Reconstitution de la ligne de visée à partir des barycentres de la voie asterosismologie

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Les spécifications scientifiques de la voie exoplanètes

Pour obtenir un nombre significatif de détections, CoRoT doit observer environ 60000 étoiles de la séquence principale pendant 150 jours (Baglin, 2002). Ce qui constitue le programme principal. Ces observations photométriques doivent atteindre un niveau de bruit inférieur à 700 ppm pour un temps d’intégration de 1 h pour une étoile de magnitude mv = 15.5 et de type spectral K0 (température effective 4500 K).
Pour les étoiles plus brillantes que la magnitude mv = 14, la photométrie doit être réalisée dans trois couleurs représentant 30%, 30% et 40% de l’énergie reçue. Elles sont considérées respectivement comme une photométrie bleu, verte et rouge.

Le profil de mission CoRoT

Le satellite CoRoT a été lancé avec succès le 27/12/2006 (14 :23 UT) par un lanceur Soyouz-2.1b à partir du cosmodrome de Baikonur. Il a été inséré en orbite basse du type LEO (Low Earth Orbit) pour une mission qui doit durer au moins deux ans et demie. Une orbite à la fois polaire, circulaire et inertielle a été sélectionnée (inclinaison de 90°), à une altitude nominale de 896 km. La période orbitale mesurée post-lancement est de 6184 sec ( 1 h 43).
Le plan de l’orbite est donc fixe par rapport aux étoiles et CoRoT observe dans un cône de 10° dans la direction perpendiculaire à ce plan, il n’y a donc pas d’occultation de la Terre. Dès que le Soleil arrive dans le plan de l’orbite le satellite opère une rotation de 180° et observe alors dans la direction opposée pour les six mois suivants. Les deux directions d’observation de CoRoT ainsi définies sont dans le plan de l’écliptique, et correspondent aux ascensions droites de 6h50 en hiver et 18h50 en été. Ces directions sont voisines du centre et de l’anti-centre galactique donc des régions fortement peuplées d’étoiles (voie lactée), idéales pour la recherche de planètes qui nécessite d’observer un maximum d’étoiles.
Chaque demi-année d’observation se décompose dans une grande séquence d’observation de 150 jours qui constitue le programme central et en une séquence plus courte de 20 jours qui constitue le programme exploratoire (Figure 2-6).

L’optique

L’optique de CoRoT est composée de trois éléments, un baffle dont le rôle est de limiter la lumière parasite, un télescope qui collecte les photons et un objectif qui focalise les photons sur les CCDs (Perruchot, 2004).

Le baffle

Lors des observations, CoRoT aura toujours le soleil à plus de 90° de l’axe de visée. En revanche la principale source de lumière parasite est la lumière réfléchie par la Terre. Dans le cas idéal où la direction de visée est exactement perpendiculaire à l’orbite, le limbe de la Terre est à 30° de la ligne de visée. Mais dès qu’on s’en écarte, cet angle diminue et l’instrument est plus sensible à la lumière diffusée par la Terre. Pour minimiser cette lumière parasite, le baffle optique limite le cône de visibilité de l’instrument par des diffusions multiples.

Au-delà de 20° le taux de réjection du baffle et de 10-11, il est de 10-12 au-delà de 40°. Des simulations en prenant en compte ces taux de réjection mesurés par le CSL (Centre Spatiale de Liège) ont abouti à des niveaux maximum de l’ordre de 1 e-/px/sec. Les mesures réalisées pour des dépointages pire cas ont montrées une amplitude orbitale plus petite que 6 e-/px/sec. Pour les trois séquences d’observation l’amplitude orbitale est de l’ordre de 0.3 e-/px/sec.

Le télescope

CoRoT est constitué d’un télescope afocal à deux miroirs (Figure 2-8). La lumière des étoiles provenant de l’infini n’est donc pas focalisée par ce télescope, il se contente de concentrer la lumière en réduisant le diamètre du faisceau. Cette optique présente un intérêt pour la sensibilité à la lumière parasite. Entre les deux miroirs, il existe un plan où les faisceaux sont focalisés, c’est le foyer des deux miroirs. Nous pouvons placer dans ce plan un diaphragme de champ qui permet de ne laisser passer que les photons qui proviennent réellement de la direction du champ d’observation et ainsi de réduire considérablement la lumière parasite.

La surface de la pupille d’entrée, qui est matérialisée par un diaphragme d’entrée placé dans le plan conjugué à l’entrée de l’objectif dioptrique, est de 583,9 cm², soit un diamètre équivalent de 27,26 cm. Cette surface permet de récolter suffisamment de photons pour atteindre les performances radiométriques requises. On notera qu’une variation de surface du diaphragme d’entrée est directement liée à une variation de la surface de la pupille d’entrée et à une variation du flux reçu par les détecteurs.

