L’instrument SOVAP

Caractéristiques générales

SOVAP était constitué de 2 instruments : Le premier était un radiomètre différentiel absolu DIARAD qui mesurait l'irradiance solaire totale (avec une précision de mesure de ± 0.1%). Cet instrument a effectué plusieurs missions sur la navette spatiale de la NASA, la plate-forme EURECA et le satellite SOHO. Le principe de cet instrument consistait en deux cavités l'une chauffée directement par le flux solaire, l'autre chauffée par effet Joule, mais masquée du soleil par un obturateur. Lorsque les températures à l'intérieur des 2 cavités étaient égales, l'énergie reçue du soleil se déduisait de la mesure du courant de réchauffage de la cavité masquée.

Des termes correctifs liés aux fuites thermiques et à la surface de chaque pupille d'entrée devaient être mesurés avec précision. Chaque cavité possédait un obturateur permettant d'exposer chaque cavité alternativement au soleil. Le second instrument était le capteur bolométrique BOS (BOlometric Sensor) qui mesurait les variations de l'irradiance solaire totale avec une fréquence de mesure de 10 secondes (alors que DIARAD effectuait une mesure absolue toutes les 3 mn). Les 2 mesures combinées permettaient de mesurer l'irradiance solaire totale avec une résolution temporelle améliorée.

Constitution

Le radiomètre absolu différentiel DIARAD (Differential Absolute RADiometer) était constitué de :

• Deux cavités, une active et l'autre utilisée comme référence, connectées au même puits de chaleur à travers des senseurs de flux de chaleur.
• Deux obturateurs permettant d'exposer chaque cavité au rayonnement solaire ou de bloquer l'entrée celui-ci.

Fonctionnement

• Une puissance électrique était appliquée à chaque cavité. La puissance électrique de la cavité active était régulée de manière à obtenir l'équilibre thermique avec la cavité de référence.
• Lorsqu'elle était ouverte, la cavité active absorbait la puissance solaire incidente.
• L'obturateur de la cavité active s'ouvrait et se fermait alternativement. La diminution de puissance électrique nécessaire pour maintenir l'équilibre durant la phase ouverte était équivalente à la quantité d'énergie solaire absorbée.
• Périodiquement, la cavité de référence était utilisée comme cavité active pour valider ses caractéristiques.

L’instrument PREMOS

Caractéristiques générales

PREMOS mesurait aussi l'irradiance solaire totale. L'instrument utilisait le même principe, mais différait par plusieurs détails, en particulier son mode opératoire pour lequel une seule cavité était exposée au soleil. Ce type de radiomètre a effectué plusieurs missions spatiales dont celle à bord de SOHO. PREMOS mesurait aussi le flux solaire dans 5 canaux : deux dans l'UV correspondants aux domaines spectraux caractéristiques de la photochimie de l'ozone, un dans le visible et deux dans l'infrarouge. Ces mesures ont été utilisées pour des analyses héliosismologiques et comparées avec celles de SODISM aux mêmes longueurs d'onde. Picard a utilisé les radiomètres conçus selon la même configuration instrumentale que ceux de l’instrument VIRGO embarqué à bord de SOHO. Les missions d’observation du Soleil emportant un radiomètre ont été planifiées afin d’assurer la continuité et la comparaison des mesures.

Constitution

PREMOS était constitué des instruments suivants :

• Un radiomètre absolu différentiel destiné à la mesure de la constante solaire comme SOVAP.
• Un ensemble de trois photomètres à cinq canaux observant à 215, 268, 535, 607 et 782 nm.
  Ces trois photomètres ont permis de pallier une éventuelle dégradation des filtres interférentiels sélectionnant les domaines spectraux.

L’instrument SODISM

Caractéristiques générales

SODISM était un télescope de 11 cm de diamètre doté d'un CCD de 2048x2048 pixels utiles. La précision relative des mesures pour atteindre les objectifs scientifiques était de quelques millisecondes d'arc à 3 par image. L'incertitude était essentiellement liée à la pixellisation. Son effet a été diminué par intégration (par orbite, par jour...) en raison des constantes de temps attendues du développement de l'activité solaire, permettant d'atteindre l’objectif d'une milliarcseconde.

La précision attendue des mesures reposait sur une très grande stabilité dimensionnelle qui était assurée par l'utilisation de matériaux stables (Invar et carbone-carbone pour la structure, Zerodur pour les miroirs) et une régulation thermique précise (1°C) de l'ensemble de l'instrument. Le détecteur a aussi été régulé en température (0.1°C) afin que la dimension des pixels puisse demeurer constante. Néanmoins, pour pallier toute évolution des caractéristiques métriques de l'instrument, une référence angulaire a été incluse dans l'instrument. Quatre prismes étaient utilisés formant quatre images auxiliaires placées dans chaque coin du CCD.

La distance entre un point du limbe de l'image solaire centrale et le point correspondant de l'image secondaire ne dépendait que de l'angle du prisme et de la température qui était mesurée avec la précision appropriée. Ces mesures permettaient de contrôler la relation entre la distance angulaire de deux points sur le Soleil et la distance de leur image sur le CCD. Le diamètre solaire a été référencé aux distances angulaires de doublets d'étoiles afin que les mesures qui étaient effectuées dans quelques décennies référencées aussi aux mêmes doublets, permettent d'évaluer l'évolution à long terme de notre astre. Ces doublets ont été identifiés grâce au catalogue Hipparcos. Leurs positions ont dû être corrigées de leur mouvement propre grâce à l'utilisation des futures missions astrométriques.

