Pointage et Orientation du Télescope

Le pointage et l’orientation du JWST sont effectués par le logiciel de vol, qui traite les données des capteurs de contrôle de l’attitude (voir les degrès à estimer en fin de l’article), les instructions du module d’instruments scientifiques intégrés (ISIM) et du système au sol JWST, et transmet les commandes aux actionneurs. Le sous-système de contrôle de l’assiette (ACS, Attitude Control Subsystem)) est responsable du maintien de l’assiette et du pointage, des manœuvres de balayage, de la mise en marche des propulseurs, du contrôle de la manœuvre Delta-V (correction d’orbite), du pointage de l’antenne pour assurer la meilleure réception des signaux dans les deux sens, des modes de sécurité de l’observatoire. et veiller à ce que l’observatoire respecte les contraintes d’évitement du Soleil.

Alors, comment cela se passe-t-il ?

L’ACS utilise des capteurs solaires, appelés souvent traceurs d’étoiles et des gyroscopes pour détecter l’orientation et le mouvement de l’observatoire, ainsi que des roues à réaction et/ou des propulseurs pour appliquer la force ou le couple à l’observatoire pour le contrôle de pointage ou les manœuvres. Les roues à réaction fournissent les couples de commande nécessaires pour maintenir l’assiette et le pointage ainsi que pour pivoter. Il y en a plusieurs. Elles peuvent éventuellement fonctionner en couple de manière à ce que l’une peut décélérer une autre, voire la freiner. Les traceurs stellaires fournissent une référence d’inertie stellaire pour le contrôle de pointage grossier sur 3 axes. L’ACS pointe l’axe de la ligne de visée du télescope avec une précision de 8 seconde d’arc (1-σ, par axe) de la position commandée avant de guider l’acquisition de l’étoile, sans aucune position de référence ni de données provenant du capteur de guidage fin (FGS).

Le contrôle de l’orientation de l’axe optique du télescope est assuré par des données provenant de deux balises. Ces « traceurs stellaires » ont chacun un champ de vue (FOV, Field Of View) d’un diamètre d’environ 16 degré, projeté sur un détecteur CCD de 512 x 512 pixels. Ils sont orientés à plus de 45° de la ligne de visée du télescope. Ces traceurs d’étoiles comparent les positions observées des étoiles brillantes (magnitude visuelle V < 6) à un catalogue d’étoiles interne. Cela permet de sélectionner une seule étoile pour un guidage précis, qui alors est injecté dans le champ de vision du FGS.

Bien évidemment, la durée du pointage d’une région du ciel à une autre est fonction de la longueur du mouvement que doit effectuer le télescope. Elle est déterminée en partie par la nécessité de maintenir les temps de stabilisation des instruments dans certaines limites, ainsi que le réquisit essentiel d’atteindre le nouveau pointage dès que possible. Pour les différences de pointages de 25 secondes d’arc jusqu’à 3 degré, la vitesse pour changer de position est plus ou moins lente, selon la position de départ et celle d’arrivée, parce qu’il faut éviter que les propulseurs ne soient soumis à un mécanisme de balancier avant d’atteindre la valeur désirée et minimiser tous les phénomènes turbulents de ballotement de l’agent propulsif dans les réservoirs qui alimentent les propulseurs. . Le JWST utilise deux types de propulseurs : les propulseurs augmentés à combustion secondaire (SCAT) utilisent l’hydrazine (N 2H 4) et le tétroxide dinitrogène (N 2O 4) comme agents propulsifs. Une fois excité, le liquide de propulsion peut prendre beaucoup de temps à s’humidifier (plus de 20 minutes dans certains cas).

Puis, rentre en jeu le FGS, le senseur de guidage fin (Fine Guiding Sensor, un apport essentiel de l’Agence Spatiale Canadienne): c’est une caméra proche infrarouge (NIR) installée dans l’ISIM (bande passante de ~0,6 à 5,0 μm). Cet instrument dispose de 2 canaux, chacun avec un champ d’exploration (FOV) de 2,3 x 2,3 minute d’arc, et une échelle de pixels de ~0,069 seconde d’arc. Sa fonction et d’dentifier et d’acquérir une étoile guide, mesurer sa position dans l’un des 2 canaux de guidage et fournir ces données au sous-système de contrôle de l’assiette (ACS) du JWST pour la détermination de l’assiette.

Le FGS fournira des données de positions précises à l’ACS pour la stabilisation de l’attitude et le contrôle absolu (ascension droite et déclinaison) de la position de la cible.  A noter que l’ACS utilise les données des traceurs stellaires hors axe pour contrôler l’orientation de la fusée. Outre son rôle essentiel dans l’exécution des observations, le FGS fait également partie intégrante de la mise en service de l’Observatoire JWST et de la planification de l’observatio

Premiers Photons !…

Cette semaine, le processus d’alignement de trois mois du télescope a commencé – et au cours de la dernière journée, les membres de l’équipe du JWST ont vu les premiers photons d’une lumière stellaire voyager à travers le télescope entier avant d’être détectés par la caméra proche infrarouge (NIRCam). Ce jalon marque la première des nombreuses étapes de la capture d’images qui sont d’abord floues et utilisées pour faire un réglage fin de l’optique du télescope. C’est le tout début du processus, mais jusqu’à présent, les résultats initiaux correspondent parfaitement aux attentes et aux simulations.