Les réglages optiques ayant été faits à 20° au sol, il est nécessaire de tenir cette température en vol. Cette régulation permet aussi de minimiser les effets thermo élastiques sur la structure pouvant induire des déformations des images. Sept lignes de régulations sont utilisées. Elles sont situées sur les barres reliant les plateaux supports et sur ces derniers. Ce système permet d’avoir une température de fonctionnement du télescope comprise entre 18 et 22°C sur l’ensemble de la mission et une stabilité de l’ordre de ±0,2 K sur une orbite (dans le pire cas d’éclipse).

L’objectif dioptrique

Comme nous venons de le voir, le premier élément de cet objectif dioptrique est le diaphragme d’entrée. Il est en invar pour garantir une stabilité sa surface à la température. Ensuite il est composé de six lentilles dont le rôle est de faire une image du ciel sur le plan focal et de corriger au mieux les aberrations de l’afocal. Son optimisation permet de le rendre très peu sensible à la thermique. La focale de cet objectif est de 1200 mm pour une ouverture à f/4.

Le bloc focal

Le bloc de focal CoRoT contient quatre CCDs ainsi qu’un prisme placé au-dessus des deux CCDs EXO visible sur la Figure 2-9. Il est le dernier élément d’optique avant les CCDs. Ce bloc focal est séparé en deux parties pour répondre aux besoins spécifiques de chacune des voies ASTERO et EXO, deux CCDs étant dédiés à chacune d’elles (Figure 2-10).

La voie ASTERO présente la particularité d’être défocalisée. Cette défocalisation de 760 µm en intra-focal permet d’atteindre les performances requises en stabilité photométrique, homogénéité des images dans le champ et non-saturation des CCDs. Du coté de la voie EXO, le prisme a pour effet de disperser la lumière et donne ainsi accès à une information chromatique sur la photométrie. Les CCDs EXO sont dans le plan focal de l’instrument (Figure 2-10).

Le bloc focal est refroidi par un lien thermique passif qui le relie à un radiateur. Ce radiateur, qui doit toujours être dans l’ombre du satellite, évacue les calories accumulées par le bloc focal et permet de descendre les CCDs à une température de – 40°C. Une régulation fine permet par le biais d’une chaufferette de minimiser les oscillations de température à la période orbitale et d’atteindre une stabilité de ±5 mK.

L’électronique et la case à équipement

L’architecture électrique doit permettre de gérer l’ensemble de l’instrument : l’acquisition des images, la régulation thermique de l’instrument, et le traitement des données (Epstein, 2004). C’est la plate-forme PROTEUS qui fournit l’alimentation électrique (grâce à ses panneaux solaires), et qui gère la télémétrie (la transmission vers le sol des informations utiles : scientifiques et techniques).

Onze boîtiers électroniques placés dans la case à équipement (Figure 2-11) sont nécessaires. Ils sont placés, selon leur sensibilité, dans des zones où la température est plus ou moins stable. Nous distinguons deux chaînes photométriques complètes et indépendantes qui pilotent chacune un CCD dédié à l’asterosismologie et un CCD dédié à la recherche d’exoplanètes (encadrée en bleu et en vert sur la Figure 2-12). Cette redondance permet en cas de défaillance de l’un des boîtiers, de garder au moins la moitié du champ exploitable et de poursuivre les deux programmes scientifiques.

Chaque chaîne se compose en quatre éléments : une électronique de proximité (EP) chargée d’amplifier le signal vidéo, un boîtier de contrôle caméra (BCC) qui numérise le signal vidéo et qui commande les CCDs, un ensemble de traitement numérique (DPU) chargée de faire la photométrie à bord, et un boîtier de servitude (BS2) chargé de la synchronisation, du contrôle thermique et du système d’étalonnage en vol.

La photométrie d’ouverture fixe

En tant que photomètre CoRoT doit collecter les photons qui tombent sur ses détecteurs CCD à chaque pose, traiter ces données et en déduire le flux provenant de chaque cible observée.

Adda (2000) a fait une étude photométrique préparatoire de la mission CoRoT. Dans son travail elle a évalué les diverses méthodes de photométrie CCD et leurs conséquences sur la charge du DPU et la précision des résultats. Les méthodes étudiées ont été celles par ajustement de PSF (point spread function) et par ouverture variable et fixe.

