 nm. Par
rapport au corps noir, un signal plus intense a pu être accumulé en fin de plage.
La dégradation de l’incertitude a été limitée à 30 % à 371 nm contre 70 %
précédemment. En milieu de plage (vers 290 nm), la courbe de réponse obtenue
au PTB est la plus précise.
A.5.4 Mesure solaire nominale en orbite
Canaux UV-VIS
Tableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signal
SOLSPEC UV-VIS lors d’une mesure solaire nominale (temps d’intégration de
0,6 s).
Source individuelle
d’incertitude
Nature
Expression
Variable
Remarque
Valeur
Unité
Type
Distribution
Echelle λ
u(Cλ)
par calcul
cps.s
-1
B
Détermination par
équation A.4-1
S0 : signal net (cps/s)
213
généré par le Soleil.
Cf. fig. II.7.3.4.1-1 et -2
Bande passante
u(C∆λ)
par calcul
Linéarité
u(K)
0,3x10
-7
cps.s
-1
s
B
Détermination par
équations A.4-2 & -3
S0 : idem que ci-dessus.
Cf. fig. II.7.3.4.1-1 à -2
B
Cf. équation A.4-4 et
discussion associée.
trapèze
u(S)
Signal brut
S
Courant
d’obscurité
u(<DC>)
Dépointage
u(F)
Température
u(αT)
Tableau A.5.4-1
< DC > / 120
cps
A
Poisson
Pour chaque λ, S =
signal (cps) obtenu face
au Soleil en 0,6 s (temps
d’intégration nominal).
cps
A
(+ décimales)
Poisson
<DC> = moyenne pour
les 2 x 60 mesures,
antérieures et postérieures à l’acquisition du
spectre (∆t = 0,6 s).
0,0025
Unité
relative
B
Cf. Annexe A.4.
Pour une correction de
pointage : exploitation des
résultats criss-cross.
Incertitude d’une correction :
0,25 %.
α T / 10
%/°C
B
Cf. Annexe A.4.
Prise en compte d’une
incertitude de 10 % pour le
changement de réponse
d’un PM en fonction de la
Température.
Signal des canaux UV-VIS de SOLSPEC lors d’une mesure
solaire nominale. Description des sources individuelles
d’incertitudes.
Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(Cλ) et u(C∆λ)
Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S0 a été exprimé
en cps/s. Il représente le signal enregistré face au Soleil pendant un temps
d’intégration de 0,6 s. Pour le calcul de u(Cλ), l’imprécision ελ des échelles de
longueur d’onde définies lors des mesures au sol (cf. § A.5.2) pour les plages
spectrales (166-908 nm) est inchangée. Pour la longueur d’onde centrale λc (cf.
éq. A.4-2), le signal E(λ) a été obtenu en divisant S0 par la réponse du
photomultiplicateur du canal étudié. Pour u(C∆λ), les écarts ε∆λ entre les
longueurs d’onde centrales et de référence n’ont pas excédé ±0,3 nm et -0,2 à
+0,6 nm au maximum pour les canaux respectifs UV et VIS. Ces écartsε∆λ sont
plus élevés lors de mesures en orbite car les raies de Fraunhofer engendrent
des variations à forte pente du signal.
Canal IR
214
Tableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signal
SOLSPEC IR lors d’une mesure solaire nominale (27 lectures du signal).
Source individuelle
d’incertitude
Nature
Expression
Variable
Remarque
Valeur
Unité
Type
Distribution
Echelle λ
u(Cλ)
par calcul
VoltsDigitaux
B
Détermination par
équation A.4-1
S0 : signal net (volts
digitaux) généré par le
Soleil.
Cf. fig. II.7.3.4.1-3
Bande passante
u(C∆λ)
par calcul
VoltsDigitaux
B
Détermination par
équations A.4-2 & -3
S0 : signal net (volts
digitaux) généré par le
Soleil.
Cf. fig. II.7.4.4.1-3
Signal brut
u(S)
27 7
σ IR 2
2n
VoltsDigitaux
B
Loi en racine carrée
vérifiée expérimentalement.
σ IR7 2
= écart type du signal
IR2 pour un facteur de
réduction du bruit (n) = 7.
Courant
d’obscurité
u(<DC>)
27
120.2 n
Dépointage
u(F)
σ
0,0025
7
IR 2
VoltsDigitaux
(+ décimales)
B
<DC> = moyenne pour
les 2 x 60 mesures,
antérieures et postérieures à l’acquisition du
spectre.
Unité
relative
B
Cf. Annexe A.4.
Pour une correction de
pointage : exploitation des
résultats criss-cross.
Incertitude d’une correction :
0,25 %.
Tableau A.5.4-12 Signal du canal IR de SOLSPEC lors d’une mesure solaire
nominale.
Description
des
sources
individuelles
d’incertitudes.
Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(Cλ) et u(C∆λ)
Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S0 (volts digitaux)
face au Soleil a été enregistré après une moyenne de 27 lectures. Pour le calcul
de u(Cλ), l’imprécision ελ des échelles de longueur d’onde définies lors des
mesures au sol (cf. § A.5.2) est inchangée. Pour la longueur d’onde centrale λc
(cf. éq. A.4-2), le signal E(λ) a été obtenu en divisant S0 par la réponse détecteur
PbS. Pour u(C∆λ), les écarts ε∆λ entre les longueurs d’onde centrales et de
référence n’ont pas excédé -0,6 à +0,7 nm au maximum.
215
Annexe - B
Composants opto-mécaniques
Développements complémentaires
B.1 Réseaux holographiques ............................................................................. 216
B.2 Intégration des réseaux et des fentes ........................................................... 217
B.3 Caractéristiques des lampes et des fibres optiques ...................................... 219
B.4 Caractéristiques des détecteurs ................................................................... 220
B.1 Réseaux holographiques
Les réseaux SOLSPEC ont été développés par la société Jobin-Yvon
(Longjumeau, France). Selon leur classification, ce sont des réseaux de type IV,
holographiques concaves à déviation constante et sans blaze. La correction des
aberrations optiques a été optimisée pour les plages spectrales de l’instrument
SOLSPEC, en particulier pour l’astigmatisme. Un réseau SOLSPEC est éclairé
hors axe optique et l’image de la fente d’entrée est formée dans le plan
tangentiel ‘Lbt’ de l’astigmatisme. Dans ces conditions, cette image est nette
dans le sens de la hauteur de fente et le facteur d’agrandissement est proche de
un. Une correction d’astigmatisme consiste à réduire la distance entre les plans
images sagitaux ‘Lbs’ et tangentiels ‘Lbt’. Les distances relatives de ces plans
sont spécifiques à chaque réseau et peuvent s’inverser en fonction de la
longueur d’onde diffractée. Pour une plage spectrale donnée, le savoir-faire de la
société Jobin-Yvon a permis d’annuler l’astigmatisme pour une longueur d’onde
centrale et a permis de réduire cette aberration pour les longueurs d’onde
voisines. Le sens de fonctionnement du réseau est asymétrique et déterminé par
cette optimisation de la correction de l’astigmatisme (ajustée pour l’ordre 1). Les
supports de réseaux sont en Zérodur. Le diamètre et l’épaisseur au centre sont
respectivement de 30 et 9,5 mm. Leurs caractéristiques sont les suivantes :
Référence
-1
Nombre de traits (mm )
Plage spectrale indicative (nm)
Rayon de courbure (mm)
Traitement de surface
Angle de déviation
UV
VIS
IR
522 00 630
3600
175-400
96,3
Al + MgF2
38°42’
522 00 640
1281
300-850
100
Al
522 00 650
353,83
800-3200
107,14
Au
38°41’30 ″
19°37’26 ″
216
Distance LA (mm)
(fente d’entrée – sommet du réseau)
92,4
100
100
Distance LB (mm)
(sommet du réseau – fente de sortie)
99,36
96,67
122,63
Tableau B.1-1
Caractéristiques techniques des réseaux Jobin-Yvon de
SOLSPEC.
B.2 Intégration des réseaux et des fentes
Révision du système de fixation des réseaux. Utilisation d’une clé
autorisant un alignement précis des traits des réseaux (cf. § II.3.1.2 et II.1.2.2).
Fig. B.2-1
Nouveau système de fixation des réseaux (conception IASB).
Une clé est insérée dans la protection du cylindre alésé pour
le maintien du support du réseau pendant le serrage au
couple. A gauche : support d’un réseau.
Intégration des réseaux dans les spectromètres (cf. § II.1.1).
Fig. B.2-2
Coupes transversales des spectromètres. De gauche à
droite : canaux UV, VIS et IR. Vue du support de fente
d’entrée (1), de la position des réseaux (2), et du support de
fente de sortie (4). En projection, rail optique support de fente
intermédiaire (3).
217
Pour chaque monochromateur, une coupe transversale montre la
disposition des éléments optiques. Les deux réseaux (2) et le rail optique interne
(3) sont vus en projection. Les fentes d’entrée (1) et de sortie (4) sont
respectivement solidaires de la paroi supérieure et latérale. La somme des 2
angles de déviation constante détermine l’inclinaison du support de fente de
sortie par rapport à la fente d’entrée.
Particularité du couplage entre le cylindre support de réseaux et le levier.
La vis micrométrique est parallèle aux axes optiques verticaux des
spectromètres. Lorsque le levier est perpendiculaire à cette vis, les
perpendiculaires aux premiers réseaux UV et IR sont inclinées de 12° par rapport
aux axes optiques. Cet angle est de 5° pour le prem ier réseau VIS.
Fig. B.2-3
Coupes transversales du cylindre alésé. Positions relatives
des supports de réseaux. L’axe de rotation de ce cylindre
correspond aux centres des cercles. De gauche à droite :
réseaux UV, VIS et IR. Les premiers et seconds réseaux des
doubles monochromateurs sont respectivement notés (1) et
(2).
Les dimensions des fentes sélectionnées comme modèles de vol sont les
suivantes :
Pré-fente
(mm²)
Canal UV
Canal VIS
Canal IR
Tableau B.2-1
2 x 2,5
2 x 2,5
7 x 0,5
Fente
d’entrée
(mm²)
1 x 0,4
1 x 0,15
6 x 0,2
Fente
intermédiaire
(mm²)
1,1 x 0,44
1,5 x 0,3
10 x 0,4
Fente de
sortie
(mm²)
1,1 x 0,44
1 x 0,15
12 x 0,4
Tableau des fentes modèle de vol. Les dimensions modifiées
par rapport à la version SOLSPEC SpaceLab sont en gras.
218
B.3 Caractéristiques des lampes et des fibres
optiques
Lampes au deutérium
Les caractéristiques techniques des nouvelles lampes au deutérium sont
les suivantes (cf. § II.2.3.2.1) :
- Enveloppe. Longueur 120 mm, une lentille plan-convexe en MgF2 complète la
chaîne de verre.
