CALAS, une caméra pour l’étude des grandes échelles de la surface solaire

La photosphère

   La photosphère se définit comme la surface extérieure du soleil visible en lumière blanche. Par convention, le niveau zéro de l’atmosphère est le milieu où la profondeur optique τ à 500 nm est égale à 1. A une altitude plus faible (sous la photosphère), la matière est trop dense pour que des photons soient émis (profondeur optique > 1), et à une altitude plus importante (chromosphère et au-delà), la matière est au contraire beaucoup plus ténue (milieu très transparent et très peu émissif dans le visible). Le spectre du Soleil se rapproche de celui d’un corps noir de température 5800 °K (voir illustration 1.1.1), et c’est dans la large bande visible, entre 400 et 700 nm, que environ 46% du rayonnement solaire sont émis. Cependant, la photosphère n’est pas homogène puisque sa température, sa densité et son épaisseur optique  diminuent avec l’altitude. On estime que la photosphère a une épaisseur de quelque centaines de km puisque la transition photosphère-chromosphère est définie au niveau du minimum de température (4200 °K), à 500 km au dessus du niveau zéro.

La granulation et la mésogranulation

   La granulation solaire est visible à la surface du soleil comme une structure de grains brillants (chauds) cernés par des zones plus sombres et étroites, les intergranules. Elle est constituée de cellules ascendantes de plasma chaud (de 5000 à 6000 °K) entourées de plasma plus froid (environ 200 °K de moins que le centre des granules). Le contraste s’établit entre 17 et 35% [Roudier & Muller 1986]. A noter que la grande dispersion sur le contraste vient du fait que les valeurs observées sont assez basses (~ 5 à 10%) puisque intégrant la turbulence et le pouvoir résolvant de l’instrument : les valeurs ” réelles ” sont estimées après déconvolution (variations selon la méthode). La taille de ces granules est comprise entre quelques centaines de km pour les plus petits jusqu’à environ 2000 km pour les plus gros. Leur taille moyenne est de l’ordre de 1000 km (soit environ 1.3 secondes d’arc vu depuis la Terre). La distance intercentre moyenne est d’environ 1300 km [Zirin1988]. La nature convective de la granulation a été identifié dès 1930 par Unsöld [Unsold 1930], et des observations spectroscopiques ont mis en évidence le mouvement ascendant des granules (vitesses verticales de l’ordre de 1 km/s) et le mouvement descendant dans les intergranules [Richardson et al. 1950]. Les granules présentent de plus un mouvement d’expansion horizontal compris entre 1.6 et 2.6 km/s [Brandt et al. 1991]. La granulation est donc un phénomène très dynamique puisque la durée de vie d’un granule ne dépasse généralement pas cinq à dix minutes. Les granules peuvent présenter divers types d’évolution : généralement une disparition progressive, fréquemment une fragmentation pouvant parfois se manifester sous forme de granules explosifs. Plus rarement les granules peuvent fusionner (4% de la population, selon [Labonte et al. 1975]). Concernant ces granules explosifs, dont la découverte a été faite au Pic du Midi ([Carlier et al. 1968]), il s’agit sans doute d’un des phénomènes les plus dynamiques de la photosphère: un granule s’assombrit en son centre tout en présentant un fort mouvement d’expansion (1.7 à 3.2 km/s d’après [Namba 1986]), jusqu’à atteindre une taille de 3 à 5 secondes d’arc en une durée moyenne de 8 minutes [Rast 1995]. Plusieurs observations et mesures sur les propriétés des granules explosifs ont été réalisées à la LJR ([Kawaguchi 1980], [Roudier et al. 2001]) cependant les études restent assez rares notamment étant donné la faible proportion de granules explosifs à la surface du Soleil (2.5% de la population [Namba 1986]). Leur observation à l’aide de CALAS apporterait un progrès indubitable puisque statistiquement son champ abriterait environ 3000 granules explosifs à un instant donné. En outre, un code numérique récemment développé par Th. Roudier permet la détection des granules explosif et faciliterait leur étude statistique. Toujours concernant les manifestations dynamiques de la granulation, il a été démontré qu’une part significative des granules se fragmentant au cours du temps forment des structures arborescentes : les TFGs (pour “Trees of Fragmenting Granules”). Un TFG (Illustration 1.1.4) consiste en une famille de granules se fragmentant successivement et ayant pour origine un unique granule. Leur durée de vie peut atteindre plusieurs heures [Roudier et al. 2003a].

