II - de l'Université libre de Bruxelles

UNIVERSITE LIBRE ECOLE POLYTECHNIQUE INSTITUT D’AERONOMIEDE BRUXELLES DE BRUXELLES SPATIALE DE BELGIQUEMétrologie de la Spectrophotométrie Solaire AbsoluePrincipes, Mise en œuvre et RésultatsInstrument SOLSPEC à bord de laStation Spatiale InternationaleDirecteur de thèse : Pr. Frank DuboisCo-promoteur : Dr. Gérard ThuillierDissertation présentée en vuede l’obtention du grade deDocteur en Sciences de l’IngénieurDavid BolséeAnnée académique 2011-2012

Couverture :Au centre (face blanche) : l’expérience SOLSPEC de la charge utileSOLAR, arrimée au module européen COLOMBUS de la Station SpatialeInternationale.Crédit NASA (ISS022E063051)B

UNIVERSITE LIBRE ECOLE POLYTECHNIQUE INSTITUT D’AERONOMIEDE BRUXELLES DE BRUXELLES SPATIALE DE BELGIQUEMétrologie de la Spectrophotométrie Solaire AbsoluePrincipes, Mise en œuvre et RésultatsInstrument SOLSPEC à bord de laStation Spatiale InternationaleDavid BolséeDissertation présentée en vue de l’obtention du grade deDocteur en Sciences de l’IngénieurComposition du Jury :Directeur de thèse : Pr. Frank Dubois (ULB)Co-promoteur : Dr. Gérard Thuillier (LATMOS)Président : Pr. André Preumont (ULB)Secrétaire : Pr. Michel Godefroid (ULB)Pr. Michel Herman (ULB)Dr. Didier Fussen (IASB)Dr. Didier Gillotay (IASB)Année académique 2011-2012C

transmis. Merci pour l’ensemble des travaux en commun dont les plus longs et les plusmarquants furent les réalignements optiques de l’instrument.Je désire exprimer ma reconnaissance envers feu le professeur D. Labs del’Observatoire d’Heidelberg pour sa contribution significative à la photométrie solaireabsolue, à la physique solaire et à l’instrument SOLSPEC.Je désire remercier respectueusement les collègues qui ne sont plusactuellement en activité à l’IASB mais qui ont considérablement contribué audéveloppement de l’expérience SOLSPEC pendant de nombreuses années. Je pense àSerge, Emiel et François. Je ne peux bien sûr oublier William Peetermans avec qui lacomplicité a été croissante au fil des ans pour toute question de mathématique etd’électronique. Par sa contribution majeure concernant la nouvelle électroniqueinfrarouge de l’instrument et le logiciel de vol, William est à l’origine de la remarquableefficacité avec laquelle SOLSPEC fut utilisé au sol et actuellement en orbite.Je salue également Alice Michel pour l’ensemble de son travail en électroniqueet informatique dont SOLSPEC a pu bénéficier lors de son développement. Par sonsouci de la précision et de la qualité des mesures, elle a contribué efficacement àl’aboutissement de la caractérisation de l’instrument.Je remercie l’ensemble du personnel de l’IASB et les fonctions dirigeantes qui,de manière directe ou indirecte rendent possible l’élaboration d’un travail de doctorat,grâce à leur gestion de l’institut et à l’efficacité des services administratifs, informatiqueset de documentation. La caractérisation radiométrique approfondie de SOLSPECn’aurait pas pu être effectuée sans l’équipement performant dont les laboratoires ont puêtre dotés.Je ne peux oublier les collègues proches avec qui je partage le même bureau oule temps de midi depuis plus de 20 ans parfois : Charles, Christian Christine et Ann-Carine. Je les remercie pour leur complicité, leur convivialité, leurs encouragements,pour l’ensemble des discussions d’ordre scientifique et les relectures attentives dumanuscrit. Ainsi, je remercie Ann-Carine pour sa contribution dans le domaine de laspectroscopie (programme ASIMUT utilisé pour la détection et la correction del’absorption par la vapeur d’eau). Je n’oublie pas Christine pour sa sympathie, sarelecture du manuscrit et sa disponibilité permanente pour toutes questions abordant lesmathématiques et autres domaine en aéronomie, et Christian pour toutes ces annéespartagées et nos travaux expérimentaux menés en commun.Je salue Nuno pour son extrême amabilité, son dynamisme et son intérêt porté àl’expérience SOLSPEC, au traitement des données et aux activités du laboratoire deradiométrie.Je remercie cordialement mes collègues Arnaud Mahieux, Isabelle De Smedt etNicolas Theys pour les précieux conseils et les documents qu’ils ont accepté departager en vue de la finalisation et de la soutenance de cette thèse.Je remercie Michel Van Roosendael et Caroline pour le temps qu’ils ontaimablement consacré pour l’estimation de certaines contributions intervenant dans lecalcul d’incertitude et le contrôle des échelles de longueur d’onde.Je remercie les mécaniciens et électroniciens de l’IASB : Jeroen, Eddy, Sophie,Roland et Francis, pour leur contribution passée pour le développement de l’expérienceSOLSPEC, pour les tests (passés et actuels) de son électronique et pour l’accessibilitédes installations en chambre propre.Je remercie l’ensemble de nos partenaires du LATMOS (anciennement Serviced’Aéronomie du CNRS). Par leur travail et leurs compétences, ils ont rendu possible laremise à niveau de SOLSPEC et sa mise en orbite. En particulier Gilbert, Cyril, Jean-Pierre, Patrick et Michel Leclerc pour leur extrême amabilité tant appréciée lors de nosnombreuses interactions.ii