- Structure interne. Le boitier arrière contient l’anode et la cathode. La zone
émettrice est localisée à ~100 mm de la lentille et limitée par un diaphragme
de l’ordre d’un millimètre de diamètre. Le boîtier avant est constitué de
déflecteurs à symétrie cylindrique limitant le cône d’émission. La structure
arrière de la lampe est constituée de raidisseurs croisés en Kovar® (alliage
FeNiCo). Ils contribuent à la rigidité de l’ensemble en maintenant l’alignement
des déflecteurs et servent de supports aux connections électriques entre le
système anode-cathode et les broches d’alimentation externe.
- Séquence nominale de mise sous tension. Une résistance chauffante
(filament, 10 VDC pendant 60 s) facilite l’amorçage de l’arc en fournissant au
préalable des électrons libres. L’arc est créé par une décharge de haute
tension (500 V) puis stabilisé en régime nominal (80 V, 250 mA). La tension du
filament est ensuite réduite à 4 VDC. La température de la lampe est de l’ordre
de 125 °C au voisinage de la zone émettrice et 30 ° C près de la lentille.
Caractéristiques des fibres optiques pour les lampes à ruban de
tungstène VIS (cf. § II.2.3.3.2)
- Condenseur : lentille asphérique (profil parabolique) en silice de synthèse, de
courte focale (16,36 mm).
- La fibre est composée de 37 monobrins. Elle est livrée par la société SEDI
(France). Ce choix d’une fibre multibrins s’est imposé pour disposer d’un
arrangement de forme rectangulaire en entrée (fente de 0,75 x 3,25 mm²) et à
symétrie circulaire en sortie. L’arrangement des brins est aléatoire. Les
monobrins sont du type multimode à saut d’indice (silice/silice) de 200 µm de
diamètre. Ouverture numérique : 0,22 (cône de 25°). La gaine de la fibre est
en Hytrel (du Pont de Nemours, France), élastomère thermoplastique flexible
résistant et ne dégazant pas. Le Hytrel détermine la rigidité de la fibre
multibrins et offre des rayons de courbure de l’ordre de 20 mm. Les
terminaisons de fibre sont des férules cylindriques. En sortie, la férule
miniature (du type connecteur SMA 905) est intégrée dans un support
mécanique de conception IASB.
219
B.4 Caractéristiques des détecteurs
Détecteurs UV-VIS
Les détecteurs UV-VIS sont des tubes photomultiplicateurs. Ils
fonctionnent sous vide et sont constitués d’une fenêtre latérale, d’une
photocathode et d’une série d’électrodes (dynodes) à laquelle est appliquée une
haute tension. Le signal est collecté à l’anode. La cathode convertit l’énergie
lumineuse incidente en énergie électrique par effet photoélectrique. La
probabilité d’émission induite d’un photoélectron par photon incident est définie
comme étant l'efficacité quantique. Sa dépendance en longueur d’onde dépend
de la transmission de la fenêtre d’entrée et de la nature de la cathode.
Le courant d’obscurité est une émission spontanée d’électrons dans la
cathode et les dynodes. Il est induit par l’agitation thermique des électrons dont
certains franchissent le seuil d’énergie de libération (émission thermoïonique).
Ce signal dépend de la température mais peut être considérablement réduit par
refroidissement de la cathode. Les détecteurs SOLSPEC fonctionnent en mode
de comptage de photons, adapté à la détection de faibles signaux. Ce mode est
peu dépendant de la variation de haute tension appliquée aux dynodes. Le signal
créé par un photon est amplifié et produit une impulsion sur l’anode. Il est
comptabilisé par une électronique (PAD, Pulse Amplifier Discriminator) par
laquelle les impulsions associées au bruit sont éliminées grâce à un seuil
d’intensité prédéfini par un LLD (Low Level Discriminator). Enfin, un comparateur
numérise l’impulsion en niveau logique (CMOS, Open Collector Output pour
SOLSPEC). Les caractéristiques techniques sont les suivantes :
Référence EMR
Fenêtre
Photocathode
Surface active (diamètre, mm)
Nombre de dynodes
Amplification
Courant d’obscurité
Tableau B.4-1
UV
VIS
641F-09-18-03900
MgF2
Cs2Te
9,5
18
6
10 @2160 V
1,9 x10-4 nA @2160 V
641E-01-18-03900
Corning 7056
Trialkali
10
18
6
10 @2005 V
0,28 nA @2005 V
Caractéristiques techniques des détecteurs UV-VIS.
Les détecteurs présentent des temps de réponse très courts et
fonctionnent pour de larges plages spectrales. La susceptibilité magnétique ne
peut être négligée.
Le niveau du courant d’obscurité du détecteur VIS a été mesuré. Les
résultats exprimés en coups/s sont les suivants :
220
Fig. B.4-1
Relation obtenue entre la température de la thermistance
proche de la photocathode du détecteur VIS et son courant
d’obscurité.
Détecteur et échantillonneur IR
L’échantillonneur n’a pas été modifié par rapport à SOLSPEC SpaceLab.
C’est un oscillateur mécanique du type diapason (Bulova CH10, Scitec
Instruments) réglé en usine sur 512 Hz. Deux pales activées par un électroaimant (excitateur) interceptent et modulent le faisceau lumineux. Un second
électro-aimant (lecteur) fournit un signal de référence en sortie. Le détecteur IR
est une photodiode PbS Hamamatsu (ref. P2682).
Fig. B.4-2
Echantillonneur et détecteur de la nouvelle électronique IR
pour SOLAR SOLSPEC.
221
Annexe - C
Logiciel et électronique
Développements complémentaires
C.1 Procédure de remise à zéro (RAZ) .............................................................. 222
C.2 Tableaux de paramètres (filtres et mode cathode creuse) ............................ 224
C.3 Chaîne de détection du canal IR ................................................................. 227
C.1 Procédure de remise à zéro (RAZ)
Cet algorithme permet de définir l’origine de l’échelle des incréments
associée au moteur (cf. § II.2.4). La procédure doit être activée lors de chaque
mise sous tension de SOLSPEC du fait de l’absence de codeur optique absolu. Il
contribue à la reproductibilité (à un incrément près) des échelles de longueur
d’onde.
Les éléments mécaniques impliqués sont les suivants.
- Le chariot se déplaçant en translation le long de la vis micrométrique. Il est
équipé d’un ergot métallique.
- La carte du moteur, équipée d’un opto-coupleur contenant un émetteur (LED)
et un récepteur. L’angle solide du récepteur vu depuis la LED définit un cône
de lumière pouvant être intercepté par l’ergot. La largeur de ce cône est de
1402 incréments moteur.
- Le moteur est équipé d’un codeur optique : un disque métallique muni d’une
ouverture définissant un secteur ouvert de 7,88°. U n opto-coupleur (émetteur –
récepteur) est positionné de part et d’autre de ce disque. La résolution
angulaire du moteur pas à pas (48 incréments moteur par tour) est de 7,5°. Au
cours d’une révolution, l’opto-coupleur détecte immanquablement l’ouverture
du codeur optique.
- Des butées de fin de course limitent le déplacement du chariot en interrompant
l’alimentation du moteur. Lors d’une mise sous tension de SOLSPEC,
l’algorithme analyse l’état des butées (en contact ou non avec le chariot) et
enclenche le dégagement du chariot si nécessaire.
- La distance entre la butée basse et le cône de lumière est de 1347 incréments.
La distance entre la position arrêt et la butée haute est de 780 incréments.
L’algorithme RAZ exploite les informations conjointes du codeur et de
l’opto-coupleur de la carte du moteur. Pour un chariot en position arrêt (position
moteur : 27100), la procédure est la suivante :
222
- Descente du chariot vers la butée basse. Détection de l’entrée dans le cône,
dégagement (sortie du cône) suivi d’un changement de direction pour
l’interception du cône en mouvement ascendant.
- Détection de l’entrée dans le cône. Arrêt du moteur. Redémarrage en vitesse
réduite et activation du codeur du moteur. Rotation lente jusqu’à la détection
de l’ouverture du codeur (après 28 incréments pour le modèle de vol). On
observe une absence d’inertie : l’arrêt du moteur est instantané.
Fig. C.1-1
Recherche de l’origine de l’échelle des incréments moteur.
Description de la séquence finale. Les signaux représentent
les impulsions du moteur, les détecteurs de la carte moteur et
du codeur.
Lors de la première mise en mouvement du moteur, il existe une
procédure de dégagement (-3000 incréments suivi de +3000 incréments)
destinée à éviter la butée haute ou à détecter une présence éventuelle de l’ergot
dans le cône. Cette situation pourrait survenir si SOLSPEC a été mis hors
tension en urgence lors d’une mesure précédente. Dans ce cas, le chariot n’est
pas en position arrêt.
223
Butée haute
780 pas
Arrêt (p = 27100)
Largeur du cône de lumière
(opto-coupleur de la carte du moteur)
1402 pas
Origine de l’échelle des incréments du moteur
(détection du repère du codeur du moteur)
1347 pas
28 pas
Butée basse
Fig. C.1-2
Description des repères pour l’échelle des incréments du
moteur : butées, cône de lumière de l’opto-coupleur de la
carte du moteur, position arrêt et origine de l’échelle des
incréments. Cette origine correspond à la détection du repère
du codeur du moteur.
C.2 Tableaux de paramètres (filtres et mode
cathode creuse)
Le tableau de paramètres est sauvegardé dans la mémoire PROM de
SOLSPEC (Xicor X28C256DMB-20, 5 volts Byte alterable E2PROM).
Tableau pour l’activation des filtres
Les incréments moteur associés aux passages des filtres doivent être des
multiples de 40 pour les modes d’acquisition nominaux, pour ne pas perturber
l’échantillonnage des spectres réalisé tous les 40 incréments entre 0 et 27080.
On a donc encodé les valeurs suivantes par défaut (cf. § II.3.3 et II.3.4).
Longueur
d’onde (nm)
Incrément
moteur
Position du
filtre (logiciel)
Remarques
(le plus proche
multiple de 40)
Canal UV
146,87
0
0 (Off)
224
217
7600
1 (On)
λ(7600) = 216,95 nm
320
20120
0 (Off)
371,09
27100
0 (Off)
λ(20120) = 320,15 nm
Position arrêt
Canal VIS
231,28
302
0
2560
0
1
λ(2560) = 302,14 nm
410
6560
2
λ(6560) = 409,98 nm
683
17320
3
908,52
27100
3
λ(17320) = 682,68 nm
Position arrêt
Canal IR
647,46
902
0
2400
0
1
1690
10120
2
3276,89
27100
2
Tableau C.2-1
λ(2400) = 901,52 nm
λ(10120) = 1690,82 nm
Position arrêt
Tableau pour l’activation des filtres. Analyse pour chaque
canal.