Historique et résultats scientifiques

   La Coupole Tourelle, rebaptisée Lunette Jean Rösch en 2004, en l’honneur de son créateur, fut construite entre 1954 et 1961. Elle se distingue des coupoles habituelles par sa conception où le tube optique sort de la coupole, entouré d’un cimier mobile. C’est à l’instigation de B. Lyot qu’avait été entreprise dès 1943 l’étude technique d’un télescope dont le tube aurait été fermé à l’avant par une glace plane. L’idée principale était d’éviter, au voisinage de l’instrument, le mélange de masses d’air ayant des températures différentes, et éviter dans la mesure du possible la création d’écoulements turbulents sur le trajet des rayons lumineux. C’est ainsi qu’a été entreprise en 1954 la construction par l’atelier de Bagnères de Bigorre, sous la direction de J. Pageault, d’une coupole de 5 mètres de diamètre dans laquelle le cimier de fermeture se prolonge par un tube-enveloppe à l’intérieur duquel se place le tube de l’instrument. Afin de profiter des propriétés orographiques du site et d’éviter les fluctuations thermiques dues à l’observatoire, il a été décidé d’installer la nouvelle coupole sur la crête Est du Pic du Midi. Des études poussées ont été entreprises dès 1955, qui ont guidé la conception et l’installation de la Coupole Tourelle à son emplacement au sommet. On peut citer les travaux préliminaires avec un objectif de 23 cm qui avaient démontré l’excellente qualité du site concernant l’étude de la photosphère (numération et photométrie des granules, [Rösch 1959]) ainsi que l’étude sur la détérioration des images solaires par l’atmosphère [Rösch 1962], laquelle propose également des suggestions d’amélioration de l’instrument. Dès sa création, la Coupole Tourelle avait été équipée d’un objectif de 38 cm, taillé par les Frères Henri et prêté par l’Observatoire de Toulouse. Il a été utilisé pour la première fois lors de l’éclipse du 15 Février 1961. C’est également avec cet objectif qu’ont été faites des observations cinématographiques de la surface solaire de tout premier ordre, par l’équipe de Jean Rösch (A. Carlier, F. Chauveau, M. Hugon et J. Rösch) tout au long des années soixante. Citons par exemple les travaux sur les structures fines des taches solaires [Rösch 1964] ou les observations cinématographiques à haute résolution spatiale de la granulation solaire, qui ont donné à la Coupole Tourelle sa renommée mondiale [Carlier et al. 1968]. L’objectif de 38 centimètres qui avait été conçu pour des applications stellaires avait un champ trop faible pour l’étude du Soleil. A partir de 1972, Jean Rösch trouve les financements pour faire fabriquer un excellent objectif de 50 centimètres taillé par Jean Texereau qui a mis tout son savoir dans la réalisation du doublet Flint et Crown. Avec ce nouvel objectif et la conception de la coupole, de nouvelles études de la photosphère solaire étaient désormais possibles grâce à une amélioration de la résolution spatiale et une meilleure qualité optique. Afin de réduire l’échauffement du barillet de l’objectif, engendrant des contraintes sur les lentilles par dilatation différentielle, J.P. Mehltretter proposa dans les années soixante-dix de placer un anneau de tôle devant le barillet [Mehltretter 1979], anneau que nous avons d’ailleurs remplacé au cours de ma thèse par un anneau cartonné recouvert de mylar puis par un anneau en matière plastique blanche qui se sont révélés très efficaces (bonne isolation et prise au vent réduite). Les observations à haute-résolution de la surface ont ainsi continué jusqu’à aujourd’hui, bénéficiant de toutes ces améliorations et de la qualité du site. Dans le domaine de l’imagerie et de la spectroscopie, on peut citer des études sur :
• la structure fine des taches solaires [Muller 1981] ;
• la variabilité du réseau photosphérique avec l’emploi dès 1980 (une première !) d’un filtre dans la bande G (bande moléculaire du CH vers 4305-4308 Å) mettant en évidence les points brillants du réseau [Muller & Roudier 1984] ;
• la structure de la granulation et de la mésogranulation solaire : très nombreuses publications démontrant l’excellence du site, parmi lesquelles [Roudier & Muller 1987], [Muller & Roudier 1991], [Roudier et al. 1998] ; Citons également les études sur les TFGs [Roudier & Muller 2004] ;
• les travaux d’Olivier Espagnet sur la relation entre granulations et oscillation à 5 minutes [Espagnet et al. 1996] ;
• le champ magnétique et les études Doppler à haute résolution à l’aide du DPSM [Roudier et al. 2003b], [Roudier et al. 2006].