« C’était une journée spéciale, une journée mémorable pour l’équipe Webb. Nous avons beaucoup parlé de JWST ouvrant une nouvelle ère en astronomie, mais aujourd’hui cela s’est finalement produit ! La lumière qui a quitté un amas d’étoiles il y a plus de 1500 siècles a été recueillie par les miroirs primaires de Webb, passée à travers le train optique et détectée par les détecteurs de NIRCam. Cette première image lumineuse a ensuite été transmise à la Terre, traitée par le système de gestion des données et analysée par l’équipe Wavefront Sensing & Control, l’équipe NIRCam et d’autres. La voie à suivre pour optimiser le télescope et les instruments est bien planifiée et entre les mains d’experts. Bien que la compréhension des premières images « floues » exigera les talents de nombreuses personnes dans toutes les disciplines de la TMO, une chose est parfaitement claire – l’univers va être connu sous un jour nouveau.

Il y a eu aujourd’hui un autre fait spécial. On ne pouvait s’empêcher de remarquer tous les sourires derrière les masques. Ils étaient aussi clairs que le jour, comme si les masques étaient invisibles. Tout ce qui était nécessaire pour partager l’excitation et la joie de ce qui se passait était d’attraper le scintillement correspondant dans les yeux de quelqu’un.

Félicitations à toute l’équipe des opérations de la mission. Continuez votre excellent travail et continuez à sourire. »

 

Kenneth Sembach (Directeur de l’Institut Scientifique du Télescope Spatial)

Une équipe d’ingénieurs et de scientifiques de Ball Aerospace, du Space Telescope Science Institute et du Goddard Space Flight Center de la NASA utilisera désormais les données recueillies avec NIRCam pour aligner progressivement le télescope. L’équipe a développé et démontré la validité des algorithmes à l’aide d’un banc d’essai du télescope à l’échelle 1/6. Ils ont simulé et répété le processus à de nombreuses reprises et sont maintenant prêts à le faire avec le « vrai » télescope. Le processus se déroulera en sept phases au cours des trois prochains mois, pour aboutir à la mise en service d’un télescope entièrement aligné. Les images prises durant cette période ne seront pas « jolies » et pour l’instant ne servent strictement qu’à préparer le télescope pour la science.

Scott Acton, scientifique leader des activités de détection de front d’onde pour le JWST, Ball Aerospace; Chanda Walker, scientifique associée à cette activité, Ball Aerospace; et Lee Feinberg, responsable de l’OTE (Optique du Télescope, « Optical Telescope Element« , Centre Goddard des Vols Spatiaux de la NASA,  » Goddard Space Flight Center « , ont passé passent en revue les étapes fondamentales :

« Le déploiement des segments de miroir étant maintenant terminé, et les instruments allumés, nous avons commencé les nombreuses étapes nécessaires pour préparer et étalonner le télescope afin de faire son travail. Le processus de mise en service du télescope prendra beaucoup plus de temps que les télescopes spatiaux précédents, car le miroir primaire de Webb se compose de 18 segments de miroir individuels qui doivent fonctionner ensemble comme une seule surface optique de haute précision. »

 Les étapes du processus de mise en service comprennent :

  1. Identification de l’image du segment

Premièrement, nous devions aligner le télescope par rapport au vaisseau spatial. L’engin spatial est capable de faire des mouvements de pointage extrêmement précis à l’aide de « traceurs d’étoiles ». Pensez aux traceurs d’étoiles comme un GPS pour les engins spatiaux. Dans un premier temps, la position du vaisseau spatial à partir des traqueurs d’étoiles ne correspond pas à la position de chacun des segments de miroir.


Nous avons pointé le télescope vers une étoile brillante et isolée (HD 84406) pour capturer une série d’images qui furent ensuite assemblées pour former une image de cette partie du ciel. Mais rappelez-vous, nous n’avons pas seulement un miroir qui regarde cette étoile; nous avons 18 miroirs, dont chacun est initialement incliné vers une partie différente du ciel. En conséquence, nous avons capturé 18 copies légèrement décalées de l’étoile – chacune étant floue et distordue de façon unique. Nous appelons ces premières copies stellaires « images segmentées ». En fait, selon les positions de départ des miroirs, il fallut plusieurs itérations pour localiser les 18 segments dans une image. Un par un, nous avons déplacé les 18 segments miroirs pour déterminer quel segment créaient quelle image de segment. Après avoir apparié les segments de miroir à leurs images respectives, nous avons pu incliner les miroirs pour amener toutes les images près d’un point commun pour une analyse plus approfondie. Nous appelons cet arrangement un « tableau d’images ».

Exemple simulé d’un déploiement initial possible montrant les images provenant des 18 segments

            2. Alignement des segments

Une fois que nous avions la matrice d’images, nous pouvions effectuer un alignement des segment, qui corrige la plupart des erreurs de positionnement importantes des segments miroirs.

