Spectromètre infrarouge à bord de la sonde Cassini.
Composite InfraRed Spectrometer on the Cassini Space Probe.
A bord de la sonde CASSINI-HUYGENS, CIRS a été mis en orbite autour de la planète Saturne le 1er Juillet 2004 après plus de six ans et demi de voyage interplanétaire.
Ce spectromètre est le fruit d'une collaboration entre le CEA-DAPNIA de Saclay, le Centre Spatial Goddard (GSFC) de la NASA à Washington, l'Université d'Oxford, le Queen Mary's College de Londres et l'Observatoire de Paris-Meudon.
Cet instrument est capable d'analyser la lumière infrarouge émise par la planète Saturne mais aussi par ses célèbres anneaux et ses satellites. Bien supérieur en résolution (finesse de détails) et en sensibilité (détection d'objets faibles) à son prédécesseur IRIS embarqué sur la sonde VOYAGER dans les années 80, il devrait permettre pour la première fois d'étudier avec précision la composition des particules constituants les anneaux de Saturne et d'identifier les composants chimiques des atmosphères de la planète et de son satellite Titan, souvent considéré comme une "Terre glacée".
CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) va désormais observer Saturne durant les 78 révolutions que doit effectuer la sonde CASSINI pendant plus de quatre ans.
CIRS à bord de la sonde CASSINI
Le spectromètre infrarouge CIRS est placé derrière un télescope Cassegrain de 50 cm de diamètre. Il est composé de deux interféromètres de Michelson, mus par le même moteur. Le premier couvre le domaine dit "sub-millimétrique", lumière de longueur d'onde de 20 à 1000 micromètres. L'autre, plus classique renferme une barrette de dix détecteurs semiconducteurs de tellure de mercure et de cadmium (HgCdTe) et est sensible à l'infrarouge moyen et lointain (de 7 à 18 micromètres).
Le modèle de vol de CIRS avant son intégration sur l'orbiteur CASSINI en 1996 (Vue de gauche). La barrette de 10 cellules photovoltaïques réalisées en HgCdTe par le LETI/LIR du CEA pour l'instrument CIRS (Vue de droite).
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voir aussi :
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CIRS en chiffres
| Poids total: | 40 kg |
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| Dimension: | télescope 50.8 cm Æ |
| Domaine spectral | 7-9 µm (FP4), 9-17 µm (FP3) et 17-1000 µm (FP1) |
| Détecteurs | Diodes photoconductrices HgCdTe (FP3) Diodes photovoltaïques HgCdTe (FP4) Thermopiles (FP1) |
| Pixels | 2 barrettes de 10 pixels pour les plans focaux FP3 et FP4 |
| Champs de vue | 3.9 mrad (FP1); 0.273 mrad (FP3, FP4) |
| Résolution spectrale: | de 0.5 cm-1 à 15.5 cm-1 |
| Température de fonctionnement | entre 75K et 85K pour les détecteurs des plans focaux FP3 et FP4, 170 K pour le plan focal FP1 |
L'instrument CIRS (acronyme pour "Composite InfraRed Spectrometer" ou "Spectromètre Infrarouge Composite") est le fruit d'une collaboration entre le CEA-DAPNIA de Saclay, le Centre Spatial Goddard (GSFC) de la NASA à Washington, l'Université d'Oxford, le Queen Mary's College de Londres et l'Observatoire de Paris-Meudon.
Fig 1: Le modèle de vol du spectromètre infrarouge CIRS. On voit à droite le télescope de 50 cm de diamètre. Au fond, en demi-cercle, on aperçoit le radiateur permettant de refroidir passivement les détecteurs des plans focaux FP3 et FP4.
Fig 2: Silhouettes des trois plans focaux du spectromètre CIRS projetées sur une coupe verticale de l'atmosphère du satellite Titan. Le plan focal FP1 est circulaire, les deux barrettes de dix détecteurs FP3 et FP4 permettront d'étudier l'atmosphère avec des détails de 40 km.
Le détecteur du plan focal 4 et son électronique
Le Service d'Astrophysique (DAPNIA/SAp) a assuré la réalisation de la barrette de détecteur du plan focal FP4 et de son électronique de traitement en collaboration avec le Service d'Instrumentation Générale du DAPNIA, et le laboratoire LETI/LIR du centre CEA de Grenoble. Elle a été financée en partie par le Centre National d'Etudes Spatiales (CNES). La barrette est composée de dix détecteurs photovoltaïques HgCdTe (tellure de mercure et de cadmium) de très haute détectivité dans le domaine de longueur d'onde 7-9 µm. Chaque élément couvre un champ de vue de 0,27 mrad, offrant une résolution spatiale de 40 km dans le profil atmosphérique vertical de Titan. La température du plan focal est maintenue à 80 K grâce à un radiateur passif construit au Laboratoire Cavendish d'Oxford. Les détecteurs ont été fabriqués au LETI/LIR (CEA Grenoble) puis montés et testés au SAp. La vulnérabilité aux rayonnements ionisants et aux vibrations mécaniques ainsi que la susceptibilité électromagnétique des principaux sous-ensembles ont fait l'objet de tests, pleinement satisfaisants. Le développement de barrettes de très haute sensibilité (D* > 5 1011 cm Hz 1/2/W à 80 K) a constitué un réel challenge pour le LETI/LIR. La difficulté a résidé essentiellement dans l'élimination des défauts dans le matériau, qui produisent un excès de bruit et altèrent les performances des détecteurs. Trois barrettes ont été obtenues après une sévère sélection.