La jouvence de la LJR

   Comme nous l’avons vu, la Lunette Jean Rösch est de conception assez ancienne et sa mécanique n’a pas été modifiée depuis l’origine. De même, l’électronique de commande a subi assez peu d’améliorations, si ce n’est un système de pilotage du moteur de suivi (générateur d’impulsions pour moteur pas à pas) conçu par Paul Payssan dans les années 1980. Ainsi, la lunette a toujours été pointée à la main, à l’aide d’une raquette de commande. Le pointage se fait grâce à un système de miroir semi-transparent et lentille placés avant la cuve à eau et projetant la partie de l’image non observée sur un calque quadrillé. Ce système, bien qu’utilisé pendant des années, a ses limites puisque l’image est assez floue et que la zone observée n’est pas visible sur le calque. Le pointage d’une zone se fait par déduction en observant les emplacements des bords solaires selon chaque axe. Enfin, lorsque des PLU (Plage de Lumière Uniforme ou flats) doivent être réalisées après une observation CCD, c’est à l’utilisateur de balayer aléatoirement le Soleil en mode déplacement rapide, de manière à acquérir une série d’images disposées aléatoirement sur la surface solaire et qui, une fois moyennées, doivent constituer un champ uniforme. Cependant, la venue de CALAS nécessite des modifications et nous avons décidé d’améliorer le système d’asservissement pour les raisons suivantes :
1. Il est souhaitable de pouvoir pointer précisément une zone de coordonnées solaires connue: il est en effet indispensable dans le cadre de l’exploitation et du partage des images au sein de la communauté scientifique (via la base de données BASS2000 http://bass2000.bagn.obs-mip.fr ) de connaître précisément les coordonnées solaires du centre de l’image ;
2. Etant donné le champ étendu de CALAS et l’effet d’assombrissement centre-bord du disque solaire, il est fort probable que la méthode d’élaboration de PLU par balayage aléatoire ne donne pas de bons résultats (même si elle reste très efficace et utilisée sur des champs plus petits de l’ordre de quelques centaines de secondes d’arc). Il est souhaitable que la lunette puisse balayer la surface solaire selon une trajectoire déterminée afin d’élaborer l’image de PLU selon une méthode dérivée [Kuhn & Lin 1991] (voir page chapitre 7.2.3, page 119);
3. L’installation d’un nouvel instrument tel que CALAS et la perspective d’une exploitation d’assez longue durée nécessite l’expertise de la mécanique et notamment de l’axe de déclinaison qui souffre déjà d’un jeu non négligeable. Thierry Roudier, responsable de la LJR, et moi-même avons entamé une réflexion autour de la mécanique et de la commande de la LJR afin d’accueillir CALAS dans les conditions requises par les points ci-dessus :
Concernant les points 2 et 3, nous avons tout d’abord examiné la mécanique avec les équipes techniques du Pic du Midi. Il s’est avéré que le jeu constaté au niveau de l’axe de déclinaison était très difficilement rattrapable puisque dû à une usure notamment dans un motoréducteur commercial devenu obsolète (réducteur mécanique de la vitesse d’entraînement de l’axe de déclinaison). Ce jeu a été réduit au minimum par l’utilisation de cales dans l’attente de la réfection complète du système. En effet, une expertise menée par Driss Kouach, du bureau d’études de l’OMP, a démontré que l’axe de déclinaison actuel présentait une flèche (effet de flambage ou déformation de l’axe selon sa direction perpendiculaire) qui ne pourrait que s’accentuer au cours des prochaines années. Devant l’obsolescence du système mécanique et de la commande électrique sujettes à des pannes assez fréquentes (et normales compte-tenu de leur âge) nous avons décidé d’engager une étude technique de réfection de l’axe de déclinaison et par la même occasion de mise à niveau de l’électronique de commande.Le point 1 a conduit à la mise au point d’une caméra de pointage et de son logiciel. Le travail a été réalisé dans le cadre de deux stages par des élèves ingénieurs de l’ENIT.