Constitution

SODISM (SOlar Diameter Imager and Surface Mapper) était constitué de :

• Un télescope, placé dans une structure en carbone-carbone stabilisé en température, de 11 cm de diamètre,
• Un obturateur placé devant les filtres afin de leur éviter un vieillissement prématuré,
• Deux roues porte-filtres, permettant d'obtenir les combinaisons nécessaires aux fonctions de mesure et d'étalonnage,
• Un couvercle avec verrouillage au lancement,
• Un CCD de 2048 x 2048 pixels utiles (CCD-EEV 42-80 : détecteur de 13.5 µm).

Le pointage de l'instrument était assuré par deux dispositifs :

• Le miroir primaire actif,
• Un télescope guide qui pilote le pointage du satellite.

Schéma optique

Après une fenêtre d'entrée qui limite à 5% l'énergie pénétrant dans l'instrument, on obtenait une image du soleil sur le détecteur CCD grâce à un télescope de type Cassegrain (image jaune). Les photons solaires étaient spectralement sélectionnés grâce à des filtres interférentiels placés sur un mécanisme mobile. Un obturateur non représenté sur la figure définissait le temps d'exposition. Pour contrôler la stabilité de l'instrument, un système de quatre prismes était placé derrière la lame d'entrée. Il fournissait quatre images secondaires dans chaque coin du détecteur. Un point du limbe de cette image et son correspondant dans l'image secondaire étaient séparés sur le CCD d'un nombre de pixels qui ne dépendait que de l'angle du prisme et de la température. Un filtre interférentiel évitait les effets chromatiques. Une partie du faisceau correspondant était interceptée et se plaçait sur quatre diodes qui permettaient de centrer l'image solaire sur le CCD en agissant sur la position du miroir primaire.

Instrument au sol MISOLFA

Objectifs

Lorsqu'une mesure optique était effectuée du sol, les photons issus d'une source comme une étoile ou le soleil subissaient les effets de la diffusion par les molécules de l'atmosphère et les effets de la turbulence.
Ces effets conduisaient à un étalement du bord solaire et pouvaient affecter sa valeur ainsi que ses variations.
C'est pourquoi, l'objectif de MISOLFA était, dans un premier temps, de préciser et de quantifier les effets de la turbulence atmosphérique sur la mesure au sol du diamètre par les instruments DORaySOL et SODISM II et, dans un second temps, de valider les méthodes de correction de ces effets perturbateurs.

Pour cela, l'instrument MISOLFA a mesuré l'ensemble des paramètres optiques permettant de qualifier les conditions d'observation dans lesquelles ont été réalisées les mesures. Ces paramètres étaient le paramètre de Fried r₀, l'échelle externe de cohérence spatiale L₀, le domaine d'isoplanétisme ₀, le(s) temps caractéristique(s) d'évolution du front d'onde ₀ et le profil vertical de la turbulence C_n²(h).
 

Fonctionnement

La conception de MISOLFA était fondée sur l'analyse statistique des fluctuations des angles d'arrivée définis comme la pente en chaque point du front d'onde dégradé arrivant sur la pupille. Dans le cas des conditions diurnes, ces fluctuations étaient mises en évidence à partir de l'observation du bord solaire. Pour cela, deux voies de mesures (voir schéma optique) étaient prévues :

• À voie directe où l'image du soleil était formée sur une caméra CCD avec le grandissement approprié. Cette voie permettait l'estimation des paramètres de cohérence spatiale du front d'onde (paramètre de Fried, échelle externe et domaine d'isoplanétisme) ainsi que les profils de turbulence.
• La seconde voie (voie pupille) qui consistait à former l'image de la pupille à travers un diaphragme placé au bord solaire, servait au moyen de capteurs photoélectriques (photodiodes) à estimer les paramètres temporels du front d'onde.

L'instrument a été placé sur le plateau de Calern (France).
 

Mise en œuvre

Une étude par simulation numérique du comportement du point d'inflexion du bord solaire (position, précision ...) en fonction des conditions d'observation a été entreprise. Cette étude a pris en compte l'effet des paramètres optiques (paramètres r₀ et L₀) mesurés par MISOLFA ainsi que l'effet induit par chaque couche turbulente présente lors des observations (profil de turbulence C_n²(h)).

La détermination du diamètre a nécessité la mesure de l'intensité lumineuse en des points diamétralement opposés de l'image du solaire, qui ont subi des perturbations a priori indépendantes dues à l'atmosphère. Afin de confirmer ou d'infirmer cette hypothèse, une étude spécifique a analysé les corrélations basses fréquences (liées à L₀ et à ₀) pouvant éventuellement persister en ces points, ainsi que leurs effets sur la mesure du diamètre.

Les résultats de ces études devaient permettre d'aborder l'objectif suivant qui était l'élaboration de modèles pouvant expliquer les effets induits par la turbulence sur les mesures au sol. Ces modèles étaient nécessaires pour évaluer les effets induits par la turbulence atmosphérique et les corrections éventuelles à apporter aux mesures. L'application des diverses corrections déduites des simulations numériques a ensuite été faite aux données issues de DORaySOL après que MISOLFA les avoir observées à ses côtés (2006 - 2007), puis à celles de SODISM II (2008 et plus tard).

La dernière étape a été mise en œuvre après le lancement du satellite Picard lorsque les mesures du diamètre solaire hors atmosphère furent disponibles. Elle a consisté à appliquer les corrections envisagées aux mesures au sol, à les comparer aux mesures en orbite pour valider ces corrections et évaluer leur efficacité.