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) Th. Encrenaz (Présidente de la CSA)
S. Sahal (Présidente du CA THEMIS) Ch. Stehlé (Vice Présidente du CS OP)
G. Ceppatelli (Directeur de THEMIS) A. Gabriel (Président du CS du PNST)
F. Casoli (Directrice Adjointe à l’INSU) J.-L. Bougeret (Directeur du LESIA)
Membres de l’équipe projet et de l’équipe scientifique
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 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
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

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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.

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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.

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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

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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