Projet de stabilisation d`image pour le télescope THEMIS
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Projet de stabilisation d’image pour le télescope THEMIS Document rédigé par G. Aulanier, P. Gigan, J.-M. Malherbe et G. Molodij pour le CS de THEMIS du 13 Mars 2003 Destinataires : Ph. Lemaire (Président du CS THEMIS) S. Sahal (Présidente du CA THEMIS) G. Ceppatelli (Directeur de THEMIS) F. Casoli (Directrice Adjointe à l’INSU) Membres de l’équipe projet et de l’équipe scientifique Th. Encrenaz (Présidente de la CSA) Ch. Stehlé (Vice Présidente du CS OP) A. Gabriel (Président du CS du PNST) J.-L. Bougeret (Directeur du LESIA) Préambule La présente proposition résulte d’une large concertation au sein de la communauté (française) des utilisateurs de THEMIS. Elle n’est pas un projet d’optique adaptative (OA) et vise essentiellement à optimiser la qualité des observations du mode qui confère à THEMIS sa grande originalité : la spectro-polarimétrie multi raie. Elle repose sur un système de stabilisation d’images qui n’est pas conçu pour évoluer ultérieurement vers un système d’OA, mais qui est compatible avec tous les modes observationnels. Ce projet est né au sein du groupe PNST suite au refus récent de financement par l’Italie du projet d’OA proposé par THEMIS et s’appuie sur les bases du document scientifique rédigé pour la CSA en Avril 2001 par M. Faurobert, Th. Roudier et J.-M. Malherbe. 1. Rappel succint des modes observationnels de THEMIS Rappelons que THEMIS est un télescope sans polarisation instrumentale qui propose 2 modes principaux d’observation : la spectro-polarimétrie avec les deux spectrographes en série (spectroscopie additive ou soustractive) et l’analyseur de polarisation, ceci dans deux sous modes de conception française, MTR et DPSM ; et l’imagerie spectrale avec l’instrument italien IPM, ultérieurement IBIS. Pour un instant t donné: - - le MTR fournit des spectres instantanés à fente fine ( x , λ ) dans deux états de polarisation (I+S et IS, avec S = V, U ou Q) pour 5 à 10 raies simultanées en haute résolution spectrale (15 mA). La hauteur de fente est de 2’. Ces caractéristiques sont actuellement uniques au monde et constituent l’originalité de l’instrument. Dans ce mode, la sensibilité polarimétrique de base est de 10-3 et peut aller jusqu’à 10-4 à 10-5 par accumulation des spectres. le DPSM fournit des spectro-images instantanées à fente large ( x , y , λ ) dans deux états de polarisation comme ci dessus, deux raies simultanées et résolution spectrale modérée (80 mA). La fenêtre est de 2.5’ x 10’’. Il s’agit d’un dispositif de spectroscopie soustractive. l’IPM fournit des images monochromatiques ( x , y ) sur un champ de 1’ x 1’ dans une raie, qui peut être balayée spectralement dans le temps avec une résolution de 20 mA. Dans les modes spectro-polarimétriques, la couverture de la surface solaire est reconstituée par balayage spatial de la surface en déplaçant le soleil devant la fente d’entrée des spectrographes pour obtenir des champs de vue typiques de 2’ x 2’ à 4’ x 4’. Hormis l’utilisation en mode IPM qui n’emploie pas les 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 1 spectrographes, THEMIS n’est donc pas un imageur au sens habituel du terme contrairement à de nombreux autres télescopes solaires optimisés pour l’imagerie classique. 2. Programmes scientifiques de spectro-polarimétrie avec THEMIS et contraintes pour un système de stabilisation d’image - Les observations spectroscopiques : Nécessitent de stabiliser l’image sur la fente. Nécessitent de pouvoir positionner une structure choisie sur la fente. - Les observations polarimétriques multi raies (MTR et DPSM) instantanées sur deux états de polarisations donnés I+S et I-S, mais séquentielles pour S=V,Q,U (pour mesurer le vecteur champ magnétique à plusieurs altitudes) : Nécessitent de longs temps de pose (0.3 s à 10 s), grands devant le temps de cohérence de la turbulence atmosphérique. Nécessitent de stabiliser longtemps l’image sur la fente. - Les cartes des champs magnétiques solaires à grand champ (champ de 2’ x 2’ à 4’ x 4’, par exemple taches solaires, régions actives, éruptions, relations soleil-terre) avec observabilité des petites polarités parasites (par exemple magnéto-convection de surface, émergence de flux, chauffage coronal) : Nécessitent une bonne résolution spatiale (0.5’’ ou mieux). Nécessitent une correction homogène sur des grands champs. Nécessitent de pouvoir faire des balayages spatiaux par pas constants sur le soleil. - L’accumulation temporelle de plusieurs spectres sur une fente de position fixe pour augmenter la sensibilité polarimétrique sur des cibles de champ magnétique faible (par exemple 2nd spectre solaire et protubérances au limbe, soleil-calme sur le disque). Nécessite de maintenir la position du limbe fixe par rapport à la fente. - Le