La photométrie par ajustement consiste à ajuster un modèle de l’image de l’étoile sur l’étoile. L’image d’une étoile étant en fait la PSF de l’instrument, nous parlons d’ajustement de PSF (ou de fit de PSF). Cette méthode repose en grande partie sur la connaissance de cette PSF qui varie dans le champ, il est donc nécessaire de disposer d’un modèle pour chaque étoile. La détermination de ce modèle peut se faire par une approche analytique à l’aide d’un modèle mathématique mais qui est limité dès que la forme de la tache devient complexe. Une deuxième méthode consiste en une approche empirique basée sur les images observées et la résolution d’un problème inverse. Une fois ce modèle connu, l’ajustement peut se faire par la méthode classique des moindres carrés.

L’avantage principal de cette méthode est qu’elle suit l’étoile sur le CCD et n’est donc pas sensible à son déplacement. Elle est, de ce point de vue, performante en particulier pour les étoiles faibles. Mais ses défauts principaux sont sa demande importante en temps de calcul et sa complexité d’implémentation.

La photométrie d’ouverture consiste à sommer simplement les intensités des pixels des étoiles. Il suffit de définir les pixels qui appartiennent à l’étoile, où plutôt ceux qui contiennent plus de signal venant de l’étoile que de bruit ou de signal parasite. Cela revient à définir un masque photométrique qui permet de sommer tous les pixels qui sont contenus dans son intérieur.

Nous pouvons nous demander si pour calculer une courbe de lumière ce masque doit être réévalué à chaque point ou s’il doit être déterminé une fois pour toutes. Les limites d’un masque fixe se font sentir quand la tache image se déplace, ce qui est le cas sur un instrument spatial où le jitter du satellite déplace constamment l’étoile sur le CCD. Certains pixels utiles peuvent alors sortir du masque et introduire un bruit important dans la photométrie, ce que nous appelons les effets de bord. Si nous recalculons le masque à chaque fois, nous avons l’avantage de suivre l’étoile qui se déplace sur le CCD, ce qui limite le bruit de jitter mais en contrepartie la surface du masque n’est pas constante et les calculs du logiciel vol sont plus délicats.

Adda (2000) en tenant compte des spécifications de performance de l’instrument est arrivée à la conclusion que l’ouverture fixe était le meilleur compromis entre simplicité de mise en œuvre et performance photométrique. Nous tirons ainsi les conséquences directes de ce choix, les problèmes de définition des masques fixes et de la correction photométrique de l’effet du jitter.

Les traitements scientifiques des données

Le logiciel de vol

Son rôle est de recevoir, de traiter et de transmettre les données scientifiques et techniques. Le logiciel est dédoublé sur deux DPUs indépendants, un sur chaque chaîne photométrique. Il interagit avec le BEX correspondant, le système de pointage (AOCS – Attitude and Orbit Control System) et les gestionnaires de télécommandes (TC) et de télémesures (TM) (Plasson & Pontet, 2004).

Le logiciel de vol assume plusieurs tâches qui sont :

La réception, le décodage et la mise en œuvre des télécommandes en provenance de PROTEUS ;

La configuration et la gestion du BEX en accord avec les TCs reçues ;

Le traitement des données scientifiques en provenance du BEX (ASTERO et EXO) ;

Le calcul des erreurs de pointage sur les données ASTERO et leurs transmissions à l’AOCS ;

Le formatage et l’envoie des TMs techniques et scientifiques à Sa mise à jour en vol par le biais des TCs.

Le débit de la télémétrie ne permet pas de transmettre toutes les images pour faire les calculs au sol, seules les courbes de lumière sont transmises systématiquement. Sous certaines conditions des imagettes sommées autour d’étoiles intéressantes peuvent être également transmises. Pour faire cela, le logiciel s’appuie sur des paramètres fournis par TCs comme les masques photométriques, le nombre d’images à sommer, le type de traitement à effectuer, etc…

Les traitements bord de la voie asterosismologie

Lors d’une observation, cinq étoiles cibles sont étudiées par CCD, la totalité de la surface du détecteur n’est donc pas utilisée. Pour gagner du temps lors de la lecture des CCDs on ne lit que des fenêtres de 50×50 pixels autour de chaque étoile ainsi que des fenêtres binnées de fond de ciel placées à proximité de chaque étoile. Cela représente un total de 10 fenêtres sur l’ensemble du CCD.