L’acquisition d’un spectre en mode M1 ou M2 est divisée en 16 plages
spectrales assimilant le passage des filtres pour les 3 canaux. Il en résulte le
tableau suivant :
Plage
Début
Fin
(incrément
moteur)
(incrément
moteur)
Canal UV
Position
physique
R0
R1
R2
R3
R4
R5
R6
R7
R8
R9
R10
R11
0
2400
2560
6560
7600
10120
17320
20120
21600
22000
22400
22800
2400
2560
6560
7600
10120
17320
20120
21600
22000
22400
22800
23200
1 (Off)
1 (Off)
1 (Off)
1 (Off)
2 (On)
2 (On)
2 (On)
1 (Off)
1 (Off)
1 (Off)
1 (Off)
1 (Off)
logiciel
0
0
0
0
1
1
1
0
0
0
0
0
Canal VIS
Position
physique
1
1
2
3
3
3
4
4
4
4
4
4
logiciel
0
0
1
2
2
2
3
3
3
3
3
3
Canal IR
Position
physique
1
2
2
2
2
3
3
3
3
3
3
3
logiciel
0
1
1
1
1
2
2
2
2
2
2
2
225
R12
R13
R14
R15
23200
23600
24000
24520
Tableau C.2-2
23600
24000
24520
27100
1 (Off)
1 (Off)
1 (Off)
1 (Off)
0
0
0
0
4
4
4
4
3
3
3
3
3
3
3
3
2
2
2
2
Tableau d’activation des filtres pour les 16 plages des modes
d’acquisition solaire et lampes (M1 et M2).
Tableau de plages spectrales pour le mode cathode creuse
Les raies Cu, Zn et Ar les plus intenses de la lampe à cathode creuse
argon ont été sélectionnées pour les canaux UV-VIS (voir § II.2.3.4.3). Pour le
mode d’acquisition M3 (cathode creuse), on définit un tableau décrivant les 16
plages spectrales centrées sur les PSF. On remarquera l’ajustement de
l’échantillonnage à 4 ou 10 incréments moteur respectivement pour une raie UV
ou VIS de manière à disposer de 10 points de mesure par largeur de raie à mihauteur. Une raie VIS particulière (Ar I 763,51 nm) est analysée plus
précisément par un échantillonnage de deux incréments moteur.
Plages
R0
R1
R2
R3
R4
R5
R6
R7
R8
R9
R10
R11
R12
R13
R14
R15
Tableau C.2-3
Début
3320
7050
8190
9040
10570
11070
15160
16600
16920
18240
18400
19080
19540
20570
20950
22200
Fin
3440
7410
8330
9180
10910
11500
15480
16920
17140
18400
18750
19280
19760
20880
21230
22460
Incrément
4
10
4
4
10
10
10
10
4
4
10
4
4
2
4
4
Tableau définissant les 16 plages spectrales centrées sur les
raies Cu, Zn et Ar les plus significatives de la lampe à
cathode creuse pour le mode M3.
226
C.3 Chaîne de détection du canal IR
La révision complète de l’électronique de détection IR a été décidée.
L’électronique précédemment développée par un partenaire industriel (SABCA,
Belgique) a été entièrement remplacée par une nouvelle chaîne de détection
développée à l’IASB. Elle utilise le principe de mesure de détection synchrone,
non explicité ci-dessous. Les éléments les plus relevant sont les suivants.
- Le détecteur PbS est polarisé à 30 Volts et associé à un préamplificateur. Ce
dernier convertit en tension puis amplifie les variations périodiques de
photocourant du détecteur engendrées par la modulation du signal lumineux.
L’architecture centrale est constituée de l’amplificateur de précision AD524S
(Analog device). Le gain est de l’ordre de 1000. Le signal alternatif en sortie
présente un biais résiduel par rapport à la référence de 0 Volt. Il est lié à
l’action d’un filtre passe-haut qui engendre également un bruit blanc.
- Pour la démodulation, l’onde de référence est modifiée afin de produire un
échantillonnage de chaque demi-période du signal IR en trois tiers. Seul le
tiers central est prélevé pour optimiser le rapport signal à bruit.
- Un signal IR inverse est également créé. Cette symétrie, définie par rapport à
la masse des amplificateurs opérationnels, joue un rôle fondamental dans le
redressement. Elle permet à la détection synchrone de SOLSPEC d’être
totalement indépendante du biais résiduel du signal issu du préamplificateur.
On obtient un signal redressé tel que son intégration par un filtre passe-bas
électronique donne un signal DC réellement proportionnel à la quantité de
lumière incidente. En effet, quel que soit le biais, l’intégration correspond à la
surface comprise entre le maximum et le minimum du signal initial (voir cidessous).
- Les signaux IR redressés sont transférés pour numérisation vers la carte CAD.
Le convertisseur 16 bits est le modèle 7805ALPRP de Maxwell Technologies
Company) utilisé en mode bipolaire (gamme d’entrée ± 10 Volts).
227
Fig. C.2-1 Démodulation du signal IR. A gauche : illustration du traitement du
signal IR modulé. Seuls les tiers centraux des demi-périodes sont
conservés. A droite, démonstration de la neutralisation du biais du
signal IR. Pour l’exemple, on analyse le cas d’un biais supérieur à
l’amplitude du signal. Prélever en alternance par demi-périodes le
signal IR puis son inverse (cf. segments 1 et 2) conduit à une
intégration dans le filtre passe-bas électronique totalement
indépendante du biais. En effet, le segment (3) représente dans
tous les cas la distance comprise entre le maximum et le minimum
du signal IR. L’axe de symétrie est la masse du circuit redresseur.
228
Annexe - D
Intégration et caractérisation
Développements complémentaires
D.1 Alignement des doubles monochromateurs .................................................. 229
D.2 Définition des filtres VIS et IR ....................................................................... 232
D.3 Tests environnementaux .............................................................................. 235
D.1 Alignement des doubles monochromateurs
La procédure d’alignement (cf. § II.3.1.3) a été réalisée dans l’ordre suivant.
Nous désignons respectivement par FE, FI et FS : la fente d’entrée, intermédiaire
et de sortie.
Réglage en translation du cylindre alésé
L’axe du cylindre alésé peut être translaté avec précision par une vis de
butée. A l’autre extrémité, un système de rondelles en béryllium exerce une force
de rappel sous l’action de cette vis. Ce montage ne présente pas de jeu. Pour le
réglage, une FE de test bien centrée et une source lumineuse ont été utilisées. Le
réseau était utilisé en incidence normale. L’alignement optimal a été atteint lorsque
le retour de l’ordre zéro au verso de la FE a coïncidé avec celle-ci. Un même
réglage de la vis de butée convient évidemment pour les trois canaux UV, VIS et
IR.
Alignement des traits du 1er réseau
Les traits doivent être parallèles à l’axe du cylindre alésé et à la FE. Le test
consistait à analyser la bande d’un spectre continu diffracté par le réseau,
contenant les ordres successifs de diffraction. On a observé le retour de ces ordres
au verso de la FE lors d’une mise en rotation du 1er réseau par la vis
micrométrique. L’objectif consistait à annuler le décalage latéral des raies par
rapport à la FE pour les ordres non nuls. Ce décalage était induit par un défaut de
parallélisme des traits (par rapport à la FE) qui provoquait une rotation de la bande
de spectre avec l’ordre 0 comme pivot. La procédure était itérative. Les décalages
on été annulés lorsque le parallélisme des traits a été atteint. L’orientation du
support du réseau a été contrôlée à l’aide de la clé spéciale (cf. § II.1.2.2). La vis de
blocage du réseau a ensuite été serrée à 110 Nm.
Ajustement du rail support de miroirs et FI
La position du support de FI a été vérifiée mécaniquement au préalable. La
distance entre les centres des miroirs plans doit être de 50 mm. La position de la FI
229
entre ces miroirs dépend du canal. Ces distances intermédiaires sont
respectivement égales à (28,5 + 21,5), (23,33 + 26,67) et (13,69 + 36,31) mm pour
les canaux UV, VIS et IR.
Focale du 1er réseau
La distance focale varie en fonction de la longueur d’onde du fait des
aberrations du réseau. L’analyse a été effectuée en observant la FI. Un faisceau
monochromatique a été utilisé (laser ou lampe spectrale). Sa longueur d’onde était
située en milieu de plage spectrale du canal étudié. Le support de FE a été ajusté
en profondeur afin d’obtenir son image nette dans le plan de la FI.
Fig. D.1-1
Montage spécifique pour l’observation d’une fente intermédiaire
(VIS). Insertion d’un petit miroir de renvoi et d’une source
lumineuse (peu intense). Le microscope est ensuite mis en
station et une source lumineuse (laser) est amenée sur la fente
d’entrée (photo de droite).
Centrage d’une raie par rapport à la FI
La position du barillet de la FE a été ajustée en translation et rotation jusqu’à
ce que l’image de la FE fût alignée en hauteur et en inclinaison. On a ensuite vérifié
que ce réglage convenait à l’ensemble du spectre à l’ordre un en changeant de
source lumineuse. Une marge de l’ordre de 10 % ou plus est généralement
réservée pour la taille de la FI par rapport à la FE.
Alignement des traits du 2ème réseau
Un microscope muni d’un oculaire à réticule a été fixé sur le support de
barillet de la FS (cette fente était démontée). Le test consistait à observer le
défilement d’un spectre de raies (ou continu) en sortie du spectromètre en cours
d’alignement. On a ajusté le parallélisme des traits du 2ème réseau par rapport à
l’axe du cylindre alésé. L’objectif consistait à annuler la dérive du spectre en sortie,
dans le sens de la hauteur de fente. On a procédé par itération puis le réseau a
ensuite été bloqué en position.
230
Focale du 2ème réseau
Le réglage a été réalisé avec la longueur d’onde sélectionnée pour la focale
du 1er réseau. Le support de la FS a été ajusté en profondeur jusqu’à ce qu’une
raie (ou plage spectrale) de cette longueur d’onde apparaisse nette dans le plan de
la FS.
Centrage d’une raie par rapport à la FS
La synchronisation des fentes doit être complétée par le centrage de la raie
émergente (diffraction à l’ordre 1) par rapport à la FS. Lorsqu’une translation était
nécessaire selon les deux axes 1X et 1Y définissant le plan de la FS, deux procédés
étaient généralement utilisés. Soit l’insertion de lames minces (shim’s) sous le 2ème
miroir plan, soit un déplacement du support du barillet FS. Les ajustements en
translation qui ont été effectués pour la synchronisation des fentes étaient de l’ordre
d’une fraction de mm.
Alignements : spécificités pour chaque canal
Canal UV
L’alignement du canal UV au laboratoire a présenté une difficulté car il
devait être optimisé pour une plage spectrale hors du domaine spectral visible pour
un expérimentateur. Les sources lumineuses utilisées étaient un laser He-Cd (326
nm) et les raies Hg et Cd de lampes spectrales. La fluorescence a été utilisée pour
visualiser les faisceaux ultraviolets sur des écrans minces, placés dans le plan des
fentes. Cette technique a permis d’effectuer les centrages et focalisations des
images de fentes. Ces procédures délicates d’alignement ont été réalisées avec
succès. La validation de l’alignement a été effectuée avec un photomultiplicateur
‘Solar blind’ de laboratoire (Hamamatsu) et des sources à spectre continu (lampes
au deutérium 30 W et tungstène 1000 W). Ces vérifications combinées aux travaux
de caractérisation et d’étalonnage (cf. § II.5 et II.6) ont confirmé le fonctionnement
nominal du double monochromateur UV pour l’ensemble de sa plage spectrale.