Nous avons commençé par déconcentrer les images du segment en déplaçant légèrement le miroir secondaire. L’analyse mathématique, appelée Récupération de Phase (Phase Retrieval), a été appliquée aux images floues pour déterminer les erreurs de positionnement précises des segments. Les ajustements des segments ont donné alors lieu à 18 « télescopes » bien corrigés. Cependant, les segments ne fonctionnent toujours pas ensemble comme un seul miroir.

Gauche: tableau initial simulé d’images ; Droite: tableau simulé des 18 segments corrigés

             3. Empilage d’images

Pour mettre toute la lumière en un seul endroit, chaque image de segment devait alors être empilée les unes sur les autres. Lors de l’étape d’empilage d’images, nous avons déplaçé les images de chaque segment de manière à ce qu’elles tombent précisément au centre du champ pour produire une image unifiée. Ce processus a préparé le télescope à la phase grossière.
L’empilage a été réalisé séquentiellement en trois groupes (segments A, segments B et segments C).

Simulation d’empilage d’images. Premier panneau : mosaïque d’images initiale. Deuxième panneau : segments A empilés. Troisième panneau : segments A et B empilés. Quatrième panneau : segments A, B et C empilés.

             4. Phases grossières

Bien que l’empilage d’images place toute la lumière au même endroit sur le détecteur, les segments agissent toujours comme 18 petits télescopes plutôt qu’un grand. Les segments doivent être alignés les uns avec les autres avec une précision inférieure à la longueur d’onde de la lumière.

Réalisé trois fois au cours du processus de mise en service, un algorithme a mesuré et corrigé le déplacement vertical (différence de piston) des segments miroirs. À l’aide d’une technologie appelée « Détection de la Dispersion des Franges » (Dispersed Fringe Sensing), nous avons utilisé NIRCam pour capturer des spectres de lumière à partir de 20 paires distinctes de segments de miroir. Le spectre ressemble à un bâton de sucre d’orge ( une « enseigne de barbier » dans les pays anglo-saxons) avec une pente (ou un angle) déterminée par la différence de piston les deux segments utilisés pour l’appariement.

Dans cette simulation, les modèles « sucre d’orge » sont créés par le capteur de franges dispersées indiquant une erreur de piston importante (en haut) ou une erreur de piston petite (en bas).

                 5. Mise en phase

La synchronisation fine des phases sera également effectué trois fois, directement après chaque cycle de mise en phase grossière, puis régulièrement tout au long de la durée de vie du JWST. Ces opérations mesurent et corrigent les erreurs d’alignement restantes en utilisant la même méthode de défocalisation appliquée pendant l’alignement du segment. Cependant, au lieu d’utiliser le miroir secondaire, nous utiliserons des éléments optiques spéciaux à l’intérieur de l’instrument scientifique qui introduisent des quantités variables de défocalisation pour chaque image (-8, -4, +4 et +8 ).

Une simulation des images défocalisées utilisées dans le processus « Mise en place fine des phases ». Les images (en haut) montrent la défocalisation d’un télescope presque aligné. L’analyse (en bas) indique les erreurs associées à chaque segment de télescope. Les segments avec des couleurs très vives ou foncées nécessitent des corrections plus importantes.

                  6. Alignement du télescope sur les champs d’exploration des instruments

Après le phasage fin, le télescope sera bien aligné à un endroit dans le champ de vision de NIRCam. Nous devrons alors étendre l’alignement au reste des instruments. Au cours de cette phase du processus de mise en service, nous effectuons des mesures à plusieurs endroits, sur chacun des instruments scientifiques, comme indiqué ci-dessous. Une plus grande variation de l’intensité indique des erreurs plus importantes en ce point de champ. Un algorithme calculera les corrections finales nécessaires pour obtenir un télescope bien aligné sur tous les instruments scientifiques.

Analyse simulée de la correction du champ d’exploration

                7. Alignement itératif pour la correction finale

Après avoir appliqué la correction du champ d’exploration, il restera à éliminer les petites erreurs de positionnement résiduelles dans les segments de miroir primaires. Nous mesurerons et apporterons des corrections à l’aide du processus fin de mise en phase. Nous effectuerons une vérification finale de la qualité de l’image sur chacun des instruments scientifiques ; une fois cette vérification effectuée, le processus de détection et de contrôle du front d’onde sera terminé.

À mesure que nous franchirons les sept étapes, nous constaterons peut-être que nous devons également répéter les étapes précédentes. Le processus est flexible et modulaire pour permettre l’itération. Après environ trois mois d’alignement du télescope, nous serons prêts à mettre en service les instruments.

(Scott Acton, scientifique leader des activités de détection de front d’onde pour le JWST, Ball Aerospace; Chanda Walker, scientifique associée à cette activité, Ball Aerospace; et Lee Feinberg, responsable de l’OTE (Optique du Télescope, « Optical Telescope Element, Centre Goddard des Vols Spatiaux de la NASA, « Goddard Space Flight Center »)

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