Le plan des CCDs est défocalisé de manière à étaler le flux sur environ 500 pixels. L’avantage de cette défocalisation est d’augmenter la précision photométrique, en répartissant le flux sur un grand nombre de pixels. Nous moyennons ainsi leurs différences de sensibilité et cela diminue les variations de flux lorsque la tache image se déplace sur le CCD. La surface de cette tache résulte d’un compromis entre cette stabilité et le bruit de lecture qui augmente avec la racine carrée du nombre de pixels de la tache.

Un autre avantage issu de cette tache image étalée est la précision des mesures des positions des étoiles. La voie ASTERO doit fournir la position du satellite à la boucle d’asservissement d’attitude de la plateforme. CoRoT est ainsi le capteur de position de la boucle. Il doit pour cela effectuer les calculs d’écartométrie, c’est-à-dire, les différences entre les angles de la ligne de visée de consigne et celle effective. Ces écarts sont déduits des mesures des barycentres des deux étoiles les plus brillantes du champ observé.

Le calcul de la courbe de lumière est effectué à bord par le logiciel de vol au fur et à mesure que les images arrivent. Chaque seconde, le logiciel de vol nécessite en entrée une fenêtre étoile, la fenêtre de fond associée (binnée) et la fenêtre d’offset. Il utilise également un masque adapté à l’étoile. L’offset est évalué en prenant la moyenne de la fenêtre d’offset. Le fond est évalué en soustrayant l’offset à la fenêtre de fond puis en divisant la moyenne de ce fond par le taux de binning. La photométrie est calculée selon la formule suivante : D( k ) O ( k) f m ( k )I ( x , y , k ) O ( k ) * M ( x, y) Tbin x , y.

Où x et y représentent la position du pixel dans la fenêtre, k l’indice de l’image, I(x,y,k) est l’intensité de chaque pixel, D(k) est la moyenne du fond de ciel mesuré, O(k) est la moyenne d’offset, Tbin est le taux de binning, et M(x,y) est le masque (ensemble de zéros et d’uns).

Ce calcul est fait toutes les secondes à la fin de la pose. Seules les données de flux fm(k) sont transmises au sol avec les différents paramètres qui les caractérisent, à savoir le barycentre de l’étoile dans la fenêtre, la position de la fenêtre sur le CCD, les niveaux de fond de ciel et d’offset utilisés pour le calcul du flux et une référence de temps.

On remarque qu’il n’y a pas de filtre dans l’optique de l’instrument, la mesure du flux se fait sur toute la bande passante de l’instrument (400-950 nm).

Outre cela, des images fenêtrées (les imagettes) sont également sommées à bord pendant 32 sec, et toutes les 32 sec une image par fenêtre est renvoyée au sol. Ces imagettes sont utiles à plusieurs traitements, notamment le calcul de PSFs à haute résolution des cibles (Pinheiro da Silva, 2006) utilisées dans les corrections photométriques du jitter et les calculs des masques optimum.

Les traitements bord de la voie exoplanètes

Lors d’une observation, environ 6000 étoiles cibles sont mesurées par CCD, la totalité de la surface du détecteur dans ce cas est donc utilisée. Alors contrairement à la voie ASTERO la totalité du CCD est lue.

Le plan des CCDs est focalisé et un bi-prisme placé à l’entrée du bloc focal disperse la lumière. La PSF s’étale sur une soixantaine de pixel. La présence du bi-prisme empêche en revanche la mesure directe des barycentres des étoiles car la notion de position pour ces PSFs est très ambiguë. De plus, le SSB (rapport signal sur bruit) est trop bas pour offrir des mesures satisfaisantes des positions des cibles.

Le prisme permet d’obtenir un spectre de chaque étoile d’une quinzaine de pixels (Figure 2-16). Si le flux le permet, pour les étoiles de mv<14, ce spectre est séparé en deux parties. On considère comme bleue la partie du spectre représentant au moins 30% du flux le plus bleu, et comme rouge la partie du spectre représentant au moins 40% du flux le plus rouge. Un pixel au moins doit séparer les couleurs rouge et bleue. Les frontières entre les deux flux dits rouge et bleu ne sont pas prédéfinies et dépendent donc du type spectral de l’étoile et de la position de l’étoile sur le CCD. Pour les étoiles plus faibles la couleur bleue est trop bruitée pour que la mesure ait un sens.