Canal VIS
L’alignement des traits du 1er réseau et l’ajustement des distances focales
ont été réalisés en utilisant des raies de lasers He-Ne. Pour l’alignement des traits
du 2ème réseau, un spectre VIS continu a été inspecté en sortie du spectromètre.
L’objectif à atteindre était une absence de dérive dans le sens de la hauteur de
fente lors de son défilement. Concernant l’astigmatisme, on a sélectionné le plan
tangentiel assurant la netteté des bords latéraux d’une PSF. Les deux plans
(sagittal et tangentiel) étaient confondus pour la plage spectrale correspondant au
bleu. La focale du canal VIS a été ajustée pour la plage centrée à 530 nm (bleuvert). Le décalage de focalisation a été analysé en détail pour les autres longueurs
d’onde. Le centrage de l’image de la FE par rapport à la FS a également été réalisé
par un ajustement de l’orientation du miroir plan n°2.
231
Canal IR
Les alignements ont essentiellement été effectués en exploitant une raie
laser He-Ne VIS (594,1 nm) et ses ordres successifs de diffraction, simulant un
signal IR à l‘ordre 1. En sortie du spectromètre, le plan image de la FE est resté
pratiquement invariant en profondeur pour la plage spectrale comprise entre 1 µm
et 2,5 µm (ordres 2 à 4 du laser). La défocalisation était peu importante en dehors
de cette plage. Les alignements ont été optimisés à 2.5 µm. Les images de FE et
de F’ ont présenté une hauteur croissante du fait des aberrations des réseaux IR.
Les hauteurs des fentes (6 X 0,2, 10 x 0,4 et 12 x 0,4 mm²) ont été adaptées en
conséquence pour collecter l’ensemble du signal. Pour contrôler le résultat des
alignements avant l’intégration de la détection synchrone, un équipement de
laboratoire (source tungstène de 1000 W et une photodiode Si ou Ge) a été utilisé.
Les lasers ont permis de déterminer et confirmer (avant l’intégration de
l’électronique et de la motorisation) l’amélioration de la résolution spectrale par
rapport à la version SOLSPEC SpaceLab.
Optimisation
Après la séquence principale d’alignement des trois doubles
monochromateurs, de nombreux travaux mécaniques préalables à l’intégration
ont été réalisés. Ces opérations ont engendré de fréquents démontage du
cylindre alésé ou de plaques latérales des spectromètres (pour l’insertion de
déflecteurs, de l’échantillonneur IR, de résistances chauffantes et câblage, etc
..). En conséquence, les alignements optiques ont été régulièrement vérifiés et
révisés le cas échéant afin de certifier leur optimisation avant l’intégration. La
stabilité des alignements optiques a été certifiée lors de tests en vibrations.
D.2 Définition des filtres VIS et IR
Définition des filtres VIS
Le canal VIS utilise une combinaison de filtres neutres et passe-haut. Ce
dernier doit avoir atteint son plateau de transmission maximale au moment de
son activation. Le principe consiste à activer le filtre suivant avant l’ordre deux de
la longueur d’onde de coupure λc du précédent. Il n’y a pas de VIS1 (position
ouverte, OD = 0,0, cf. § II.3.3.3.3).
Filtre VIS2
La présence d’un plateau entre 370 et 410 nm nous a incité à maintenir
l’activation du filtre VIS2 jusqu’à cette limite (410 nm), englobant les raies Ca II H
& K (393,48 et 396,96 nm sous vide). Un filtre neutre a été utilisé pour rapporter
le signal de ce plateau au seuil 105 cps/s. La densité optique a été fixée à 2,2
(atténuation d’un facteur ~160, filtres OD 2,0 + 0,2). Ils ont engendré une
réduction inappropriée mais inévitable du signal à partir de 302 nm avant la
restauration du rapport signal à bruit vers 310 nm. Aucun filtre de réjection
d’ordre n’a été intégré car le détecteur VIS est équipé d’une fenêtre Corning
232
7056 dont la longueur d’onde de coupure est voisine de 210 nm. L’ordre 2 de la
plage spectral allant de ~153 nm (extinction du quartz) à 205 nm n’est donc pas
mesurable par le détecteur.
Filtre VIS3
La densité optique a été calculée pour ramener le signal du plateau [450550 nm] à 105 cps/s. La valeur est fixée à OD = 2,7 (soit une atténuation d’un
facteur ~500 grâce à deux filtres de densité 1,7 et 1,0). Pour définir la fin de la
plage VIS3, deux éléments sont entrés en jeu : la zone de variation rapide de
signal vers 695 nm et le souhait d’utiliser VIS4 sans filtre atténuateur. Pour
satisfaire cette dernière contrainte, la plage VIS3 devrait être prolongée jusqu’à
840 nm. Mais dans ce cas, le signal en fin de plage VIS3 aurait été écrasé par
une densité OD de 2,7 très préjudiciable au rapport signal à bruit (surtout vers
820-830 nm). De plus, l’ordre 2 d’un signal de la plage ~380 - 400 nm aurait été
observé en fin de plage VIS3. Dans le cas contraire, limiter la plage VIS3 trop tôt
aurait imposé l’utilisation d’un filtre neutre à forte densité optique pour la plage
VIS4, préjudiciable à la détection du signal en fin de plage. Un compromis a été
trouvé pour éviter l’ordre deux sur VIS3, réduire la densité optique sur VIS4 et la
différence de densité entre VIS3 et VIS4, et enfin, éviter autant que possible
l’activation d’un nouveau filtre dans la zone à pente abrupte vers 695 nm. Après
analyse, on a optimisé la configuration en limitant la plage VIS3 à 685 nm. En
effet, le filtre de réjection d’ordre sélectionné est un filtre centré sur 374 nm. Sa
transmission maximale est voisine de 92 %, sa transmission à 5 % est observée
à 364 nm et sa coupure certifiée vers 345 nm garantit l’absence d’ordre deux
jusqu’à ~ 690 nm.
Filtre VIS4
La plage s’étend de 685 à 908 nm et un filtre atténuateur est nécessaire.
Les simulations ont permis de fixer sa densité optique à 1,7 soit une atténuation
d’un facteur ~50. Un filtre de réjection a été utilisé. Il est centré sur 511 nm. Sa
transmission maximale est voisine de 90 % et sa coupure certifiée vers 465 nm
garantit l’absence d’ordre deux sur VIS4.
Précautions contre les résonnances entre faces parallèles
Une résonance peut survenir entre deux surfaces parallèles,
réfléchissantes et très proches l’une de l’autre. Elles forment une cavité de
Fabry-Pérot. Lors de l’émergence du faisceau traversant cette cavité, on peut
observer des interférences constructives entre les composantes issues de
réflexions multiples si elles sont en phase. Pour une longueur d’onde donnée λ0,
la concordance de phase est rencontrée lorsque la différence des chemins
optiques δ est un multiple entier de λ0, avec :
2π
Φ=
δ
δ = 2nl cos θ
et
(D.2-1)
λ0
233
Où :
n = indice de réfraction
l = distance entre les faces
parallèles
φ = phase
θ = angle d’incidence
interne
Fig. D.2 -1
l
Interférences
constructives
λ0
θ
Principe d’une cavité Fabry-Pérot.
Pour une cavité et une longueur d’onde λ0 données, certaines valeurs
d’angle d’incidence peuvent donner des interférences constructives. De même,
pour une incidence donnée, certaines longueurs d’onde sont bien transmises,
contribuant à la présence de pics de transmission dans un spectre. La séparation
∆λ entre ces franges vérifie :
λ20
(D.2-2)
∆λ ≈
2nl cos θ
et la largeur à mi hauteur δλ de ces franges peut être déduite de :
4R
2∆λ arcsin(1 / F ) avec
, où R est la réflectivité des faces.
F≡
δλ =
π
(1 − R ) 2
Pour les empilements de filtres SOLSPEC traversés par le faisceau
émergent de la fente de sortie, un grand parallélisme entre les faces
réfléchissantes (proches entre elles) des filtres neutres et de réjection d’ordre
pouvait engendrer des atténuations en fonction de la longueur d’onde. Les
franges d’interférences enregistrées par le détecteur auraient rendu l’étalonnage
instable car très sensible aux vibrations, aux changements de température et à la
transition air-vide (changement d’indice de réfraction). L’empilement des filtres
VIS2 à VIS4 a donc été étudié avec attention. Pendant l’intégration, les
conditions favorables à l’apparition d’une résonnance sont survenues deux fois.
Les écarts entre les franges vérifiaient bien la dépendance en λ2 et étaient de
l’ordre ~4 et ~22 nm vers 600 nm. Un calcul rapide a montré que les profondeurs
de cavités devaient être respectivement de l’ordre de 36 et 6 µm en considérant
un angle d’incidence de ~5° sur le filtre (divergen ce du faisceau émergent).
La solution a consisté à éloigner autant que possible les surfaces très
réfléchissantes et à réduire le parallélisme des lames. Il a suffit d’éviter les vis-àvis de dépôts de surface et d’utiliser des inserts d’épaisseur variable (à faces non
parallèles). Ces solutions ont été appliquées pour les empilements VIS2 à VIS4.
Les distances entres les surfaces réfléchissantes ont été augmentées jusqu’à 1,5
voir 2,5 mm mais les inserts ordinaires ont été conservés. L’équation D.2-2 a
montré que les franges ont alors été neutralisées, avec un ∆λ de l’ordre de
quelques centièmes de namomètre.
234
Définition des filtres IR
Discussion détaillée pour la sélection des filtres IR (cf. § II.3.3.3.4). La
réjection de l’ordre deux devait être assurée entre 540 et 3000 nm. Pour rappel,
aucun filtre atténuateur n’était nécessaire pour le canal IR. Désignons
respectivement par λ0, λ5, λ50 et λP les longueurs d’onde associées à la coupure
totale (0 %), aux transmissions à 5 et 50 % et la longueur d’onde pour laquelle le
plateau de transmission maximale (Tmax) est atteint. La discussion a été réalisée
à partir de la position F-IR3. Notons que les filtres ont une transmission
maximale assez voisine. Le passage d’un filtre à l’autre est donc quasiment
continu pour le canal IR (sauf pour le passage filtre F-IR1 à F-IR2).