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Table des matières

 Introduction
1 De la physique solaire à CALAS
1.1 La surface du Soleil et sa dynamique
1.1.1 La photosphère
1.1.2 Méthodes observationnelles
1.1.2.1 Imagerie simple
1.1.2.2 Spectrohéliographie, spectropolarimétrie
1.1.2.3 Dopplergrammes
1.1.2.4 Magnétogrammes
1.1.3 La granulation et la mésogranulation
1.1.4 La supergranulation, le réseau chromosphérique
1.2 La caméra CALAS
1.2.1 Objectifs scientifiques
1.2.2 Le cahier des charges scientifique de CALAS
1.2.3 Situation internationale du projet
2 La Lunette Jean Rösch revisitée
2.1 Historique et résultats scientifiques
2.2 Description et qualité optique
2.3 Cuve à eau
2.3.1 Historique et fonctionnement de la cuve à eau
2.3.2 Conception de la nouvelle cuve à eau
2.4 Système de guidage
2.4.1 Historique et fonctionnement
2.4.2 Principe des prismes de guidage
2.5 La jouvence de la LJR
2.5.1 Le nouvel axe de déclinaison (axe δ)
2.5.2 La nouvelle motorisation deux axes
2.5.3 La lunette de pointage
2.5.4 Étude d’un scintillomètre (moniteur de seeing)
2.5.5 Le site Internet de la LJR
3 L’optique de CALAS
3.1 Étude optique
3.1.1 Contraintes
3.1.2 Voie imagerie
3.1.3 Voie Dopplergramme et magnétogramme
3.2 Le Filtre Magnéto-Optique
3.2.1 Rappels et définitions de polarimétrie
3.2.2 Principe d’une cellule MOF
3.2.3 Principe de la modulation magnétique
3.2.4 Principe de la modulation Doppler
3.2.5 Réalisation des Dopplergrammes et magnétogrammes
3.3 Calcul du temps d’exposition
3.4 Le système d’obturation
3.4.1 Obturateurs à effet de champ
3.4.1.1 Obturateurs à cellules de Kerr et de Pockels
3.4.1.2 Obturateurs à cristaux liquides FLC
3.4.2 Obturateurs mécaniques commerciaux
3.4.2.1 Obturateurs Uniblitz et identiques
3.4.2.2 Obturateurs de récupération d’appareils 24×36
3.4.3 Étude d’un obturateur par l’IUT de Tarbes
3.5 Le banc optique et sa mécanique
3.5.1 Conception du banc optique
3.5.2 Mécanique de la caméra
4 Les capteurs CMOS et leur caractérisation
4.1 Capteurs CMOS/CCD et intérêt de la technologie CMOS
4.1.1 Principe de base d’un capteur au silicium
4.1.2 Fonctionnement d’un capteur CCD
4.1.3 Fonctionnement d’un capteur CMOS et principaux avantages
4.1.4 CMOS vs CCD : critères de choix
4.1.5 Le phénomène des franges d’interférences sur un capteur
4.2 Le capteur Fill Factory IBIS4-16000
4.3 Plan de test des détecteurs
4.3.1 Plan de classement cosmétique
4.3.1.1 Principe
4.3.1.2 Mise en oeuvre
4.3.2 Détermination du gain de conversion
4.3.2.1 Méthode du Fe55 et du Cd109
4.3.2.2 Méthode de la Variance-Moyenne (Mean-Variance Method)
4.3.3 Détermination de la linéarité
4.3.4 Détermination du Crosstalk
5 La chaîne d’acquisition
5.1 Description de l’électronique
5.1.1 Le contrôleur
5.1.2 Le système d’acquisition
5.1.3 Tests de validation du convertisseur
5.2 Description du système informatique
5.2.1 Système matériel
5.2.2 CALAS et CARUSO
6 Caméra spécifique ou caméra commerciale ?
6.1 Statut de la caméra CALAS et ses capteurs 16 Mpixels
6.2 Les détecteurs 14 Mpixels
6.2.1 Le capteur IBIS4-14000
6.2.2 La caméra FCi4-14000
6.2.3 Observations solaires avec la caméra Fci4-14000
6.2.4 Évaluation de la caméra FCi4-14000
7 Missions d’observations
7.1 Observations coordonnées (campagne JOP178 / DOT)
7.1.1 Instruments impliqués
7.1.2 Thèmes d’observations du JOP178
7.1.3 Observations au Dutch Open Telescope
7.1.4 Étude des mouvements photosphériques autour d’un filament
7.2 Observations à la LJR
7.2.1 Observations au DPSM
7.2.2 Article DPSM : ” Sub arcsec evolution of solar magnetic fields ”
7.2.3 Imagerie
7.2.4 Passage de Vénus 2004
8 Conclusion et perspectives
9 Articles
10 Annexes & Tables 
Bibliographie
Liste des publications
Conférences, écoles
Formation, encadrement, communication
Index des illustrations
Index lexical
Abstract
Résumé

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