Observatoire de Paris Institut national de recherche scientifique français Univerité Pierre et Marie Curie Université Paris Diderot - Paris 7

L’instrument CoRoT

vendredi 14 novembre 2014, par Annie Baglin


L’instrument est composĂ© d’un tĂ©lescope (collecteur afocal Ă  2 miroirs hors d’axe), d’une camĂ©ra grand champ fonctionnant dans le visible, d’une case Ă  Ă©quipements (Ă©lectroniques analogiques et numĂ©riques) et d’un logiciel de vol en charge des traitements de photomĂ©trie d’ouverture, de la fourniture Ă  la plate-forme de donnĂ©es d’écartomĂ©trie (mode de pointage fin) et de la gestion des tĂ©lĂ©commande et tĂ©lĂ©mĂ©trie.

Schéma de l'instrument avec ses principaux sous sytèmes
SchĂ©ma de l’instrument avec ses principaux sous sytèmes

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Le télescope

DĂ©veloppĂ© sous la responsabilitĂ© du LAM, il comprend :

  • Un collecteur afocal, constituĂ© de deux miroirs paraboliques hors d’axe (diamètre de la pupille : 27 cm).
  • Un baffle externe cylindrique, destinĂ© Ă  stopper la lumière parasite terrestre, importante en orbite basse. Ses performances sont tout Ă  fait exceptionnelles (coefficient d’attĂ©nuation moyen de 10-13) . Le flux rĂ©siduel au niveau du plan focal est infĂ©rieur Ă  0.6 photons/pixel/seconde et est nĂ©gligeable dans le signal recueilli.
  • Un obturateur, destinĂ© Ă  protĂ©ger l’instrument pendant les opĂ©rations de lancement et utilisĂ© contre l’éblouissement solaire en phase d’acquisition initiale. Il est ouvert en cours de recette en vol et ne peut plus ĂŞtre refermĂ©.

La caméra

DĂ©veloppĂ©e sous la responsabilitĂ© du LESIA. Elle est composĂ©e :

  • du bloc focal (BF), portant les 4 matrices CCD de 2048 x 4096 pixels. Chaque CCD couvre 1,7 degrĂ© carrĂ© sur le ciel. Les CCD travaillent en mode MPP et sont rĂ©gulĂ©s autour de -40°C, rĂ©duisant le niveau d’obscuritĂ© Ă  une valeur très faible (<1 e-/pixel/s). Les dĂ©tecteurs utilisĂ©s (CCD EEV Ă  transfert de trame, amincis, Ă©clairĂ©s par l’arrière) n’avaient jamais volĂ©. Les dĂ©tecteurs ont Ă©tĂ© triĂ©s et calibrĂ©s au laboratoire.
    C’est Ă  ce niveau que sont distinguĂ©es les deux « voies » de l’instrument, grâce Ă  une focalisation diffĂ©rente : la voie « Ă©toiles faibles » aussi appelĂ©e voie exoplanètes observant un grand nombre d’étoiles faibles en mĂŞme temps et la voie « Ă©toiles brillantes » aussi appelĂ©e voie sismologie observant seulement 10 Ă©toiles brillantes simultanĂ©ment.
    Un prisme, installĂ© devant les dĂ©tecteurs sur la voie « Ă©toiles faibles » rĂ©alise une dĂ©composition spectrale de la lumière Ă  très basse rĂ©solution (R 4) et permet d’observer simultanĂ©ment dans 3 bandes « colorĂ©es ».
  • de l’objectif dioptrique (OD), destinĂ© Ă  focaliser la lumière incidente (f=1200 mm), ainsi qu’à corriger les aberrations gĂ©omĂ©triques introduites par l’afocal. Le corps de l’objectif dioptrique est en titane et constituĂ© de 6 barillets porte-lentilles.
La caméra grand champ
La caméra grand champ

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  • de deux boĂ®tiers Ă©lectroniques de proximitĂ© fixĂ©s sur le blindage calculĂ© pour pouvoir Ă©liminer totalement les Ă©lectrons et les protons d’énergie infĂ©rieure Ă  50 MeV.
  • des Ă©lĂ©ments de contrĂ´le thermique du bloc focal, qui assurent une stabilitĂ© en tempĂ©rature des CCD meilleure que 0.015 degrĂ©s (0-crĂŞte) sur l’orbite.