Position F-IR3
Ce filtre devait avoir une longueur d’onde de coupure λ0 supérieure à
1500 nm. On a sélectionné un filtre ayant les caractéristiques suivantes : λ0 =
1510 nm, λ5 = 1597 nm, λ50 = 1639 nm, λP = ~1650 nm et Tmax = ~87.6 %. Notons
que pour l’IR, la contribution de l’ordre deux peut être très importante vers trois
µm en raison du faible éclairement solaire. Cette contribution peut très facilement
supplanter l’ordre un. Le filtre est activé à 1690 nm, zone de transmission
maximale. La transmission à ~1 % est observée vers λ1 = 1544 nm. L’absence
d’ordre 2 est donc garantie jusqu’à 3088 nm.
Position F-IR2
Il fallait disposer d’un filtre tel que l’ordre deux de sa longueur d’onde de
coupure λ0 fusse supérieure à 1690 nm. On a sélectionné un filtre ayant les
caractéristiques suivantes : λ0 = 855 nm, λ5 = 878 nm, λ50 = 895 nm, λP = ~905
nm et Tmax = ~90.4 %. L’ordre deux de λ0 (1710 nm) vérifie la contrainte. Le filtre
est activé à 902 nm pour la plage F-IR2.
Position F-IR1
On a sélectionné un filtre compatible avec l’extinction de réponse du
détecteur PbS (540 nm). Un filtre (λ0 = 465 nm, λ5 = 498 nm, λ50 = 511 nm, λP =
~520 nm, Tmax = ~90 %) a permis d’éliminer le rayonnement UV-VIS indésirable.
L’ordre deux de sa longueur d’onde de coupure λ0, observée vers ~930 nm est
bloqué par l’activation du filtre F-IR2. A l’incrément moteur 0, le canal IR est
centré sur 647 nm. Il est donc possible d’obtenir du signal en pas négatif jusqu’à
540 nm.
D.3 Tests environnementaux
Tests en vibrations
Les tests en vibrations (cf. § II.4.1) ont eu lieu chez Intespace (Toulouse,
France) en avril et mai 2005. Ils consistaient en une recherche des fréquences
propres du modèle de vol de SOLSPEC entre 1 et 2000 Hz (accélération de 1g),
235
SOLSPEC ne pouvant présenter de résonnances en-dessous de 200 Hz pour la
qualification. Un spectre composite de vibrations a ensuite été transmis par un
pot vibrant pneumatique. Les accélérations étaient généralement supérieures à
15 g. Les 3 axes 1x, 1y et 1z ont été testés successivement. Des accéléromètres
intégrés temporairement dans la structure interne de SOLSPEC ont enregistré
les résultats.
Les tests de stabilité radiométrique de l’instrument ont été réalisés avec
les lampes internes en enregistrant un spectre avant et après chaque axe. Elles
ont servi de témoin pour le maintien des spectromètres dans leur ensemble
(réponse des détecteurs, loi de dispersion, stabilité mécanique. …).
Canal UV
Le signal de la lampe au deutérium #2 a été utilisé pour évaluer la
robustesse du canal de mesure UV. Trois spectres en unité relative (cps/s) ont
été comparés. L’un a été enregistré avant le déplacement en France et les deux
autres après les axes 1x et 1y (spectre partiel) et en fin de test. Les résultats ont
donné entière satisfaction, tant pour la stabilité de la lampe que celle du canal de
mesure compte tenu du transport de l’instrument et des charges subies en
vibrations.
.
Fig. D.3-1
Contrôle de stabilité du canal UV lors des tests en vibrations.
A gauche, le signal de la lampe au deutérium #2 a été
enregistré avant, pendant (mesure partielle) et après les
tests. A droite, rapport entre le spectre initial et final.
Les contraintes opérationnelles ont limité le temps d’intégration et le signal
est resté bruité aux grandes longueurs d’onde. Cependant, la stabilité du
système a été démontrée et le rapport entre le spectre initial et final (incluant
trois jours de tests et les transports) est resté centré autour de un entre 190 et
340 nm (moyenne : 1,004).
Suite aux recommandations du NPL (cf. § II.2.3.2.1), il était possible que
les lampes puissent perdre leur référence en éclairement lors des vibrations. Des
236
variations de l’ordre de 10 % étaient à craindre bien que les lampes puissent être
à nouveau stabilisées à ce niveau. Pour réduire le cumul de vibrations, les
lampes modèle de vol n’ont pas été vibrées individuellement avant l’intégration.
On a observé ci-dessus leur bonne résistance après une seule charge au niveau
acceptance. On a constaté que la mise en orbite a également préservé la
stabilité des lampes (cf. § III.1.2).
Canal VIS
Les lampes à ruban de tungstène ont contribué à l’analyse de la stabilité
du canal VIS. Les données ci-dessous sont issues de la séquence finale de tests
selon l’axe 1y (Intespace, mai 2005). Les résultats montrent la bonne tenue de la
lampe et de la réponse du canal compte tenu du transport de l’instrument et des
vibrations.
Fig. D.3-2
Reproductibilité de l’émission de la lampe à ruban de
tungstène n°2 pendant les tests en vibrations de SO LSPEC
(modèle de vol).
Echelles de longueur d’onde
Les données ci-dessous concernent une lampe HCL du type hélium,
intégrée dans l’instrument lors des tests en vibrations. La lampe modèle de vol
(argon) actuellement en service a été intégrée par la suite. La reproductibilité des
spectres de raies UV-VIS après vibrations a contribué à garantir la robustesse de
la lampe HCL mais aussi la stabilité des échelles de longueurs d’onde UV-VIS
des spectromètres et le maintien de leur résolution spectrale. Les données cidessous sont issues de deux séries de tests (avril et mai 2005). Les spectres UV
(rapport signal à bruit limité) et VIS sont restés superposables après vibrations et
ils ont donné entière satisfaction.
237
Fig. D.3-3
Tests en vibration après intégration. La stabilité de la lampe et
des canaux UV-VIS a été confirmée par l’analyse des
résultats. De gauche à droite : canal UV (1ère série de tests)
et canal VIS (2ème série). Les spectres sont restés inchangés
après vibrations.
Une analyse plus fine de raies principales (ex. Zn I 213,86 nm et He I 587,56
normalisée) montre que la largeur et le centrage des raies apparait inchangés.
Néanmoins, les contraintes opérationnelles pendant les tests n’ont pas permis
d’optimiser le rapport signal à bruit pour le canal UV.
.
Fig. D.3-4
Reproductibilité de la mesure de PSF pendant les tests en
vibrations.
Tests CEM et de vide thermique
Des tests de compatibilité électromagnétique (CEM) ont été réalisés ( cf. §
II.4.2). L’objectif était de mesurer les seuils d’immunité de SOLSPEC contre les
influences électromagnétiques extérieures. Des critères déterminés par l’ESA
devaient être vérifiés. De plus, les émissions électromagnétiques non désirées
238
de SOLSPEC devaient être réduites afin de ne pas perturber les instruments
situés dans son voisinage sur ISS. Les éléments internes les plus sensibles sont
les tubes photomultiplicateurs UV-VIS et l’échantillonneur IR.
Il n’y a avait pas de mesures optiques associées à ces tests (réalisés chez
Intespace, France). SOLSPEC a reçu l’accréditation CEM. Un pic de sensibilité a
été observé pour les photomultiplicateurs dans une plage étroite de fréquences
électromagnétiques. Un certificat a été rédigé pour cette particularité non-résolue
mais non critique.
Vide thermique
L’objectif du test en vide thermique était de vérifier la convergence entre la
modélisation du comportement thermique de SOLSPEC (en mode de veille ou
en opérations) et la réalité. Les cycles thermiques et les conditions limites (cas
chauds et froids) auxquels l’expérience SOLSPEC est soumise en vol ont été
simulés dans une cuve à vide. Le fonctionnement des thermostats internes
devait être certifié. Les principaux tests de vide-thermique ont été réalisés chez
Intespace. Le flux solaire était délivré par un simulateur (source au xénon)
délivrant 1400 W/m². La CPD était simulée par un berceau métallique supportant
SOLSPEC. Elle pouvait être régulée en température par circulation d’un fluide
caloporteur. Le protocole de mesure était le suivant :
Fig. D.3-5
Cycles thermiques appliqués à SOLSPEC pendant les tests.
La face de SOLSPEC en direction du Soleil est recouverte d’une peinture
spéciale. Elle est dénommée face blanche et est utilisée comme radiateur. Les
cinq autres faces sont protégées par une couverture MLI (Multi Layer Insulation,
12 couches). Les six pieds de fixation sur la CPD sont munis d’interfaces
isolantes. Environ trente thermistances ont été installées dans SOLSPEC pour
ces tests d’une durée totale de 3 jours. Pendant 36 heures, des cycles ont été
appliqués entre -38 °C et 56 °C (pente : 40 °C/h) a vec SOLSPEC hors tension.
239
Le comportement des thermostats de survie (‘stay-alive’, ligne de 28 VDC) a été
analysé et validé. Ensuite une simulation des opérations dans des conditions
limites (thermal balance tests) a été réalisée. Des températures de -20 à +20 °C
ont été appliquées pour la CPD et jusqu’à -70 °C po ur les radiateurs internes de
la cuve à vide. Les thermostats de la seconde ligne d’alimentation (120 VDC) ont
été vérifiés. Diverses mesures avec SOLSPEC opérationnel ou non, avec ou
sans simulateur solaire ont été réalisées. Les modes d’acquisition M1 (mode
solaire) et M2 (lampes internes) ont été activés. Les résultats ont été concluants
et un bon accord entre la modélisation et la configuration réelle a été observé.
L’inertie thermique fut parfois plus marquée que les valeurs prévues par
modélisation. Notons que le seuil de déclenchement vers 0 °C des thermostats
internes est à l’origine de l’excellent comportement thermique de SOLSPEC en
orbite (cf. § III.1.3.2).
240
Annexe - E
Etalonnages radiométriques
Développements complémentaires
E.1 Emission des lampes à ruban de tungstène sous vide ................................ 241
E.2 Emissions secondaires de signaux IR .......................................................... 244
E.3 Etalonnage en longueur d’onde .................................................................... 247
E.4 Algorithme de correction de dérive de réponse ............................................ 248
E.5 Limite de détection UV-VIS ........................................................................... 250
E.1 Emission des lampes à ruban de tungstène
sous vide
Il est nécessaire de déterminer si l’émission d’une lampe à ruban de
tungstène est identique à la pression atmosphérique et sous vide en raison de
l’utilisation de ces lampes en orbite (cf. § II.2.3.3.1). En effet, leur éclairement
mesuré au sol lors des étalonnages au PTB est la référence en orbite. Or, une
différence importante de la température du bulbe des lampes entre l’air et le vide
(de l’ordre de 30 °C) a été observée, pouvant condu ire à un changement de la
température T du ruban de tungstène et donc de son émissivité qui dépend de
T4, (loi de Stefan-Boltzmann). En effet, le bulbe de la lampe est chauffé par
conduction et rayonnement et la chaleur correspondante est évacuée par la
structure mécanique et par convection si la lampe est placée dans l’air.