calcul des dérivées spatiales horizontales du champ magnétique pour en déduire l’évolution des courants électriques verticaux dans l’atmosphère solaire (J=rot(B)), paramètre essentiel à la compréhension des éruptions solaires : Nécessite un balayage spatial par pas rigoureusement constants sur le soleil et une résolution homogène. - L’estimation des champs magnétiques coronaux repose aujourd’hui sur l’extrapolation des champs en altitude au moyen de méthodes MHD basées sur des conditions aux limites mesurées sur la photosphère ; ces calculs (1) requièrent un grand champ de plusieurs minutes (car les polarités N et S doivent se compenser) et (2) n’ont de sens que si le champ photosphérique est déterminé avec une résolution homogène (car contrairement à des observations photométriques, la valeur du flux magnétique mesuré sur une surface donnée dépend généralement de la résolution spatiale de façon non-linéaire): Nécessite un balayage spatial de résolution homogène sur grand champ. 3. Intérêt d’un stabilisateur d’image basé sur un tip-tilt pour THEMIS L’ensemble des programmes et contraintes scientifiques énumérés ci dessus suggèrent une stabilisation d’image valide sur un champ étendu de correction homogène pouvant reposer sur un tip-tilt. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 2 Gain escompté en termes de spectro-polarimétrie : Un tel système : - Offre une stabilisation de l’image compatible avec des observations multi-raies simultanées. - Conserve la structure sur la fente en spectroscopie sur des temps longs nécessaires pour les poses et la mesure séquentielle des différents paramètres de Stokes (V,Q,U) au même point. - Compense les déplacements parasites liés à la rotation des lames du polarimètre lors de la mesure séquentielle de (V,Q,U) - Permet d’effectuer des balayages spatiaux sans relâcher la stabilisation d’image, donc de pas solaire constant et de résolution homogène. - Garde fixe la position du limbe solaire par rapport à la fente (dans la direction radiale seulement). Gain escompté en termes de résolution spatiale Les observations actuelles sans stabilisation d’image ont une résolution spatiale courante de l’ordre de 0.8’’ (mais on a souvent mieux le matin et moins bien l’après midi). - Correction de plus de 80 % des effets de la turbulence atmosphérique sur des temps de pose longs [source : études théoriques de R. Noll, 1976] dans le cas d’une correction totale du tip tilt. - Obtention d’une résolution inférieure à 0.5 ’’, homogène sur un champ de 1’ x 1’, pour 40% du temps d’observation [source : simulations G. Molodij et al. 1996, 1998], à comparer avec une même résolution obtenue pour 20% du temps sans stabilisation de l’image [source : campagne JOSO de 1971 sur le site d’Izaña par R. Barletti et al. 1973]. - Atteinte de la limite de diffraction (0.17’’ à λ = 0.5 µm) sur environ 20 % du temps, essentiellement tôt le matin avant 10 heures locales [source : observations THEMIS 1999 et 2000 par J. Rayrole et G. Molodij]. - Pour un seeing moyen de 0.8’’, les simulations montrent [source : simulations G. Molodij] sur un champ de 2’ x 2’ une dégradation centre bord de 0.45’’ à 0.85’’ avec un tip-tilt, et de 0.25’’ à 1.3’’ avec une OA à 10 modes. La meilleure homogénéïté sur des champs étendus sera donc obtenue avec un tip-tilt, mais la meilleure résolution en champ réduit sera obtenue avec une OA. Mais il existe des limitations importantes - Tout système de correction, OA ou stabilisateur, sera inutilisable en cas de très mauvais seeing, notamment l’après-midi. - La résolution en champ réduit (10’’ x 10’’) sera inférieure à celle d’une OA, dont on pourrait attendre deux fois mieux, et ne permettra pas d’aborder dans des conditions efficaces la physique des tubes de flux concentrés du réseau photosphérique dont la résolution est estimée à moins de 0.25’’. - L’intérêt est très limité pour des observations à des courts temps de pose (moins de 10 à 20 ms). Contrairement à une OA complète, un tip-tilt apportera peu à l’IPM en termes de résolution spatiale, mais par contre améliorera les balayages spectraux grâce à la stabilisation. Le gain sera faible également pour le DPSM dans son mode sans polarisation. - Le tip-tilt ne corrige pas les aberrations statiques du télescope en champ étendu. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 3 4. Améliorations polarimétriques rendues possibles par l’utilisation d’un stabilisateur Avec un système de stabilisation d’image, des perspectives nouvelles de gain en précision polarimétrique s’ouvriront. On pourra en particulier : - Utiliser une fente plus fine, et ainsi augmenter la résolution spectrale et spatiale dans le sens du balayage. - Utiliser une seule voie d’analyse polarimétrique (avec observation séquentielle de I + S, I – S au lieu d’une observation simultanée sur deux voies) pour pouvoir observer un champ de 4 ’ au lieu de 2’ le long de la fente (THEMIS a un champ de 4’), et pour résoudre implicitement les problèmes engendrés par les différences de co-spatialité et de grandissement entre les deux voies actuelles. - Introduire la technique de modulation de l’analyse polarimétrique, grâce à la correction du décalage optique parasite dû à la rotation des lames polarisantes. 