La case Ă  Ă©quipements

DĂ©veloppĂ©e sous la responsabilitĂ© du LESIA. C’est une structure Ă  4 panneaux qui supporte tous les composants associĂ©s Ă  l’instrument :

Les éléments de contrôle thermique

La partie supĂ©rieure de la case est dotĂ©e d’un système de rĂ©gulation thermique et les Ă©lĂ©ments thermiquement sensibles : Ă©lectronique vidĂ©o et tĂ©lĂ©mĂ©tries analogiques, y sont regroupĂ©s. Les boĂ®tiers correspondants sont posĂ©s sur des rĂ©partiteurs thermiques en aluminium (masse : 25 kg), reliĂ©s Ă  des radiateurs. Ils sont maintenus Ă  une tempĂ©rature rĂ©gulĂ©e de façon passive, par inertie thermique, Ă  ± 0.15°C sur l’orbite. La partie infĂ©rieure de la case n’assure qu’une rĂ©gulation Ă  ± 4°C.

Les Ă©lectroniques de traitement scientifique

Elles sont constituées, pour chacune des deux chaînes, d’un boîtier de contrôle caméra, d’un extracteur et d’un processeur de vol.

Les boîtiers électroniques de servitude

Ils ont pour fonctions l’acquisition des télémétries analogiques à destination de l’instrument, la synchronisation et le contrôle thermique.

Le logiciel de vol

Il est divisé en deux parties. Le "Primary Boot Software" (PBS) et le "APlication Software" (APS).

Le PBS

Les fonctions principales du PBS sont :

  • Initialiser le DPU (Digital Process Unit) au dĂ©marrage,
  • Collecter et fournir l’état de la tĂ©lĂ©mĂ©trie,
  • Reçevoir et exĂ©cuter les tĂ©lĂ©commandes de bas niveau,
  • Collecter et transfĂ©rer les donnĂ©es vers la mĂ©moire de la plateforme,
  • DĂ©marrer et contrĂ´ler l’APS,
  • VĂ©rifier l’état de santĂ© des divers composants et gère les erreurs.
L’APS

Les fonctions de l’APS sont :

  • Extraire le signal photomĂ©trique,
  • Reçevoir et interprĂ©ter les tĂ©lĂ©commandes,
  • TransfĂ©rer les donnĂ©es scientifiques vers la mĂ©moire de la plateforme.
Un boîtier contenant le processeur de bord de l'instrument
Un boĂ®tier contenant le processeur de bord de l’instrument

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L’APS traite chaque seconde les données issues de 5 étoiles, soustrait le zéro de l’électronique ainsi que le fond de ciel. Chaque 32 secondes il traite les données de 6000 objets venant de la voie exoplanète, dont 5720 étoiles et 200 mesures du fond de ciel. Il utilise les mesures de position de deux cibles des voies sismologie pour effectuer les calculs d’écartométrie. En mode pointage fin (mode mission), l’information écartométrique est fournie à la plate-forme pour le contrôle d’attitude chaque seconde.

Le rôle du LESIA dans la construction de l’instrument

Les responsabilitĂ©s du LESIA dans le dĂ©veloppement ont Ă©tĂ© : spĂ©cifications, tri et calibration des dĂ©tecteurs de vol, intĂ©gration de la camĂ©ra, spĂ©cification et tests de l’électronique de lecture des dĂ©tecteurs et de l’électronique de servitude, spĂ©cification et tests du logiciel de vol, spĂ©cifications et dĂ©veloppement des logiciels d’intĂ©gration et des logiciels opĂ©rationnels permettant de dĂ©finir la programmation et le paramĂ©trage de l’instrument.

Une des spĂ©cificitĂ©s de cette mission pour le laboratoire, est d’avoir Ă©tĂ© en interface directe avec la plateforme et donc de pouvoir concevoir un satellite qui s’adapte au mieux aux besoins scientifiques pour un moindre coĂ»t. Cela a Ă©tĂ© le cas pour le Système de ContrĂ´le d’Attitude et d’Orbite (SCAO), une partie de la thermique qui utilise les lignes de rĂ©gulation de la plateforme PROTEUS, les signaux 8 Hz et 1/32 Hz pour la synchronisation des Ă©lectroniques et une partie des modes d’acquisition des « HouseKeeping » qui permettent au sol de corriger les effets instrumentaux parasites identifiĂ©s.

Toutes les spĂ©cifications de haut niveau, Ă  savoir la performance photomĂ©trique (niveau de bruit 0.7 ppm en sismologie et 7 10-4 pour une Ă©toile V = 15.5 sur la voie « Ă©toiles faibles », le taux de disponibilitĂ© des donnĂ©es (> 90%) et la durĂ©e des observations continues ont Ă©tĂ© respectĂ©es.

Il faut noter en particulier le niveau de lumière diffusée (< 0.6 e-/pixel/sec) la stabilité de pointage (0.15 arcseconde) et la stabilité thermique orbitale des détecteurs (< 0.01 K).