Pour cette étude, une lampe à ruban de tungstène a été insérée dans une
enceinte munie d’une fenêtre en quartz et reliée à une pompe turbo-moléculaire.
La lampe a été placée à ~1 mm de la fenêtre en quartz. L’éclairement de la
lampe était mesuré à l’aide du radiomètre SOLSPEC assemblé pour l’étalonnage
absolu de SOLSPEC (cf. § II.6.3). Ce radiomètre peut directement donner accès
à la température d’un corps noir grâce à l’ajustement de la courbe de Planck sur
le signal des 6 canaux. Pour l’émission d’un ruban de tungstène (corps gris), la
température qui a été obtenue doit être considérée comme simplement
indicative. L’optique d’entrée du radiomètre a été placée à proximité de la fenêtre
pour optimiser le rapport signal à bruit.
241
Fenêtre en quartz
Enceinte
sous vide
Miroir de renvoi
Sonde
(mesure de pression)
Fibre optique
Lampe à ruban
de tungstène
Radiomètre SOLSPEC
Vers la pompe à vide
Fig. E.1-1
Montage utilisé pour la mesure de la température du ruban de
tungstène de la lampe dans l’air et sous vide. La lampe était
placée à ~1 mm de la fenêtre de quartz. L’éclairement
émergent était collecté et mesuré par le radiomètre
SOLSPEC.
Des mesures du spectre émis par la lampe sous vide et à la pression
atmosphérique ont été réalisées après stabilisation.
Résultats et discussion
Deux séries de mesures (avec réalignement de la lampe et du radiomètre)
ont été réalisées. Une augmentation de la température ‘équivalent corps noir’ de
l’ordre de 4 K a été observée pour le ruban de tungstène lors du passage sous
vide. La reproductibilité des résultats était satisfaisante.
Fig. E.1-2
Tests air / vide pour l’éclairement d’une lampe à ruban de
tungstène (deux séries de mesures). Le passage sous vide a
révélé une augmentation systématique de l’éclairement
associée à une hausse de température du ruban de
tungstène de l’ordre de 4 K.
242
La valeur moyenne de l’accroissement de la température a été estimée à
(4,4 ± 0,3) K. La différence de température absolue entre les deux séries de
mesures (~2514 et ~2536 K à pression atmosphérique) a été attribuée aux
réalignements effectués entre les deux séries. La température n’est pas
homogène le long du ruban de tungstène d’une lampe (elle est maximale au
centre) et aucune optique de focalisation n’a été utilisée. La détection d’une
variation relative ∆T de température n’était pas altérée par ces différences de
température absolue. Les parois internes de l’enceinte étaient brillantes (métal
usiné) et à symétrie cylindrique (réflecteur). Elles ont contribué à augmenter la
température du bulbe de la lampe. Suite à ce confinement, les températures
observées atteignaient 100 °C sous vide et ~55 °C à pression atmosphérique. En
orbite, dans l’environnement noir mat du pont de lampe, ces températures
restent inférieures à 100 °C.
En conclusion, un facteur de correction doit être pris en compte en orbite
lors de l’exploitation du signal des quatre lampes à ruban de tungstène des
canaux VIS et IR. Il est spécifique à chaque lampe qui possède sa propre
température de ruban. Le facteur de normalisation est déterminé en utilisant
l’équation de Planck pour la plage spectrale du canal concerné.
Ci (λ ) =
P (λ , Ti + ∆T )
P (λ , Ti )
(E.1-1)
avec P(λ,T), la luminance du corps noir et Ti , la température du ruban d’une
lampe tungstène Wi au sol.
Fig. E.1-3
Accroissement attendu de l’éclairement d’une lampe à ruban
de tungstène entre 300 et 3000 nm lorsque la température du
ruban s’élève de 4,4 K. Pour λ < 1 µm, l’augmentation est
supérieure à 1 %.
243
Pour vérifier la stabilité de la lampe en orbite, son signal SWi (λ) doit être
divisé par le facteur Ci(λ) avant d’être comparé au signal enregistré au PTB. La
stabilité des courbes de réponse des canaux VIS-IR peut ensuite être étudiée.
On suppose que ∆T sera de l’ordre de 4 K pour chaque lampe. La difficulté
consiste à déterminer la température Ti de chaque lampe. Pour une température
de 2500 K, la variation de signal induite par une hausse de 4,4 K est illustrée cidessus. Une analyse sur base de la courbe de Planck montre que pour la plage
de 2200 à 2600 K, l’erreur pour le facteur de correction sera limitée, valant entre
0,2 et 1 % respectivement de 3000 à 300 nm.
Conclusions
Bien que la variation d’éclairement soit faible lors du passage d’une lampe
à ruban de tungstène sous vide, l’effet peut être estimé et une correction peut
être effectuée. Une variation de la température du ruban de tungstène de l’ordre
de 4 K est avérée et doit être prise en compte pour exploiter les mesures en
orbite.
E.2 Emissions secondaires de signaux IR
Nous avons analysé l’influence d’émissions infrarouge secondaires liées
aux contributions thermiques du spectromètre et aux sources interceptées par le
champ de vue IR (cf. § II.6.6.3).
En théorie, le signal IR échantillonné à 512 Hz devrait fournir une
alternance entre la mesure de l’émission IR d’une source chaude à mesurer
(corps noir, Soleil, …) et le zéro absolu (signal nul). Pour l’échantillonneur, en
définissant respectivement Oph (phase pales ouvertes) et Fph (phase pales
fermées), on observe en réalité un signal IR égal à la température des pales lors
de la phase Fph. Lors de la mesure du courant d’obscurité, avec accès à un
signal à zéro K dans le champ de vue pour la phase Oph, on devrait dès lors
additionner ce courant d’obscurité plutôt que le soustraire ! Il n’en est rien suite à
l’impossibilité technique de mesurer un signal à zéro K. En effet, deux lames en
Infrasil à ~290 K (une fenêtre et une lame dépolie) sont présentes dans le champ
de vue du spectromètre. Ces deux composants masquent la mesure d’un zéro K
de référence. Une mesure face à un bain d’azote liquide (approximation du zéro)
serait donc vaine.
Désignons respectivement par FOVP, FOVT, FOVG le petit champ (~0,5°)
occupé par la source (corps noir ou Soleil), le champ total de SOLSPEC (~8°) et
le grand champ constitué de la différence des deux. Donc : FOVG + FOVP =
FOVT. Pour l’alternance haute (phase Oph), il faut prendre en considération
l’émission propre des deux lames de quartz + l’émission d’une source IR par
transparence des lames. Le bilan des signaux modulés à 512 Hz s’établit donc
comme suit :
244
Etalonnage absolu au PTB : signaux thermiques
1) Mesure de la source
2) Mesure du courant d’obscurité
Phase Oph→
Quartz dépoli et Q1
Sur FOVT (~290 K)
Signal ‘fond du laboratoire’
(FOVG, ~290 K) + corps
noir (FOVP, ~3000 K)
1) Mesure de la source
Idem
Obturateur sur FOVT
(~290 K)
2) Mesure du courant d’obscurité
Phase Fph→
Pour toute mesure : température des pales sur FOVT (~290 K)
Mesure en orbite : signaux thermiques
1) Mesure de la source
2) Mesure du courant d’obscurité
Phase Oph→
Quartz dépoli et Q1
Sur FOVT (~270 K + ∆T)
Signal ‘Deep space’
(FOVG, ~3 K) + Soleil
(FOVP, ~5870 K)
1) Mesure de la source
Idem
Obturateur sur FOVT
(~270 K)
2) Mesure du courant d’obscurité
Phase Fph→
Pour toute mesure : température des pales sur FOVT (~270 K)
245
En orbite, la phase Fph est donc identique aux mesures en laboratoire
mais pour une température de l‘ordre de 270 K. Lors d’une mesure solaire, les
premières surfaces optiques exposées au rayonnement solaire (lame de quartz
et dépoli) subissent un échauffement ∆T que l’on fixe à 70 K pour l’exercice.
L’impact de ce surcroit d’émission IR doit être étudié. Une analyse complète se
résume comme suit :
- Lors de la mesure du courant d’obscurité, le signal des sources d’émission IR
s’annulent. L’unique contribution au courant d’obscurité provient du détecteur.
- Pour la plage spectrale du canal IR, le rapport entre une émission d’un corps
noir à 3000 K et à 290 K sera toujours supérieur à 106. Transférer une échelle
radiométrique sur la base d’une courbe de réponse établie à partir d’une
échelle normalisée à 290 K (ou 270 K sur l’ISS) au lieu de 0 K est donc sans
conséquence.
- Pour le champ FOVG, le changement d’émission entre le PTB et l’ISS pour
cette source résiduelle est négligeable pour SOLSPEC car non détectable
(passage de 290 K à 3 K entre le laboratoire PTB et le fond de ciel).
- L’éclairement du détecteur est le produit de la radiance d’une source multipliée
par l’angle solide sous laquelle elle est vue. L’impact du rayonnement résiduel
observé en provenance de FOVG peut ainsi être estimé par rapport à la source
chaude (corps noir ou Soleil). Une analyse montre que le ratio (FOVG x Sres) /
(FOVP x Spr) est toujours inférieur à 10-14 où Sres et Spr sont respectivement les
radiances observées en provenance de FOVG (290 K ou 3 K) et de FOVP
(source chaude). La contribution résiduelle de FOVG est donc toujours
négligeable.
- Echauffement des lames de quartz lors d’une mesure solaire (∆T = +70 K). En
comparant les éclairements suivants :
So x FOVp + Squartz (270 K) x FOVT + Sdépoli (270 K) x FOVT
c
So x FOVp + Squartz (340 K) x FOVT + Sdépoli (340 K) x FOVT
(E.2-1)
(E.2-2)
où So, Squartz et Sdépoli sont les radiances respectives du Soleil, d’une lame de
quartz et d’une lame dépolie.
Pour ces 2 températures, on observe une différence non détectable pour
λ < 2 µm, de l’ordre de 2x10-4 à 2.5 µm et 7x10-4 à 3,1 µm. Ces variations ne
sont pas détectables par SOLSPEC compte tenu du rapport signal à bruit
entre 2 et 3,1 µm.
Au final, il convient donc de soustraire le courant d’obscurité lors du
traitement des données et il ne dépend que du détecteur. Il n’y a pas de termes
de correction à introduire suite à tout changement de température des signaux
résiduels (pales, quartz, …) pour les longueurs d’onde inférieures à 3,1 µm.
Certains signaux non modulés ne doivent pas être pris en compte dans
cette analyse. Ce sont les signaux à ~290 K vus par la PbS sous un grand
champ et en éclairement intégré, émis par la roue à filtre, le filtre, l’optique de
sortie IR (lentilles cylindriques et miroir) et la fente de sortie. Ces signaux non
246
négligeables mais non modulés sont neutralisés par la détection synchrone. Il en
est de même pour les composants internes au spectromètre IR (réseaux, miroirs,
…), vu par réflexion sous un petit champ à travers la fente de sortie. Leur
émission est neutralisée car non modulée.