5. Simulations de correction en polarimétrie au limbe et sur le disque Mesure des champs magnétiques, polarimétrie sur le disque (simulation G. Molodij)) : La simulation étudie l’effet de la turbulence sur la cartographie des champs magnétiques longitudinaux obtenus en spectro-polarimétrie par balayage spatial d’un champ de 2’ x 2’ (mode MTR). Nous sommes partis des meilleures observations obtenues à THEMIS en mode MTR à ce jour (0.4’’). Comme il n’existe pas de cartes de champ magnétique dans le monde obtenues à la résolution de 0.2’’, nous avons dû nous en contenter.Les simulations ont été effectuées à partir de la carte dégradée à 0.8’’ (par moyenne de spectres successifs). Elles tiennent compte du profil de turbulence du site de THEMIS et ont été réalisées selon deux hypothèses: - correction de type OA à 10 modes, avec balayage indépendant type ASP / SAC PEAK - correction de tip tilt synchronisée au balayage de la surface solaire Nous avons calculé les gains obtenus en résolution spatiale par rapport à l’image dégradée à 0.8’’. l’OA permet de gagner un facteur 3.2 au centre (contre 1.8 pour la stabilisation), mais par contre dégrade les bords (facteur 0.62 contre 0.94). Champ et haute résolution spatiale sont difficilement conciliables. Carte MTR B// à 0.4’’ de 2’ x 2’ Carte MTR B// à 0.8’’ obtenue par dégradation des Spectres élémentaires I+V et I-V 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 4 Restauration type AO ASP / SAC PEAK Restauration Tip Tilt avec balayage synchronisé 10 modes et balayage indépendant Les lignes isorésolution et les valeurs associées représentent les gains en résolution spatiale Polarimétrie au limbe, second spectre solaire (simulation V. Bommier et M. Faurobert): Pour un seeing moyen de 1.5’’, courant à partir de Midi, les simulations montrent que l’effet de l’agitation du bord solaire sur la polarisation est supérieur à la sensibilité polarimétrique atteinte actuellement avec THEMIS par accumulation de spectres (de 10-4 à 10-5) dans le cas d’observations à moins de 5’’ du bord, ou au dessus du bord. Par exemple, à 2’’ du bord, la fluctuation de polarisation induite par l’agitation atmosphérique est de 2.4 x 10-4 et à 5’’ du bord, elle est égale à 0.7 x 10-4. Cet effet est donc un obstacle important à la mesure des taux de polarisation faibles rencontrés dans le spectre de polarisation linéaire de diffusion au limbe (appelé second spectre solaire). Imagerie pure sur le disque (simulation G. Molodij) : Nous avons étudié l’effet de la turbulence à THEMIS sur l’imagerie directe d’un champ de 2’ x 2’ au foyer F2 du télescope (visée de champ par exemple) à partir d’une image du Pic du Midi (0.25’’) proche du pouvoir séparateur proche de celui de THEMIS (0.2’’). Les simulations ont été effectuées à partir de l’image dégradée à 0.8’’ tenant compte du profil de turbulence du site de THEMIS et ont été réalisées selon deux hypothèses: correction de type OA à 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 5 10 modes (à gauche) et correction de tip tilt (à droite). Dans le premier cas (OA), la résolution passe de 0.25’’ au centre à 1.3’’ sur les bords ; dans le second cas, on obtient 0.45’’ au centre et 0.85’’ sur les bords. 6. Les différentes combinaisons de stabilisation Notre projet propose la mise en place d’un stabilisateur d’image composé d’un correcteur Tip-tilt et d’un analyseur de surface d’onde (ASO) compacts, travaillant soit dans la pupille M5 par réflexion (miroir vibrant), soit aux foyers F1 ou F2 par transmission (lame transparente vibrante). Le balayage reste assuré par le M5. Ces possibilités, pour lesquelles nous tentons de donner les avantages et inconvénients ci dessous, ne nécessitent pas de dérivation optique ni de reformation de pupille. Le projet n’est donc pas prévu pour une évolution ultérieure vers un système d’optique adaptative ; c’est un choix délibéré, qui nécessite : - le choix et le développement d’un analyseur de surface d’onde basé sur l’acquisition et l’analyse d’une image 2D à haute fréquence (500 à 1000 Hz). - le choix et le développement d’un type de monture pour un tip-tilt sur mesure: un miroir allégé de 270 mm de 50 à 70 Hz de bande passante mécanique au M5, ou une lame vibrante de 90 mm de diamètre et 40 mm d’épaisseur, de plus de 200 Hz de bande passante mécanique, en F2 (elle serait encore plus petite en F1 avec une bande passante encore supérieure). - le développement d’interfaces avec THEMIS, dans