Projet de stabilisation d`image pour le télescope THEMIS

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Projet de stabilisation d’image pour le télescope THEMIS
proposé par le LESIA (Observatoire de Paris)
Document rédigé par G. Aulanier, P. Gigan, J.-M. Malherbe et G. Molodij
pour la CSA de Janvier 2003
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 à optimiser la qualité des
observations du mode qui confère à THEMIS son 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..
1. Présentation 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.
Pour un instant t donné:
- le MTR fournit des spectres instantanés à fente fine ( x , λ ) dans deux états de polarisation (I+S et I-
S, 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 la
grande 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.
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’.
La répartition entre les modes est la suivante :
- 75% du temps d’observation en spectro-polarimétrie multi-raie à fente fine (MTR) et large
(DPSM) pour la mesure de la polarisation et des champs magnétiques de la basse atmosphère,
avec des balayages spatiaux. Cette utilisation constitue la vocation première de l’instrument.
- 25% du temps d’observation en imagerie ou spectro-imagerie sans mesure de la polarisation, avec
des balayages spectraux (IPM) ou spatiaux (DPSM).

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- Hormis l’utilisation en mode IPM qui n’emploie pas les spectrographes, THEMIS n’est pas un
imageur au sens habituel du terme puisqu’il fonctionne par balayage spatial, contrairement à de
nombreux autres télescopes solaires optimisés pour l’imagerie classique.
Autres télescopes solaires possédant déjà un système de stabilisation d’image :
- Le réfracteur NSVST suédois de 1m (La Palma) qui a une optique adaptative (OA) complète, est un
imageur optimisé qui atteint 0.1’’ sur des champs réduits.
- La tour solaire allemande de 0.6 m (VTT, Ténérife), qui fonctionne en mode spectro-polarimétrie,
possède un tip-tilt espagnol.
- La tour Dunn (Sac Peak) de 0.76 m possède une OA, mais fonctionne en spectro-polarimétrie à fente
fixe, sans balayage spatial combiné à l’OA.
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

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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. Projet de 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.
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).
- Est éprouvé sur d’autres télescopes nocturnes et solaires.
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].
- 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, voir la
section 12 de ce document] 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.

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Mais il existe des limitations importantes
- Tout système de correction, OA ou stabilisateur, sera inutilisable environ 40% du temps, dû au
mauvais seeing l’après-midi. Un seeing minimal est nécessaire (meilleur que 2 ’’).
- La résolution en champ réduit (10’’ x 10’’) sera bien 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 (l’utilisation de ces modes
représente environ 25 % du temps total alloué par THEMIS).
- Le tip-tilt ne corrige pas les aberrations statiques du télescope en champ étendu.
4. Améliorations polarimétriques rendues possibles par l’utilisation d’un tip-tilt
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. Points forts du projet
- Un tip-tilt en M5 était déjà prévu dans la conception initiale de THEMIS par J. Rayrole.
- Expertise au LESIA sur les analyseurs de surface d’onde.
- Longue expérience du LESIA dans la conception de tip-tilts.
- Un tip-tilt n’implique pas de modification significative de l’optique de THEMIS.
6. Points à étudier et contraintes
- Le projet 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 projet nécessite le choix d’un type de monture pour le tip-tilt : un miroir allégé de 270 mm sur
monture type LESIA de 80 Hz de bande passante mécanique (dans un plan pupille à l’endroit
initialement prévu lors de la conception de THEMIS).
- Le projet nécessite le développement d’interfaces avec THEMIS, dans plusieurs domaines :
contrôle instrumental, implantation optique et mécanique, asservissement des coulisses du

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polarimètre, poursuite, dérotateur de champ, interface utilisateur, ce qui implique le concours des
ingénieurs de l’équipe THEMIS.
7. Proposition de planning :
Phases Période Actions Observations
Définition
(A)
5 mois
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.
Rédaction d’un rapport de conception
Présentation du
projet devant le
CS Themis.
Présentation du
projet devant le
CA Themis
Acceptation du projet & plan de financement
Etude
(B)
4 mois
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
Réalisation
(C)
6 mois
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
Intégration –
Tests
(D)
3 mois
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
NB : c’est une
période, pas une
durée
d’intégration
Recette définitive
- 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.
- L’intégration sur le site est envisageable au cours de l’hiver 2004-2005, pour rendre le tip-
tilt disponible pour la campagne d’observations 2005, à condition que la phase A puisse
débuter à l’issue de la CSA de Janvier 2003, ce qui implique que le responsable Interface
THEMIS soit connu rapidement, c’est à dire dans le mois suivant.