E.3 Etalonnage en longueur d’onde
Exemple d’étalonnage en longueur d’onde pour le canal UV (cf. § II.5.2).
La méthode de Levenberg-Marquardt est appliquée pour l’interpolation nonlinéaire. Au départ, des écarts remarquablement faibles ont été observés entre la
loi théorique de dispersion (utilisant les paramètres a0,b0,c0,d0) et la position des
raies (en bleu ci-dessous). Ceci tend à valider la forme analytique obtenue
précédemment de la loi de dispersion obtenue pour SOLSPEC (cf. § II.5.2.1).
Fig. E.3-1
Etalonnage du canal UV. En rouge, exemple d’interpolation
non-linéaire de la loi de dispersion sur les points
expérimentaux {pi,λi}. En ordonnée : différence entre les
longueurs d’onde calculées et observées.
Au final, l’écart-type des résidus est de 0,068 nm. Ils contiennent les
termes d’erreur issus de différentes contributions telles que la reproductibilité
mécanique de la vis micrométrique, l’attribution de l’incrément moteur pour une
PSF asymétrique, etc ….
Une étude comparative a montré que la performance d’une régression
non-linéaire de la loi de dispersion est équivalente à celle d’une interpolation
polynomiale d’ordre 4 pour les plages spectrales bien couvertes par les points
expérimentaux {pi, λi}. Par contre, pour des zones dépourvues de points (début
et fin de plages), la fonction polynomiale diverge systématiquement et est
invalidée. Ce résultat est attendu car contrairement à la loi théorique, le
polynôme ne contient pas en ses termes la modélisation des éléments optomécaniques des monochromateurs.
247
E.4 Algorithme de correction de dérive de réponse
Pour une lampe donnée, on distingue l’éclairement interne (émission de
l’arc ou du ruban de tungstène) ou externe (intégrant la transmission de la
fenêtre d’émission et des optiques de couplage entre la lampe et la fente
d’entrée). L’algorithme est présenté pour le canal UV et l’exploitation du signal
des lampes au deutérium (cf. § III.1.3.1). Il est transposable au canal VIS et aux
lampes à ruban de tungstène. L’optique des lampes au deutérium est constituée
d’une lentille en MgF2 associée à un miroir concave de renvoi (cf. § II.2.3.2.2).
Les courbes spectrales Ei(λ,n), Si(λ,n) et R(λ,n), désignent respectivement
l’éclairement externe de la lampe au deutérium # i, son signal électronique net
(courant d’obscurité soustrait) et la courbe de réponse du canal UV de
SOLSPEC. Le numéro du jour de mesure (n) est assigné à zéro en début de
mission. Par définition (cf. § II.6.1) :
E i (λ , n) = R (λ , n ).S i (λ , n)
(E.4-1)
1) Dégradation des lampes
On définit le facteur de dégradation Di d’une lampe à partir du rapport des
éclairements. La dégradation est supposée indépendante du temps. Elle est
modélisée par une fonction monotone croissante, proportionnelle au temps
d’utilisation Ti (l’indice ’0 ’ désigne les conditions initiales) :
E i0 (λ )
Di ( λ , n ) =
= 1 + ai (λ ).Ti (n)
E i (λ , n)
(E.4-2)
Pour deux lampes ayant une même dynamique de vieillissement (même
facteur ai) et dont les spectres ont été acquis le même jour (même réponse R du
canal UV), il est possible de déduire les facteurs de dégradation Di individuels. En
effet, partant de l’équation E.4-1 entre le jour n et le début de la mission, on obtient
pour les deux lampes (les fonctions ci-dessous étant implicitement dépendantes de
la longueur d’onde) :
E 20
S 20
R0
=
.
E 2 ( n) R ( n) S 2 ( n)
et
E10
S10
R0
=
.
E1 ( n ) R ( n ) S 1 ( n )
(E.4-3)
La réponse R(n) est identique. Les termes se combinent comme suit :
E 20
1 E0
= . 1
E 2 (n) σ E1 (n)
avec
σ=
S 2 (n) S10
.
S1 (n) S 20
(E.4-4)
Le paramètre σ représente le rapport d’émission des lampes (signal net)
pour un intervalle de temps [n – n0] identique. C’est un paramètre relatif devenu
248
indépendant de la réponse du canal. Ce paramètre est différent de 1 lorsque les
lampes n’ont pas la même fréquence d’utilisation. En combinant (E.4-2 et E.4-4) et
pour des facteurs ai identiques (a=a1=a2), on obtient :
1 + aT2 (n) =
Et donc :
a=
1 + aT1 (n)
σ
σ −1
T1 ( n) − σT2 ( n)
(E.4-5)
(E.4-6)
Cette équation est bien déterminée (a ≠ 0/0) si les fréquences d’utilisation
des lampes sont différentes. La mesure de leur dégradation est ainsi résolue, dans
les limites de validité du modèle linéaire en T (cf. équation E.4-2).
2) Dégradation de la réponse du canal
On définit le facteur de dégradation di du canal UV entre deux dates
données comme étant le rapport des réponses mesurées par une lampe au
deutérium # i pour ces deux dates. Il peut être exprimé en termes d’éclairement Ei
corrigé de sa dérive Di. On obtient pour le jour n de la mission :
d i ( n) =
Ei0
R0
=
R ( n) E i ( n )
Di (n)
(E.4-7)
Les lampes au deutérium n° 1 ou 2 peuvent être util isées indifféremment.
3) Reproductibilité de l’éclairement de l’arc
Le facteur de correction di du canal UV et la dérive de transmission des
optiques entre l’arc d’une lampe et la pré-fente (terme Di) donne accès à son
éclairement interne dont la stabilité peut être étudiée. Définissons un coefficient Ci
représentant l’éclairement corrigé de l’arc. Partant de l’équation E.4-1 et en
intégrant les deux corrections, on obtient pour le jour n et la lampe # i :
R0
C i (n) = E iCorr (n) = R (n).S i (n) =
.S i (n).Di (n)
(E.4-8)
d i ( n)
Les lampes au deutérium du type Cathodeon montrent généralement une
reproductibilité de l’éclairement spectral de l’arc au niveau de l’anode de l’ordre de
1 % (Floyd et al., 1996, Prinz et al., 1996). La perte de transmission de la fenêtre
en MgF2 est induite par la présence de contaminants. Ces constituants peuvent
être pyrolisés par l’action photochimique d’un rayonnement ionisant.
249
E.5 Limite de détection UV-VIS
La fluctuation du signal et le rapport signal à bruit d’une détection par
comptage de photons peuvent être évalués (cf. PMT handbook, Hamamatsu,
Chap. 4 & 6). L’expression obtenue a été utilisée pour une étude des limites de
détection des canaux UV-VIS (cf. § II.8.1). Cette fluctuation contient plusieurs
composantes : les fluctuations du signal (bruit de photons), du courant
d’obscurité et de la lumière diffuse.
Aperçu théorique
Le courant d’obscurité d’un tube photomultiplicateur provient de sources
suivantes :
- L’émission thermoïnique de la photocathode et des dynodes.
- Des courants de fuite (anode-électrodes, …).
- Un photocourant de scintillation (électrons déviés interagissant avec
l’enveloppe de verre et les supports des électrodes).
- Une émission spontanée (field emission) dans les dynodes lorsqu’une haute
tension excessive est appliquée.
- Un courant d’ionisation de gaz résiduels.
- Un bruit généré par le rayonnement issu des radio-isotopes contenus dans le
verre, les rayons cosmiques et autre rayonnement gamma (effet Cherenkov).
Trois fluctuations statistiques sont présentes dans un photomultiplicateur.
- L’arrivée aléatoire des photons, décrite par une distribution de Poisson.
- Il existe une statistique et donc une distribution de probabilité (également
poissonnienne) associée à la photoémission par photon incident.
- Enfin, par photoélectron émis, il existe une statistique liée au processus
d’amplification. Chaque photoélectron ne produit pas le même nombre de
photoélectrons en sortie des dynodes. Des photoélectrons seront perdus
(réflexion imparfaite), et une émission spontanée de photoélectrons peut
survenir dans les dynodes. L’émission de photoélectrons secondaires est
aussi associée à une distribution de Poisson.
Détermination du rapport signal à bruit pour un comptage de photons
En mode analogique, le rapport signal à bruit (SNR) en présence d’un
signal lumineux peut être déterminé en sortie du photomultiplicateur (à hauteur
de l’anode) en exprimant la fluctuation rms du photocourant à partir d’une
distribution de Poisson. En développant le quotient SNR en termes de courants
mesurés en sortie du détecteur (cathode), on obtient :
( SNR) out ≡
Ip
ip
=
Ic
2eFB( I c + 2( I b + I d ))
(E.5-1)
Avec :
Ip : photocourant moyen net mesuré sur l’anode (Amp).
250
Ic : photocourant moyen net mesuré sur la cathode (Amp).
Les photocourants nets sont obtenus après soustraction du courant
d’obscurité du détecteur et du signal diffus.
ip : fluctuation rms du photocourant de l’anode (Amp).
e : charge de l’électron (Cb).
F : terme décrivant la dégradation du SNR suite au passage dans les dynodes. F
= (SNR)²in/(SNR)²out
B : bande passante (Hz).
Id : courant d’obscurité moyen mesuré sur la cathode (A).
Ib : signal moyen issu de la lumière diffuse (A).
Pour une détection par comptage de photons, le terme F peut être éliminé
(F = 1). En effet, la dégradation du SNR est due à la production spontanée
(thermique) d’électrons secondaires dans les dynodes. Une fluctuation
additionnelle (bruit d’amplification) est donc générée par ce processus. En
utilisant un discriminateur LLD (Low Level Discriminator), fixant un seuil minimum
d’intensité pour le comptage des impulsions, ce bruit peut être totalement
éliminé. Un comptage par photon offre donc l’avantage d’un meilleur SNR.
Partant de l’équation précédente avec F = 1, sachant que B est égal à 1/2T (T
est le temps d’intégration) et qu’un photocourant est égal à eN/T (N est le
nombre moyen d’impulsions pendant le temps d’intégration), on obtient :
( SNR ) out =
Ns T
N s + 2( N b + N d )
(E.5-2)
Avec :
Ns : signal moyen net mesuré en sortie (cps/s).
Nb : signal moyen généré par la lumière diffuse (cps/s).
Nd : courant d’obscurité moyen du détecteur (cps/s).
Le signal net Ns est la soustraction du signal total moins le courant
d’obscurité et la lumière diffuse : Ns = Ntotal – (Nb + Nd).
T : temps d’intégration (s).