plusieurs domaines : contrôle instrumental, implantation optique et mécanique, balayage fin par le M5 dans le cas d’un stabilisateur indépendant, dérotateur de champ, interface utilisateur, ce qui implique le concours des ingénieurs de l’équipe THEMIS. Nous avons examiné les quatre combinaisons suivantes : correcteur F1/ASO F1, correcteur F1/ASO F2, correcteur M5/ASO F2 et correcteur F2/ASO F2. Le couple correcteur F1/ASO F1 offre en théorie un système comparable à celui de l’ASP SAC PEAK, ou la correction se fait avant le polarimètre, et non après, ce qui peut permettre de placer une fente assez large de 1’’ (70 microns) devant le polarimètre (et ainsi résoudre les problèmes de concordance des fentes en F2) pour certains programmes seulement (protubérances, polarimétrie au limbe). Le balayage par le M5 pourrait être découplé et le tip tilt, très petit, avoir une bande passante très élevée (500 Hz), ce qui est séduisant. Mais avec l’ASO en F1 on se heurte à l’impossibilité de corriger les dérives du télescope, puisque, ne pouvant agir sur la poursuite, seul le M5 peut le faire, et il est derrière l’ASO. C’est pourquoi nous ne recommandons pas cette combinaison (rappelons également que le champ est courbé en F1). Le couple correcteur F1/ASO F2 permet cette fois ci l’intégration des dérives du télescopes et autres mouvements parasites (cardioïdes), mais la mise en œuvre est complexe car il y a de nombreux changements d’axes à effectuer (dérotation, monture altazimuthale du correcteur). Le couple correcteur M5/ASO F2 constitue le choix initial de THEMIS et sa mise en œuvre pose moins de difficultés que les deux combinaisons précédentes, malgré la dérotation entre M5 et l’ASO. Néanmoins, cette solution à l’inconvénient d’être assez peu performante car le M5 étant lourd, sa bande passante mécanique ne pourra excéder 50 à 70 Hz. Reste enfin le couple correcteur F2/ASO F2, qui constitue notre préférence pour les raisons suivantes : le correcteur de faible diamètre (faisceau utile de 70 mm) possède une bande passante élevée (supérieure ou égale à 200 Hz) et l’ensemble ASO/correcteur est placé juste devant les instruments (spectrographes, IPM) dans un volume très compact (30 cm de hauteur). Le correcteur et l’ASO travaillent dans un système d’axes identiques ; les dérives du télescopes et les cardioïdes du dérotateur seront corrigées par le M5 qui assurera aussi le balayage de la surface solaire. L’ASO commandera les mouvements lents du M5 et rapides de la lame vibrante. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 6 Tableau comparatif des avantages et inconvénients des différentes combinaisons correcteur/ASO Position du tip-tilt Position de l’ASO F1 Avantages Inconvénients Remarques Dimensions réduites donc performances élevées Ne corrige aucune dérive instrumentale Implantation indépendante de ce qui existe déjà sur THEMIS Grand champ d’analyse disponible pour l’ASO Ne corrige pas les cardioïdes Contrôle-commande plus simple Aucun contrôle sur le balayage par le M5 Localisé avant l’analyseur de polarisation y’a t’il la place en F1 ? La chaleur peut être problématique F1 + CCD lent en F2 Aucun contrôle des effets instrumentaux HF (comme les éventuelles vibrations M5) Contrôle des effets instrumentaux BF (cardioïdes partiellement, et dérive de poursuite) La chaleur peut être problématique F1 F2 F2 Petit champ d’analyse disponible pour l’ASO Dimensions réduites donc performances élevées Bonne correction des effets instrumentaux BF & HF dans le télescope M5 Incompatible avec une fente fine en F1 Bonne correction des effets instrumentaux BF & HF dans le télescope Contrôle des balayages lents très précis F2 Nécessite une étude des résonances mécaniques du M5 F2 La chaleur peut être problématique Nécessite un autre système de commande pour le balayage par le M5 Petit champ d’analyse disponible pour l’ASO Contrôle commande plus simple, nécessitant le contrôle de la dérotation du champ entre F1 et F2 Système lent dû à ses dimensions Dimensions réduites Bonne correction des effets instrumentaux BF & HF dans le télescope Complexité informatique dues au contrôle de la dérotation du champ et à l’élévation du tube entre F1 et F2 Petit champ d’analyse disponible pour l’ASO Performances similaires à F1-F2, mais complexités informatiques levées Nécessite un autre système de commande pour le balayage par le M5 7. Un choix de stabilisateur et d’ASO en F2 Le projet, ainsi que le montrent les schémas, est optiquement très simple puisqu’il incorpore seulement une lame vibrante dans une monture tip tilt et un cube dans le faisceau optique de THEMIS. C’est la proposition que nous examinons maintenant en détails. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 7 Localisation La monture tip-tilt équipée de sa lame et du coin cube de dérivation pour l’analyseur serait installée juste audessus du miroir du miroir de captation pour l’IPM, ceci afin d’avoir le diamètre de faisceau le plus réduit possible (réduction des dimensions du cube dérivateur), dans les gabarits présentés en annexes 1 et 2. Les dimensions de l’ensemble tip-tilt associé avec son cube (225 mm) montrent que ce système est compact et d’implantation aisée à l’intérieur des limites données (336 mm). Par ailleurs, l’ASO utilise dans ce montage un banc optique existant au niveau de la visée de champ (annexe 2), ce qui simplifie beaucoup les travaux de mécanique à réaliser. L’analyseur de surface d’onde (ASO) L’ASO (schéma en annexe 3) capte une partie du faisceau lumineux (5 à 10 %) au travers d’un cube de 70 mm de côté et une réduction d’image est effectuée pour obtenir un champ de 2’ x 2’ sur un capteur CMOS 1024 x 1024 pixels fenêtrable (pixel de 0.12’’) non refroidi, fabriqué par la société DALSA (DALSTAR 1M75). La fréquence pixel du capteur CMOS est de 80 MHz (pixels de 8 bits) ce qui permet de lire une fenêtre de 128 x 256 pixels (ou 64 x 512, ou toute combinaison équivalente) à la fréquence de 1 KHz. La fenêtre peut être déplacée sur le capteur pour saisir, par exemple, une structure particulière dans le champ si on le souhaite (nous disposons déjà d’une caméra DALSA 1M28 CMOS à 28 MHz dans le cadre d’un autre projet en cours de réalisation). Le domaine de sensibilité optimal du capteur est dans la bande 500-700 nm. Il pourra travailler en lumière blanche au travers d’une densité neutre, ou encore dans le bleu ou le vert avec un filtre interférentiel de 100 A de bande passante et des poses de 1 ms (les contrastes de la granulation et des facules sont les meilleurs aux courtes longueurs d’onde). Le système optique alimentant l’ASO sera donc pourvu d’une roue à filtres et densités neutres. L’ASO sera compatible avec tous les modes de THEMIS : - sans polarimétrie, le champ de l’ASO aura un diamètre de 2’ - en polarimétrie classique, l’ASO disposera de 2 bandes de 2’ x 12’’ - avec la grille, l’ASO utilisera un champ situé entre deux barreaux de grille (séparation de 16’’) L’analyse sera dans chaque cas réduite à une fenêtre sélectionnable de dimension compatible avec la fréquence de lecture de 1 KHz (surface équivalente à un rectangle de 12’’ x 24’’). Le système sera piloté par un calculateur type PC type Pentium IV à 2.8 GHz fonctionnant sous un système LINUX temps réel. La programmation sera effectuée en langage C et s’appuiera sur les bibliothèques fournies par le constructeur de la caméra. L’unité centrale peut être placée à distance via une conversion de signal optique électrique par fibre, ou (de préférence) à proximité dans une enceinte thermique pour éviter tout risque de perte de performance dûe à cette conversion. L’ASO aura deux fonctions simultanées : analyser les vibrations de haute fréquence et les corriger en actionnant la lame vibrante, et contrôler le balayage de la surface du soleil tout en maintenant la stabilisation active en agissant sur les mouvements lents du M5. Il ne sera pas nécessaire de relâcher la stabilisation à chaque pas du balayage, car l’ASO conservera en mémoire une image de référence, plus exactement ses premiers coefficients de Fourier; pour chaque nouvelle image acquise, on calculera également les premiers coefficients de Fourier qui seront comparés à ceux de l’image de référence après déphasage déduit de la translation d’image effectuée par le M5. Cette méthode est expliquée dans l’annexe 4 et elle a été développée et testée en laboratoire et à la Tour Solaire de Meudon. D’autres méthodes sont en cours d’étude. La précision attendue est une fraction de pixel, de l’ordre de 10 milli secondes d’arc. Le Tip Tilt Le tip tilt sera fabriqué au LESIA (schéma en annexe 5) et bénéficiera de l’expérience du laboratoire dans ce domaine (PUEO, MEGACAM et WIRCAM au Télescope Canada France Hawaï ; NAOS au VLT ; MACAO pour le mode interférométrique VLTI, etc…). Nous avons à notre actif des systèmes par réflexion ou par transmission, dans un éventail de bande passante mécanique allant de 50 Hz à 800 Hz. Le présent concept est basé sur une lame à faces parallèles traitée AR, de 90 mm de diamètre (75 mm utiles) et 40 mm d’épaisseur, montée dans une monture tip tilt à cardan donnant une translation de 1’’ sur le ciel pour une inclinaison de 1.23 degrés. Le tip tilt aura un débattement mécanique de +/- 1.5° (soit +/- 1.25 ’’ sur le ciel) et une résolution angulaire de 20’’ (soit 5 milli secondes d’arc sur le ciel). Sa bande passante mécanique ne sera pas inférieure à 200 Hz à –3 dB. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 8 L’incorporation de la lame et du cube dans le faisceau a fait l’objet de calculs optiques soigneux par Jean Rayrole, et l’annexe 6 ci jointe démontre que l’on n’introduit pas d’astigmatisme ou de chromatisme qui soient significatifs. Le traitement AR optimal pour éviter tout reflet parasite est en cours d’étude. Description du Tip Tilt : La lame est montée dans un système à la cardan qui possède deux axes de rotation perpendiculaires positionnés dans le plan médian de la lame. Des pivots flexibles sont utilisés comme moyen d’articulation, des actionneurs de type haut-parleur agissent sur le barillet pour induire les rotations pendant que des capteurs de position mesurent les angles d’inclinaison de la lame. 50 Disque optique Ø 90 mm 40 mm 142 Ø 75 Ø 196 Contrôle de la monture tip-tilt : Une électronique de contrôle assure le positionnement précis de la lame avec une boucle d’asservissement pour chaque axe de rotation. Cette électronique reçoit les deux signaux de commande en provenance du calculateur de surface d’onde et retourne les positions de la lame de manière à apporter des corrections de position via le M5 pour les amplitudes supérieures à la capacité de la monture tip-tilt-lame. Cette électronique peut être installée près de la monture ou déportée à une vingtaine de mètres suivant le lieu d’implantation du calculateur de commande. Le concept de la boucle d’asservissement de la stabilisation Le faisceau optique traverse la lame de stabilisation et une faible partie du flux est prélevée via le coin cube. Un tel système travaillant en boucle fermée aura des performances de correction d’autant meilleures que les déphasages et retards produits par les divers composants sont minimisés. Il faut donc tenir compte : - du temps d’intégration des images par la caméra (fréquence d’échantillonnage). - du temps de transfert et d’acquisition des données dans le calculateur - du temps de traitement des images pour en déduire des signaux de commande. Ces temps ne peuvent excéder la période d’échantillonnage. - de la bande passante de la monture tip-tilt. Afin d’avoir une approche des performances de correction d’un tel système, nous avons effectué quelques simulations pour mettre en évidence l’effet de la bande passante de l’asservissement du tip-tilt et d’autre part, l’effet de la fréquence d’échantillonnage de l’ ASO. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 9 Faisceau optique Asservissement Tip Tilt Calculateur Temps réel Monture Tip-Tilt Camera ASO Lame Optique de transfert + filtres Fenêtrage Cde M5 et coulisses Foyer F2 Schéma fonctionnel de la stabilisation d’image - premier cas : effet de la bande passante du tip-tilt o Nous avons considéré un ASO qui aurait une fréquence d’échantillonnage de 500 Hz associé à deux types de tip-tilt, un aurait 50 Hz de bande passante (M5 par exemple) et l’autre aurait 200 Hz de bande passante mécanique (monture à lame). Bode Diagrams Magnitude (dB) 0 -10 1 -20 2 -30 10 0 10 1 102 Frequency (Hz) 10 3 Réponses fréquentielles de la correction du front d’onde par rapport à une perturbation uniforme pour un échantillonnage de l’ASO à 500 Hz 1. Courbe # 1 : tip-tilt à 50 Hz, on obtient une correction jusqu’à 13 Hz 2. Courbe # 2 : tip-tilt à 200 Hz, on obtient une correction jusqu’à 40 Hz La courbe # 2 met en évidence qu’il est important d’avoir une bande passante la plus large possible pour le tip-tilt. Les courbes ont une pente de 20 dB par décade, ce qui veut dire que le coefficient de correction est multiplié par 10 / décade quand les perturbations se déplacent vers les basses fréquences. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 10 - Deuxième cas : effet de la fréquence d’échantillonnage de l’ASO o Nous avons considéré un tip-tilt qui aurait une bande passante mécanique de 200 Hz et nous avons pris un ASO qui aurait deux fréquences d’échantillonnage du front d’onde : l’une à 250 Hz, l’autre à 1000 Hz. Magnitude (dB) Bode Diagrams 0 -10 -20 3 4 -30 10 0 10 1 102 Frequency (Hz) 10 3 Réponses fréquentielles de la correction du front d'onde par rapport à une perturbation uniforme pour un tip-tilt de 200 Hz de bande passante 2. 1. Courbe # 3 : La fréquence d’échantillonnage de l’ASO est à 250 Hz, on obtient une correction jusqu’à 28 Hz Courbe # 4 : La fréquence d’échantillonnage de l’ASO est à 1000 Hz, on obtient une correction jusqu’à 50 Hz La courbe # 4 met en évidence qu’il est important d’avoir une fréquence d’échantillonnage la plus élevée possible . Cas de non-activation de la stabilisation d’image Ce système déjà expérimenté dans le projet MégaCam du CFHT peut être inhibé en maintenant les commandes du calculateurs à zéro. En fait, les deux entrées de l’électronique de contrôle du tip-tilt sont validées par un bit Ouverture/Fermeture de la boucle de stabilisation d’image. Lorsque ces entrées sont maintenues à zéro, la position de la lame est maintenue en position médiane avec précision. L’expérience montre que nous avons obtenue une grande fiabilité dans la réalisation de ces montures. Conclusion Un analyseur de surface d’onde à 500 Hz ou 1 KHz est faisable et conserve une bande de correction correcte, les efforts seront à porter sur la bande passante de la monture tip-tilt. Il est imaginable que nous puissions réaliser une monture ayant plus de 200 Hz de bande passante. 