Projet de stabilisation d`image pour le télescope THEMIS
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i 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 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 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). ii - 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 iii 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. iv 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 v polarimètre, poursuite, dérotateur de champ, interface utilisateur, ce qui implique le concours des ingénieurs de l’équipe THEMIS. 7. Proposition de planning : Phases Définition (A) Période 5 mois Etude (B) 4 mois Réalisation (C) 6 mois Intégration – 3 mois Tests (D) 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. 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 Observations Présentation du projet devant le CS Themis. Présentation du projet devant le CA Themis 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. - L’intégration sur le site est envisageable au cours de l’hiver 2004-2005, pour rendre le tiptilt 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. vi 8. Budget prévisionnel: - Support et monture du tip-tilt LESIA 45 kEuros - Miroir tip-tilt (M5 allégé, devis REOSC) 38 kEuros - Analyseur (optique, caméra 1000 Hz et informatique) 64 kEuros - Manpower 1 CDD de 12 mois niveau IE opto électronique 1 stagiaire de 5 mois école d’ingénieur informatique Formations techniques 42 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 (missions techniques LESIA vers THEMIS et réciproquement, missions Toulouse-Tarbes vers Paris pour équipe scientifique) 37 kEuros ______________________________ Total de 256 kEuros 9. Equipe–projet envisagée au LESIA - 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 (chercheur associé au LESIA) RESPONSABLE BANC TESTS xx vii ** Equipe 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. - Jean Arnaud (OMP, animateur du groupe de travail THEMIS du PNST ) - Véronique Bommier (LERMA) xx - Gilbert Chambe (LESIA) - Meir Semel (LESIA, membre du groupe polarimétrie du CA de THEMIS) - Richard Müller (OMP) 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. 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. 10. Collaborations nécessaires - 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 la direction et 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 au cours de la réalisation du projet. viii 11. 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. 12. Simulations de correction en polarimétrie au limbe, sur le disque, et en imagerie 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). Mesure des champs magnétiques, polarimétrie sur le disque (page suivante n°1, simulation G. Molodij)) : - La simulation du haut montre l’effet de la turbulence sur le site de THEMIS sur la cartographie des champs magnétiques longitudinaux obtenus en spectro-polarimétrie par balayage spatial d’un champ de 2’ x 2’ (mode MTR). La carte de gauche figure parmi les 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 du bas sont effectuées à partir de la carte dégradée à 0.8’’ tenant compte du profil de turbulence du site de THEMIS et ont été réalisées selon deux hypothèses: -- carte de gauche : correction de type OA à 10 modes, avec balayage indépendant -- carte de droite : correction de tip tilt synchronisée au balayage de la surface solaire Nous avons indiqué 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 beaucoup les bords (facteur 0.62 contre 0.94). La dégradation centre-bord est de 5.1 pour l’OA contre 1.9 pour le stabilisateur. Imagerie sur le disque (page suivante n°2, simulation G. Molodij)) : - La simulation du haut montre l’effet de la turbulence sur le site de THEMIS sur l’imagerie directe d’un champ de 2’ x 2’ au foyer F2 du télescope (visée de champ par exemple). L’image provient du Pic du Midi (0.25’’) et a un pouvoir séparateur proche de celui de THEMIS (0.2’’).. - Les simulations du bas sont 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: -- image de gauche : correction de type OA à 10 modes -- image de droite : correction de tip tilt ix MESURE DES CHAMPS MAGNETIQUES, POLARIMETRIE SUR LE DISQUE (MTR, DPSM) Simulation de la turbulence à Izana en polarimétrie sur le disque à partir d ’ observations du 17 aout 1999 (G.Molodij (G.Molodij et J.Rayrole) J.Rayrole) Carte de B longitudinal avec une résolution de 0,4 seconde d’arc obtenue à partir d’une observation MTR faite à THEMIS le 17 aout 1999. Simulation de l’ effet de la turbulence atmosphérique (0,8 seconde d’arc) en considérant la carte à gauche comme une carte à la diffraction (0,17 sec d’arc). Champ de 2 x 2 minutes d’arc Effet d’anisoplanétisme d’anisoplanétisme après correction (système parfait) G.Molodij and J.Rayrole, J.Rayrole, 1998, A&A, 127, p229 Optique adaptative (10 modes) et balayage indépendant Calcul effectué à partir de la carte à 0,8 seconde d’arc simulée précédemment Stabilisation de l’image et balayage simultané 0.62 0.94 0.73 1.04 1.14 1.19 1.43 1.33 1.86 1.43 3.20 1.78 x IMAGERIE MONOCHROMATIQUE AU FOYER F2 (VISEE DE CHAMP) Simulation de la turbulence à Izana en imagerie Champ de 2 x 2 minutes d’arc Résolution à la diffraction (0,2’’ d’arc) : temps de pose court en mode imagerie pure au Pic du Midi (Thierry Roudier) Roudier) Effet de la turbulence moyenne (0,8’’ d’arc) Effet d’anisoplanétisme d’anisoplanétisme après correction G.Molodij and J.Rayrole, J.Rayrole, 1998, A&A, 127, p229 Champ de 2 x 2 minutes d’arc Résolution de 0,8’’ d’arc Optique adaptative (10 modes) 1.3’’ 1.1’’ 0,70’’ 0,56’’ 0,43’’ 0,25’’ Stabilisation de l’image (tip (tip--tilt) 0,85’’ 0,77’’ 0,67’’ 0,60’’ 0,55’’ 0,45’’