En résolvant cette équation à la limite de détection (SNR = 1) on obtient
l’expression suivante pour le signal :
Ns =
1 + 1 + 8T ( N b + N d )
2T
(E.6-2)
251
Annexe - F
Stabilité en orbite
Développements complémentaires
F.1 Stabilité de la réponse du PSD et système d’axes ....................................... 252
F.2 Stabilité thermique ........................................................................................ 254
F.1 Stabilité de la réponse du PSD et système
d’axes
Les données PSD de l’année 2009 ont été analysées pour vérifier la
stabilité de la réponse du système (cf. § III.1.1). Ci-dessous à gauche après
normalisation à 1 UA, la stabilité obtenue est de l’ordre de 0,2 %. On peut noter
(en bleu ci-dessous à droite) que l’excentricité de l’orbite terrestre a pu être
déduite de la variabilité annuelle du signal. On a obtenu une valeur de 0,016773,
soit une erreur de 0,4 % par rapport à la valeur astrométrique (0,016710).
Fig. F.1-1
A gauche, Stabilité de la réponse du PSD pour l’année 2009
après normalisation à 1 UA. A droite (en bleu), variation du
signal liée à l’excentricité de l’orbite terrestre.
Système d’axes
Détermination du biais angulaire entre les axes de la CPD et du PSD
Les orientations respectives des détecteurs de position angulaire du soleil
et des axes de rotation de la CPD (XM,YM ou encore : XSOLAR, YSOLAR) sont
représentées ci-dessous.
252
Fig. F.1-2
Configuration des axes de la charge utile SOLAR. Les labels
‘M’, ‘SS’ et ‘PSD’ désignent respectivement les axes de
rotation de la CPD, du senseur solaire de la CPD et du PSD.
A droite : orientation des axes par rapport à la face blanche
de SOLSPEC.
Un biais angulaire (∆x,∆y) existe entre les axes du PSD et ceux du
senseur solaire de la CPD. Il est lié en partie au désalignement de SOLSPEC
lors de son intégration au sol dans la CPD (cf. § III.1.1). En désignant par
(XPSD,YPSD) et (Xcoord,Ycoord) les coordonnées des deux pointeurs dans la
télémétrie et compte tenu de l’orientation des axes, on obtient :
X PSD = −Ycoord + ∆x
YPSD = + X coord + ∆y
Fig. F.1-3
(F.1-1)
Télémétrie du PSD et du senseur solaire de la CPD selon
leurs deux axes lors d’une mesure solaire. La corrélation est
bien établie après compensation des biais angulaires entre
les axes des deux senseurs.
253
Les termes (∆x, ∆y) ont été déduits d’une comparaison de données
télémétriques. Un exemple est représenté ci-dessus. On en a déduit un biais
respectif de -32 et -106 minutes d’arc pour ∆x et ∆y.
F.2 Stabilité thermique
Etude thermique de l’expérience SOLSPEC Pendant la mission SOLAR
(cf. § III.1.3.2). Echantillon de données pour l’année 2009 associées aux
thermistances de la plaque centrale et de l’obturateur principal.
Fig. F.2-1
Températures de la plaque centrale (à droite) et de
l’obturateur principal (à gauche) pendant les mesures solaires
(en bleu) et pendant les mesures de l’année 2009 pour les
lampes à ruban de tungstène VIS (en vert).
Pour les mesures solaires (en bleu), les températures moyennes des
sondes sont de l’ordre de 3 °C, avec une amplitude de variation voisine de 5 °C.
Pour les lampes à ruban de tungstène VIS (en vert ci-dessus), la dispersion est
équivalente (~5 °C). Les températures plus élevées observées avant avril 2009
portent la signature de la chaleur dégagée précédemment par une lampe au
deutérium mises sous tension peu avant les lampes à ruban de tungstène. Cette
séquence a été modifiée par la suite.
Des modes chauds et froids extrêmes ont été analysés au sol Pendant les
études de modélisation thermique de SOLSPEC. Ils correspondaient à des
variations de flux incidents (solaire et terrestre) de ± 4 %. Les températures
associées déduites de ces travaux se situaient entre -5°C et +15°C. Les
observations en orbite valident ce modèle et les températures enregistrées se
situent entre ces extrêmes.
254
Publications
Une contribution a été apportée pour les articles suivants :
Thuillier, G., Foujols, T., Bolsée D., Gillotay, D., Hersé, M., Peetermans, W.,
Decuyper, W., Mandel, H., Sperfeld, P., Pape, S., Taubert, D. R. and
Hartmann, J., SOLAR/SOLSPEC: Scientific Objectives, Instrument
Performance and Its Absolute Calibration Using a Blackbody as Primary
Standard Source, Solar Physics, 257, Issue 1, 185-213, 2009.
Thuillier, G., DeLand, M., Shapiro, A., Schultz, W., Bolsée, D. and Melo, S.M.L.,
The Solar Irradiance as a Function of the Mg II Index for Atmosphere and
Climate Modelling, Solar Physics, 277, Issue 2, 245-266, 2012, doi;
10.1007/s11207-011-9912-5.
Thuillier, G., Bolsée, D., Foujols, T., Schmidtke, G., Nikutowski, B., Brunner, R.,
Hersé, M., Gillotay, D., Mandel, H., Peetermans, W. and Decuyper, W., The
solar irradiance spectrum at solar activity minimum between solar cycles 23
and 24, en cours de préparation pour Solar Physics
Une contribution a été apportée pour la participation aux conférences
suivantes :
-
SOLAR Face-to-Face Meeting, 4-5 December 2008, Brussels (Belgium).
-
The Solar EUV-IR workshop, 15-17 April 2009, Fraunhofer-IPM Freiburg
(Germany).
-
The IAMAS symposium, 19-29 July 2009, Montreal (Canada).
Thuillier, G., Bolsée, D., Foujols, T., Gillotay, D., Mandel, H. and Sperfeld,
P., The Solar Spectrum Methods of Measurements, Calibration and Recent
Results.
-
The SORCE meeting, 19-21 May 2010, Keystone (USA).
Thuillier, G., Schmidtke, G., Foujols, T., Nikutowski, T., Bolsée, D., Gillotay,
D., Hersé, M., Peetermans, W., Decuyper, W. and Mandel, H., A composite
Absolute Solar Irradiance Spectrum at Solar Minimum.
-
The Face-to-Face Meeting II, 21-22 June 2010, Brussels (Belgium).
-
The COSPAR meeting, 18-25 july 2010, Bremen (Germany).
Thuillier, G., Schmidtke, G., Foujols, T., Nikutowski, T., Bolsée, D., Gillotay,
D., Hersé, M., Peetermans, W., Decuyper, W. and Mandel, H., The
Absolute Solar Irradiance Spectrum at Solar Minimum Activity Measured by
255
the SOLSPEC and SolACES Spectrometers from 17 to 3000 nm Placed on
Board the International Space Station.
-
The AGU Fall Meeting 2011, 5-9 December, San Francisco (USA).
Thuillier, G., Bolsée, D., Schmidtke, G., Schmutz, K, The Solar Spectral
Irradiance Measured on Board the International Space Station and The
Picard Spacecraft.
-
The EGU General Assembly 2012, 22-27 April, Vienna (Austria).
Thuillier, et al., K, A New Solar Spectral Irradiance Reconstruction based
on MGII and Neutral Monitoring Indices for Use in Climate Modelling.
256
Bibliographie
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Liste d’acronymes
ACRIM : Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor
AMF : Air Mass Factor
ATLAS : ATmospheric Laboratory for Applications and Science
B.Usoc : Belgian - User Support and Operation Center
CAD : Conversion Analogue Digital
CCM : Chemistry Climate Models
CEM : Compatibilité Electro-Magnétique
CME : Coronal Mass Ejection
CMOS : Complementary Metal-Oxide Semiconductor
CNRS : Centre National de la Recherche Scientifique
COSI : COde for Solar Irradiance
CPD : Coarse Pointing Device
CPU : Central Processing Unit
DIARAD : DIfferential Absolute RADiometer
DOAS : Differential Optical Absorption Spectroscopy
ENVISAT : ENVIronmental SATellite
ESA : European Space Agency
ESR : Electrical Substitution Radiometer
EURECA : EUropean REtrievable CArrier
EUV : Extreme UltraViolet
FOV : Field Of View
FUV : Far UltraViolet
FWHM : Full Width at Half Maximum
GCR : Galactic Cosmic Rays
GUM : Guide to the expression of Uncertainty in Measurement
HCL : Hollow Cathode Lamp
IASB : Institut d'Aéronomie Spatiale de Belgique
ILS : Interrupteurs à Lames Souples
IPM : Institut Physikalische Messtechnik
IR : Infrared
KSC : Kennedy Space Center
LASP : Laboratory for Atmospheric and Space Physics
LATMOS : Laboratoire ATmosphères, Milieux, Observations Spatiales
LED : Light Emitting Diode
LLD : Low Level Discriminator
MLI : Multi Layer Insulation
MUV : Middle UltraViolet
MV : Modèle de Vol
NASA : National Aeronautics and Space Administration
NIR : Near InfraRed
NIST : National Institute of Standards and Technology
NOAA : National Oceanic and Atmospheric Administration
NPL : National Physical Laboratory
267
NPOESS : National Polar-orbiting Operational Environmental Satellite
OD : Optical Density
PAD : Pulse Amplifier Discriminator
PLL: Phase-locked Loop
PM : Photo Multiplier
PROM : Programmable Read Only Memory
PSD : Position Sensitive Detector
PSF : Point Spread Function
PTB : Physikalisch-Technische Bundesanstalt
RMS : Root Mean Square
SAA : Southern Atlantic Anomaly
SBUV : Solar Backscatter UltraViolet
Sciamachy : SCanning Imaging Absorption spectroMeter for Atmospheric CHartographY
SEE : Solar Euv Experiment
SIDC : Sunspot Index Data Center
SIM : Spectral Irradiance Monitor
SIRCUS : Spectral Irradiance & Radiance Calibrations with Uniform Sources
SMA : Sub-Miniature A connector
SNOE : Student Nitric Oxide Experiment
SNR : Signal-to-Noise Ratio
SolACES : SOLar Auto Calibrating Euv/uv Sunphotometer
SOLSPEC : SOLar SPECtrum
SOLSTICE : SOLar STEllar Irradiance Comparison Experiment
SORCE : Solar Radiation and Climate Experiment
SOVAP : Solar Variability PICARD
SpaceLab : Space Laboratory
SSBUV : Shuttle Solar Backscatter UltraViolet
SSN : Sun Spot Number
SURF : Sunchrotron Ultraviolet Radiation Facility
SUSIM : Solar Ultraviolet Spectral Irradiance Monitor
TIM : Total Irradiance Monitor
TIMED : Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics
TSI : Total Solar Irradiance
TSIS : Total & spectral Solar Irradiance Sensor
UA : Unité Astronomique
UARS : Upper Atmosphere Research Satellite
UV : UltraViolet
VIRGO : Variability of Solar Irradiance and Gravity Oscillations
VIS : VISible
XPS : Xuv Photometer System
WHI : Whole Heliospheric Interval
ZAH : Zentrum für Astronomie Heidelberg
268