Contrôle de qualité image à température cryogénique sur le

Titre : CONTROLE DE QUALITE IMAGE A TEMPERATURE CRYOGENIQUE
SUR LE TELESCOPE DU SATELLITE ISO
Auteurs : F. Hénault, J.L. Devaux, J.B. Ghibaudo, S. Matthews, et
C. Cinotti (*)
Sociétés : Aérospatiale, établissement de Cannes
100, boulevard du Midi, B.P. 99
06322 CANNES LA BOCCA (France)
(*) Agence Spatiale Européenne, ESTEC
Postbus 299. 2200 AG Noordwijk THE NETHERLANDS
RESUME
ISO (Infrared Space Observatory) est un satellite scientifique
de l'Agence Spatiale Européenne, destiné à être lancé en 1993. Il
emportera un télescope infra-rouge, opérationnel à la température de
l'hélium liquide (4 K). Les performances optiques du télescope, en
alignement et qualité image, ont été mesurées au cours d'une série
d'essais cryogéniques qui se sont déroulés à IAL (Institut
d'Astrophysique de Liège, Belgique), sous maîtrise d'oeuvre
Aérospatiale. Cette communication présente les principaux résultats
et enseignements tirés des mesures de qualité image.
Après une brève évocation de l'installation d'IAL, on décrit la
série des différents tests optiques dont l'enchaînement aboutit à la
surface d'onde du télescope. Ceci inclut la calibration du miroir
plan cryogénique de référence (∅ 650) utilisé pour le test final.
Les acquisitions de surfaces d'onde sont réalisées au moyen
d'un interféromètre équipé d'un modulateur de phase. Compte tenu de
l'environnement vibratoire, et des caractéristiques des cavités
optiques, il s'est révélé nécessaire de développer une méthode de
mesure complémentaire, basée sur l'acquisition rapide des
interférogrammes et leur analyse en temps différé par des algorithmes
d'interpolation.
On présente ensuite les résultats obtenus sur le miroir
primaire nu, le miroir plan de calibration, et le télescope assemblé
et réglé. Ces derniers essais ont prouvé que le passage à température
cryogénique n'affecte pas sensiblement la qualité image du télescope,
qui reste limité par la diffraction à 5 µm, conformément à sa
spécification.

1 - INTRODUCTION
Les méthodes interférométriques sont connues et pratiquées de
longue date, comme un des plus sûrs moyens de mesurer la qualité
image (en terme de surface d'onde) d'un système optique. Leur
utilisation s'est encore accrue ces dernières années, depuis
l'apparition sur le marché d'interféromètres complets, intégrant des
équipements électroniques et des logiciels sophistiqués, dotés de
mémoires et de capacité d'analyse et de calcul en temps quasi-réel.
Mais, en dépit de leurs progrès remarquables, ces
interféromètres ne constituent pas une solution universelle. Les
mesures de qualité image restent toujours difficiles à pratiquer sur
des systèmes optiques de grands diamètres, et plus encore lorsque
ceux-ci sont placés dans un environnement sévère : ainsi en est-il
des mesures interférométriques à température cryogénique, effectuées
sur le télescope infra-rouge du satellite ISO.
ISO (Infrared Space Observatory), est un satellite de l'Agence
Spatiale Européenne, dont le lancement est prévu en 1993, et dont la
mission est l'observation astronomique du ciel dans une bande de
longueur d'onde de 2.5 à 200 µm. Afin d'éviter tout rayonnement
parasite, l'ensemble du système optique (incluant les miroirs, leurs
montures, les baffles et les instruments scientifiques) sera installé
dans un cryostat et maintenu à une température inférieure à 4 K par
circulation d'hélium. DASA-MBB a la responsabilité de la réalisation
de la charge utile du satellite, et a confié à Aérospatiale celle du
sous-système optique, comprenant le télescope.
Avant d'être intégré au cryostat, celui-ci doit bien évidemment
être qualifié à température cryogénique. C'est ainsi qu'un programme
de tests a été élaboré : les mesures de performance du télescope en
qualité image ont nécessité l'utilisation d'un moyen d'essai
spécialement adapté au projet, situé à IAL Space (Institut
d'Astrophysique de Liège, Belgique).
L'originalité de ces mesures optiques et cryogéniques, par
rapport à celles du télescope du satellite IRAS [2] (prédécesseur
d'ISO), ou à d'autres études similaires [3-4], réside dans le fait
qu'il s'agît ici d'un instrument d'optique de grand diamètre (634
mm), limité par la diffraction pour une longueur d'onde λ de 5 µm,
avec des précisions de mesure requises meilleures que λ /100 RMS, à
toutes les températures atteintes.
2 - LE SOUS-SYSTEPIE OPTIQUE D'ISO
Nous nous limiterons ici au télescope, dont les principales
caractéristiques optiques sont rappelées ci-dessous. On trouvera une
description complète de l'ensemble du sous-système optique dans [1].