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Table des matières

1 INTRODUCTION
2 LA MISSION COROT
2.1 LES OBJECTIFS SCIENTIFIQUES
2.1.1 L’asterosismologie
2.1.1.1 Les oscillations et la détection de fréquence
2.1.1.2 Les spécifications scientifiques de la voie asterosismologie
2.1.2 La recherche d’exoplanètes
2.1.2.1 La détection de planètes par CoRoT
2.1.2.2 Les spécifications scientifiques de la voie exoplanètes
2.2 LE PROFIL DE MISSION COROT
2.3 L’INSTRUMENT COROT
2.3.1 L’optique
2.3.1.1 Le baffle
2.3.1.2 Le télescope
2.3.1.3 L’objectif dioptrique
2.3.2 Le bloc focal
2.3.3 L’électronique et la case à équipement
2.4 LA PHOTOMETRIE D’OUVERTURE FIXE
2.5 LES TRAITEMENTS SCIENTIFIQUES DES DONNEES
2.5.1 Le logiciel de vol
2.5.1.1 Les traitements bord de la voie asterosismologie
2.5.1.2 Les traitements bord de la voie exoplanètes
2.5.2 Les traitements sol de niveau N0 → N1
2.5.2.1 Traitements des courbes de lumière ASTERO (TAS)
2.5.2.2 Traitements des courbes de lumière EXO (TEX)
3 CORRECTION PHOTOMETRIQUE DU JITTER
3.1 VOIE ASTEROSISMOLOGIE
3.1.1 Introduction
3.1.2 Méthode
3.1.2.1 Surface de correction calculée par modèle de PSF
3.1.2.2 Surface de correction calculée par corrélation des signaux
3.2 VOIE EXOPLANETES
3.2.1 Introduction
3.2.2 Méthode
3.2.2.1 Surface de correction calculée par modèle de PSF
3.2.2.2 Spectre intégré
3.2.2.3 Surface de correction calculée par corrélation des signaux
3.3 RESULTATS DES SIMULATIONS
3.3.1 Voie asterosismologie
3.3.1.1 Correction du jitter
3.3.2 Voie exoplanètes
3.3.2.1 Correction du jitter
3.4 BANC DE TEST COROT
3.4.1 Réduction de donnés sur le banc de test CoRoT
3.4.2 Validation de la correction du jitter sur le banc de test
3.5 DISCUSSION DU CHAPITRE
4 RECONSTITUTION DE LA VARIATION DES BARYCENTRES
4.1 INTRODUCTION
4.2 MÉTHODE
4.2.1 Reconstitution de la ligne de visée à partir des barycentres de la voie asterosismologie
4.2.2 Reconstitution du jitter de la voie exoplanètes à partir de la ligne de visée
4.2.3 Reconstitution du jitter de la voie asterosismologie à partir de la ligne de visée
4.3 DISCUSSION DU CHAPITRE
5 CALCUL DES MASQUES PHOTOMETRIQUES DE LA VOIE ASTEROSISMOLOGIE
5.1 INTRODUCTION
5.2 MÉTHODE
5.2.1 Calcul du masque grossier basé sur l’image plein cadre
5.2.2 Calcul du masque fin basé sur la PSF haute résolution
5.3 RESULTATS DES SIMULATIONS DE MASQUES
5.3.1 Résultats de masque grossier
5.3.1.1 Etoile cible brillante
5.3.1.2 Etoile cible faible
5.3.1.3 Résumé des résultats des masques grossiers
5.3.2 Résultats de masque fin
5.3.2.1 Etoile cible brillante
5.3.2.2 Etoile cible faible
5.3.2.3 Résumé des résultats des masques fins
5.4 DISCUSSION DU CHAPITRE
6 VALIDATION DES METHODES AVEC LES DONNEES DE VOL
6.1 VALIDATION DE LA CORRECTION DU JITTER SUR LES DONNEES MOST
6.1.1 Réduction de données de l’étoile HD61199
6.1.2 Validation de la correction du jitter sur l’étoile HD61199
6.2 VALIDATION DE LA CORRECTION DU JITTER SUR LES DONNEES COROT
6.2.1 Caractérisation du dépointage du satellite
6.2.2 Validation des masques photométriques de la voie ASTERO
6.2.3 Validation de la reconstitution de la variation de barycentres
6.2.3.1 Résultats de reconstitution de la ligne de visée du satellite
6.2.3.2 Validation de la reconstitution du jitter de la voie ASTERO
6.2.3.3 Validation de la reconstitution du jitter de la voie EXO
6.2.4 Validation de la correction du jitter
6.2.4.1 Voie asterosismologie
6.2.4.2 Voie exoplanètes
6.3 DISCUSSION DU CHAPITRE
7 CONCLUSIONS
ANNEXES
I. PSF A HAUTE RESOLUTION DE LA VOIE ASTEROSISMOLOGIE
II. PSF A HAUTE RESOLUTION DE LA VOIE EXOPLANETES
BIBLIOGRAPHIE