8. Proposition de planning Phases Définition (A) Période 5 mois Actions Mise en place du groupe projet Définition des spécifications du système Etude du concept et options Spécifications des éléments Définition des interfaces Définition des outils de tests Définition du banc de tests (fonctionnalités) Pré-étude d’implantation Simulation expérimentale labo ASO temps réel. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Observations Présentation du projet devant le CS Themis. Présentation du projet devant le CA Themis Page 11 Etude (B) 4 mois Réalisation (C) 6 mois Intégration – 3 mois Tests (D) Rédaction d’un rapport de conception Acceptation du projet & plan de financement Elaboration du contrôle-commande Etudes détaillées des sous-ensembles Plans mécaniques Schémas électriques Demande de devis Achat des supports informatiques Revue de projet – Fin d’étude CTRL commande (suite) Réalisation des sous-ensembles Intégration des sous-ensembles Tests laboratoire et qualification des Sous Systémes Rédaction des rapports de tests de Sous Systèmes Intégrations des sous-ensembles sur le banc de tests . Mesure des performances en laboratoire Rapport de tests, résultats et conditions. Revue de projet – Recette locale Intégration sur site (E) 3 mois Tests des interfaces Installations Tests de fonctionnement Tests de performances Recette définitive NB : c’est une période, pas une durée d’intégration - NB : la phase A démarre avec la mise en place du groupe projet, et notamment la nomination du responsable Interface THEMIS, appartenant à l’équipe THEMIS. - La validation du projet, et donc son financement se fait en fin de phase A. 9. Budget prévisionnel pour la solution correcteur/ASO en F2: - Support et monture du tip-tilt LESIA 38 kEuros - Lame à faces parallèles traitée AR 6 kEuros - Cube séparateur de faisceaux 7 kEuros - Analyseur (optique, caméra 1000 Hz et informatique) 50 kEuros - Manpower 1 CDD de 12 mois niveau IE opto électronique 37 kEuros - Outils et bancs de tests en laboratoire au LESIA 20 kEuros - Opto mécanique sur le télescope (intégration) 10 kEuros - Missions et transport de matériel 37 kEuros (missions techniques LESIA vers THEMIS et réciproquement, missions Toulouse-Tarbes-Italie vers Paris pour équipe scientifique) ______________________________ Total de 205 kEuros 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 12 10. Equipe–projet - Organigramme : INGENIEUR SYSTEME CONCEPT * Guillaume Molodij RESPONSABLE THEMIS INTERFACES-INTEGRATION XX (Themis+DT-INSU ) INVESTIGATEUR PRINCIPAL Jean-Marie Malherbe RESPONSABLE EQUIPE SCIENTIFIQUE ** Guillaume Aulanier CHEF DE PROJET Pierre Gigan GESTION DE DOCUMENTATION XX RESPONSABLE TIP-TILT Pierre Gigan RESPONSABLE ANALYSEUR SURF. D’ONDE Guillaume Molodij SUPPORT TECHNIQUE TIP-TILT BE: C. Marlot Elect: F. Pouplard SUPPORT TECHNIQUE ASO Optique: F. Pouplard Informatique: xx BE: C. Marlot Gestion: P. Thomas * Consultant : Jean Rayrole ** Equipe scientifique : RESPONSABLE BANC TESTS xx (chercheur associé au LESIA) L’équipe scientifique interviendra au niveau de la validation des méthodes de stabilisation envisagées pour les observations sur le disque, les observations au limbe, les contraintes scientifiques imposées par le couplage étroit polarimétrie – haute résolution angulaire, et fera le lien avec les autres groupes de travail de la communauté THEMIS. Elle comporte actuellement : - Jean Arnaud (OMP, animateur du groupe de travail THEMIS du PNST ) - Véronique Bommier (LERMA) - Gilbert Chambe (LESIA) - Meir Semel (LESIA, membre du groupe polarimétrie du CA de THEMIS) - Richard Müller (OMP) - les scientifiques du groupe projet (G. Aulanier, G. Molodij, J.-M. Malherbe) xx Responsable Themis interfaces / intégration à définir par THEMIS Certaines fonctions ne sont pas encore pourvues d’un responsable (banc de test au LESIA, documentation par exemple) et le seront au cours de la phase A. Le Principal Investigateur est le représentant scientifique du projet, et donc le responsable vis à vis du directeur du laboratoire, de l’INSU, du CA, du CS et de la direction Themis. Avec l’aide du responsable de l’équipe scientifique, il assure que le projet répond aux objectifs scientifiques. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 13 Il est assisté par le chef de projet pour tous les aspects concernant la gestion du projet. Le Responsable de l’équipe scientifique coordonne les travaux des scientifiques pour faire remonter les objectifs scientifiques, les perspectives et les spécifications du système . Le Chef de projet est responsable devant le PI de la bonne gestion du projet concernant les aspects financiers, techniques, planning, exécution, respect des objectifs et performances ainsi que de la gestion de la documentation. Il est responsable de la définition des interfaces. Le chef de projet est assisté de l’ingénieur système. L’ingénieur système définit le concept du système qui va répondre le mieux aux objectifs scientifiques et à l’environnement du projet. 