Le télescope est une combinaison de type Ritchey-Chrétien de 9
mètres de distance focale, composée de miroirs allégés en silice. Le
diamètre du miroir primaire est de 634 mm, pour une pupille d'entrée
de diamètre 600 mm. La pupille de sortie est située sur le miroir
secondaire. Le rayon du champ de pleine lumière de l'instrument doit
être supérieur à 10 minutes d'arc.
Le télescope doit être limité par la diffraction sur l'ensemble
de ce champ, pour une longueur d'onde λ égale à 5 µm. Cette
condition, lorsqu'elle est traduite en termes d'écart RMS de la
surface d'onde par rapport à la surface sphérique idéale, conduit à
une spécification de λ/l3.5 RMS (critère de Maréchal).
Cette exigence doit de plus être satisfaite pour la température
du télescope en opération, qui est au-dessous de 3.2 K [1] (hélium
liquide). Sa vérification impose donc qu'on puisse disposer d'un
moyen de mesure d'une précision dix fois meilleure, ou tout au moins
inférieure à λ/100 RMS.
L'ensemble des essais de qualification du télescope à
température cryogénique a été réalisé à IAL Space (Institut
d'Astrophysique de Liège, Belgique), sous responsabilité
d'Aérospatiale. Le moyen d'essai est présenté dans le paragraphe
suivant. Les résultats finaux (qualité image du télescope), ne sont
connus qu'au terme d'une série de 3 tests, dont l'enchaînement est
précisé ensuite.
3 - MOYENS ET METHODES DE MESURES
3.1 L'environnement thermique
Les différents éléments optiques à tester sont installés dans
le caisson à vide “Focal 5” d'IAL Space : il s'agit d'un caisson
cylindrique de 5 mètres de diamètre sur 6 mètres de longueur (fig.
1), équipé d'un ou plusieurs hublots suivant la configuration optique
retenue [5].
A l'intérieur du caisson se trouve un banc optique horizontal,
arrimé à un bloc anti-sismique en béton situé sous la chambre à vide,
au moyen de 6 pieds qui traversent la paroi inférieure de Focal 5. Le
caisson et le banc optique sont mécaniquement découplés par des
soufflets à vide. Ainsi les mesures optiques en cours ne sont en
principe pas perturbées par les vibrations mécaniques.
L'environnement cryogénique des optiques est assuré de deux
manières différentes :
1) - Par rayonnement : l'ensemble des systèmes optiques
destinés à être refroidis est placé à l'intérieur d'une double
enceinte thermique (dans l'enceinte extérieure circule de l'azote,
l'enceinte intérieure étant refroidie à l'hélium) hermétiquement
close, à l'exception d'un diaphragme (de diamètre aussi réduit que
possible) laissant passer le faisceau optique de mesure, et
d'ouvertures à la base, livrant passage aux supports des optiques.

Les enceintes thermiques sont suspendues par le haut du caisson
et ne sont donc pas censées introduire de vibrations mécaniques sur
le banc optique, avec lequel elles ne sont pas en contact.
2) - Par conduction : on utilise ici le principe même du
refroidissement des miroirs du télescope [1], tel qu'il sera intégré
au cryostat. Des drains thermiques en cuivre collés à l'arrière des
miroirs sont reliés à un circuit d'hélium gazeux à 5 K. Il est à
noter que ces drains font partie de l'équipement de vol du télescope.
L'association de ces deux principes de refroidissement permet
d'atteindre des températures de l'ordre de 5 K en 3 jours environ, ce
qui porte la durée totale d'un cyclage thermique complet à une
semaine, en incluant le temps nécessaire aux mesures optiques.
Outre le problème de l'isolation des vibrations mécaniques déjà
évoqué, le pilotage thermique et optique des phases de
refroidissement et de réchauffage impose un certain nombre de
contraintes supplémentaires [5-6]
- Environ 150 capteurs de températures, dont les données sont
acquises par un mini-ordinateur, sont nécessaires au contrôle des
miroirs et de l'ensemble du dispositif [6].
- L'homogénéité en température des miroirs, qui doit être de ± 1
K lors des périodes de mesures, doit rester en permanence
suffisamment uniforme afin de ne pas générer de contraintes
thermiques (gradients) dans la silice.
- Les contractions thermiques des supports d'optiques, bien que
limitées au maximum par le choix de pieds en quartz [6], produisent
des désalignements qui doivent être compensés en temps réel, grâce à
des mouvements motorisés commandés de l'extérieur. Mais le problème
de l'obturation du faisceau de mesure optique par les écrans
thermiques risque alors de se poser. C'est pourquoi les mouvements
des supports, des écrans, et le diamètre de leurs diaphragmes ont
fait l'objet d'études spécifiques.
3.2 L'enchaînement des tests optiques
Parce que le télescope doit être mesuré à l'aide d'un miroir
plan de référence, qui doit lui-même être calibré à température
cryogénique, les mesures de qua1ité image finales ne sont accomplies
qu'au terme d'une série de tests préalables.
Ces tests ont tous un point commun (fig. 2) : l'interféromètre
de mesure est toujours situé à l'extérieur de Focal 5, tandis que les
calibres optiques (d'ouverture variable suivant les configurations)
qui réfléchissent la surface d'onde de référence sont installés à
l'intérieur, sur le banc optique, où ils sont maintenus à température
ambiante, sous vide. De la sorte, les déformations éventuelles du
hublot du caisson n'interviennent pas dans les mesures des surfaces
d'onde.
[...]