Fig 3: La barette de détecteurs HgCdTe du plan focal FP4 réalisée par le laboratoire LETI/LIR du CEA Grenoble. Elle détecte avec une très bonne sensibilité le rayonnement infrarouge dans le domaine 7-9µm
Au coeur des préamplificateurs fonctionnant à 170 K, un circuit hybride, réalisé par la SAT suivant les spécifications du SAp, permet de tenir les contraintes de volume et de charge thermique sur le détecteur. L'électronique de traitement du signal a également été un point délicat du projet : les contraintes initiales déjà difficiles ont été aggravées par l'instabilité occasionnelle du moteur qui pilote les bras mobiles des interféromètres. Des circuits de filtrage, aussi discriminants que possible aux fréquences d'"alias" tout en restant linéaire en phase et en amplitude dans la bande passante des mesures (50 Hz!), ont du être réalisés avec l'aide du Service d'Instrumentation Générale du DAPNIA.
Fig 4: Carte de l'électronique de mise en forme du signal réalisée au Service d'Instrumentation Générale du DAPNIA (amplification, filtrage, multiplexage des 10 voies avant conversion analogique-numérique)
Fig 5: Aperçu des pré-amplificateurs de conversion courant-tension des dix détecteurs du plan focal FP4 fonctionnant à 170K. Réalisation SAT
Les vents stratosphériques de Jupiter
Le 30 Décembre 2000, la sonde CASSINI-HUYGENS croise la planète Jupiter à environ 10 millions de kilomètres. CIRS établit, grâce à la très bonne sensibilité des détecteurs des plans focaus FP3 et FP4 et à leur très bonne résolution spatiale, la première cartographie de la température stratosphérique situés entre des pressions atmosphériques de 1 et 20 mbar. Ceci est fait par l'intermédiaire des traceurs de la température stratosphérique que sont l'hydrogène moléculaire H2 détecté à 600 cm-1 (FP3) et le méthane, détecté à 1300 cm-1 (FP4). Le mouvement des structures thermiques met en évidence les vents à ses altitudes. On distingue sur cette carte un point chaud au pôle Nord (West longitude 180° et latitude 90°. Il est du à l'entrée de particules chargées dans l'atmophère de la planète dont l'apport énergétique est estimée à 40 000 Gigawatt !
| Spectromètre |
CIRS est un spectromètre infrarouge à Transformée de Fourier composé de deux interféromètres. Il opère dans les domaines de l'infrarouge moyen et lointain de 7 à 1000 µm (1400 à 10 cm-1) avec une résolution spectrale apodisée programmable de 0.5 cm-1 (haute résolution) à 15.5 cm-1 (basse résolution). Les deux interféromètres partagent le même télescope et le même mécanisme de balayage. L'interféromètre de la voie "infrarouge lointain" (17-1000 µm ou 600-10 cm-1) est un interféromètre à polarisation appelé "FP1" (Focal Plane 1). Deux détecteurs à thermopile sont placés dans ce plan focal. L'interféromètre de la voie "infrarouge moyen" (7-17µm ou 1400-600 cm-1) est un interféromètre de Michelson à deux plans focaux "FP3" et "FP4" (Focal Plane 3, 4). Une barrette de 10 détecteurs réalisés en HgCdTe est placée dans chaque plan focal. Le plan focal 2 a disparu lors d'une réduction de budget du projet CASSINI. |
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| Optique |
L'ensemble optique comprend un télescope Cassegrain dont le miroir primaire paraboloïde mesure 50.8 cm de diamètre et le miroir secondaire hyperboloïde 7.6 cm de diamètre. Le rayonnement infrarouge incident est distribué entre les voies infrarouge "moyen" et "lointain" par un miroir de champ. A la sortie des interféromètres les faisceaux sont focalisés vers les détecteurs. Un interféromètre de référence permet de maintenir une vitesse constante du mécanisme de balayage et de contrôler l'échantillonnage des données. L'ensemble optique est refroidi passivement et contrôlé pour être maintenu à 170 ± 0.1 K. |
| Plan focal 1 |
Le détecteur fonctionne à une température de 170 K. Il permet d'obtenir une résolution sur le ciel de 3.9 mrad (~1500 km à la distance de la Lune) |
| Plans Focaux 3 et 4 |
Les barrettes de 10 cellules (pixels) réalisées en HgCdTe fonctionnent à des températures programmables entre 75K et 85K. Les détecteurs de la barrette FP3 sont utilisés en mode photoconducteur, ceux de FP4 en mode photovoltaïque, qui permet entre autres de limiter son bruit et donc sa capacité de détection. Chaque pixel couvre un angle de 0.27 mrad (100 km à la distance de la Lune). |
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• Thèmes de recherche du Service d'astrophysique › Data-SAp Structure et évolution de l'Univers › Planètes, formation et dynamique des étoiles, milieu interstellaire
• Le Département d'Électronique des Détecteurs et d'Informatique pour la Physique (DEDIP) • Le Département d'Astrophysique // UMR AIM (DAp) • The Astrophysics Division (DAp)