11. Collaborations - Ce projet de stabilisation d’image devra s’intégrer sur le télescope Themis en respectant au mieux les interfaces existantes. Il nécessite donc une collaboration étroite et permanente avec l’équipe technique de THEMIS, en particulier pour le développement des interfaces, ceci durant toutes phases du projet : [i] [ii] [iii] la phase d’identification des interfaces avec THEMIS, le développement et la réalisation des interfaces, l’implantation, l’intégration et la validation du système sur le site de THEMIS. Nous pensons qu’il est essentiel qu’un ingénieur de Themis soit associé aux choix techniques du projet et fasse donc partie du groupe projet (voir organigramme). - Plusieurs missions du personnel technique de THEMIS à l’observatoire de Meudon, et des membres de l’équipe–projet à THEMIS, seront indispensables. Le coût est donné ci dessus. - Il est impératif que la DT INSU puisse être consultée et associée au cours de la réalisation du projet. 12. Maîtrise d’oeuvre Le maître d’œuvre du projet sera le LESIA, ce qui signifie que le budget nécessaire à sa réalisation sera confié au LESIA. Les développements techniques nécessaires sur THEMIS pour l’intégration du stabilisateur et de l’analyseur d’image (interfaces) seront réalisés par l’équipe THEMIS sur des spécifications élaborées conjointement entre les deux parties. L’intégration sur le télescope sera sous la responsabilité de l’équipe THEMIS, mais bénéficiera de l’assistance et de la formation de l’équipe projet LESIA. 13. Conclusion Nous avons montré que THEMIS a impérativement besoin d’un stabilisateur d’image, étroitement synchronisé avec un système précis de balayage fin de la surface solaire, s’il veut remplir pleinement ses objectifs scientifiques, particulièrement dans le domaine de la spectro-polarimétrie. Ce document reflète l’état de nos réflexions et présente une proposition technique que nous souhaitons réaliser en collaboration avec l’équipe THEMIS. Son élaboration résulte d’un consensus au sein de la communauté scientifique du PNST et incarne une manifestation d’intérêt des astronomes solaires pour les potentialités du télescope en spectro-polarimétrie. Nous souhaitons vivement que le CS de THEMIS fasse un choix, compte tenu du démarrage au sein du LESIA, grand laboratoire impliqué dans de nombreuses propositions, d’autres projets de haute résolution angulaire dans lesquels certains d’entre nous sont sollicités. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 14 Annexe 1 Localisation de la stabilisation d’image Le cahier des charges qui a été rédigé par THEMIS pour l’optique adaptative (document du 10/05/2001) prévoit un espace optique disponible entre la zone délimitée par le plafond du spectrographe et le miroir de captation pour l’IPM. Cette hauteur disponible est de 336 mm. 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 15 Annexe 2 Schéma d’implantation générale ASO + tip tilt IM P L AN T AT IO N D E L ’A N A L YSE U R D E S U R F A C E D ’O N D E D A N S L’E SP A C E S IT U E E N AV A N T D U F O YE R F 2 L a position a été choisie de façon que la fonction T ip-T ilt pu isse être utilisé e avec tous les m ode s de fonctionnem ent Sp ecro-pola risation m ultira ie DPSM IP M Im age rie au foye r F 2 7648 Vers analyseur de surface d'onde Tip-Tilt 7735 Foyer F'2 7850 Sortie visée de champ IPM 7984 Foyer F2 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 16 Annexe 3 Schéma de principe de l’ASO 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 17 Annexe 4 Une méthode d’analyse des déplacements de l’image 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 18 Annexe 5 Schéma de principe de l’implantation du stabilisateur d’image Planfond spectro X = 7 567 mm 196 mm Ø 70 235 X = 7 735 mm Disque optique Ø 90 mm 40 mm Sortie vers ASO 336 mm X = 7 850 mm X = 7 903 mm Sortie vers IPM 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 19 Annexe 6 Spot Diagram en F2 sans lame et sans cube LES CERCLES REPRESENTENT LE DIAMETRE A MI- HAUTEUR DE LA TACHE DE DIFFRACTION LES CERCLES REPRESENTENT LE DIAMETRE A MI- HAUTEUR DE LA TACHE DE DIFFRACTION 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 20 Spot Diagram en F2 avec lame et avec cube LES CERCLES REPRESENTENT LE DIAMETRE A MI- HAUTEUR DE LA TACHE DE DIFFRACTION LES CERCLES REPRESENTENT LE DIAMETRE A MI- HAUTEUR DE LA TACHE DE DIFFRACTION 3/7/2003 - CS THEMIS du 13 Mars 2003 – Projet de stabilisation d’image LESIA/OP Page 21