Je remercie les membres du B.Usoc dirigés par Didier Moreau pour leuraccessibilité permanente et l’extrême efficacité avec laquelle les opérations sontmenées en orbite pour SOLSPEC. Ils contribuent considérablement à la réussite de lamission SOLAR SOLSPEC.Parmi les collègues du plateau d’Uccle, je remercie profondément l’équipespécialisée en radiométrie de l’IRM (Sabri, André, Christian et Steven) pour l’ensembledes discussions et interactions. Je remercie tout particulièrement Frédéric Clette del’ORB, pour ses compétences en physique solaire, son amitié, ses talents pédagogiqueset le temps qu’il a consacré à la relecture de certains textes de cette thèse.J’aimerais également remercier l’équipe du PTB (Physikalish-TechnischeBundesanstalt, Braunschweig, RFA) pour leur amabilité et leur compétence enmétrologie et en radiométrie. Ils nous ont permis de réaliser un étalonnage absolu dehaut niveau pour les trois canaux de SOLSPEC par la mise à disposition du corps noir,étalon primaire en éclairement spectral. De même, la contribution de Holger Mandel duZAH (Zentrum für Astronomie Heidelberg, RFA) a été déterminante pour l’étalonnagesous vide de SOLSPEC grâce au prêt de sources étalons. Je salue l’amabilité de nospartenaires allemands de l’instrument SolACES, également impliqués dans la chargeutile SOLAR sur ISS.Je tiens à remercier les partenaires de la société Lambda-X pour l’excellence deleur collaboration qui a permis d’optimiser la nouvelle configuration de l’optique internede SOLSPEC, en particulier : Luc, Arnaud, Olivier et Bart.Je remercie profondément tous les membres de ma famille par leur présence etencouragements au quotidien, mais aussi les personnes proches et trop tôt disparues.J’adresse mes remerciements à mon frère Benoît pour le temps qu’il a consacré sansréserve à l’analyse d’éléments de l’électronique et pour l’intérêt dont il a fait preuve pourmon travail.Enfin, mes remerciements les plus profonds pour ma fille Anaïs qui par sapatience et sa compréhension pendant ces trois dernières années, m’a permisd’accomplir (souvent au détriment de ma disponibilité) l’ensemble de ce volumineuxtravail, réalisé en grande partie à domicile.Les travaux de cette thèse de doctorat ont été financés par l’Agence SpatialeEuropéenne (ESA) et la Politique Scientifique Fédérale (Belgian Federal Science PolicyOffice) via le programme PRODEX et le développement du Centre d’Excellence Solaire(STCE).Le Service d'Aéronomie du Centre National de la recherche Scientifique (CNRS)(maintenant LATMOS-CNRS) a répondu à l'appel d'offre de l'ESA pour les volsSpaceLab I, ATLAS 1, 2, 3, EURECA et ISS. La proposition SOLSPEC a été acceptéepour chacune de ces missions. Elle fut alors chaque fois soumise au Centre Nationald'Etudes Spatiales qui l'a acceptée. Cette expérience a été réalisée en coopérationscientifique et technique entre le Service d'Aéronomie, l'Institut d'Aéronomie Spatiale deBelgique (IASB) et l'Observatoire d'Heidelberg qui en ont partagé le financement, assuréson développement, son étalonnage absolu et sa mise en œuvre grâce aux équipestechniques du Service d'Aéronomie du CNRS, de l'IASB et de l'observatoire deHeidelberg (ZAH, RFA).iii

RésuméLe Soleil est une étoile variable dont l’éclairement présente un large spectre depériodicités (de quelques minutes à plusieurs décennies). L’amplitude de ces variabilitésprésente une forte dépendance en longueur d’onde. La mesure précise de l’éclairementspectral hors atmosphère et de cette variabilité selon une échelle radiométrique absolueconstituent une entrée fondamentale pour les domaines de recherche suivants :- En physique solaire, ces mesures permettent de valider les modèles étudiant lacomposition de l’atmosphère solaire, les processus physiques internes et leurvariabilité.- La photochimie atmosphérique terrestre et les modèles climatiques. La composition,la structure thermique et la dynamique de l’atmosphère terrestre sont dépendantes duflux solaire incident, de sa distribution en longueur d’onde et de sa variabilité. Lesmesures sont requises pour une validation des modèles de transfert radiatif etclimatiques.La nécessité d’une mesure continue dans le temps et hors atmosphère s’imposecar chaque cycle solaire possède ses propres caractéristiques. Ces mesures sontréalisées depuis plus de 30 ans par des spectroradiomètres adaptés à l’environnementspatial. L’instrument SOLSPEC (SOLar SPECtrum) a apporté une contribution majeureà ces mesures.Le travail présenté dans ce manuscrit est associé à la sélection de SOLSPECpour une mission à bord de la Station Spatiale Internationale (ISS). Les objectifs ontconsisté à adapter l’instrument pour une mission à long terme (2008-2016), à étendre laplage spectrale couverte par SOLSPEC et à réduire l’incertitude de mesures. Il eststructuré en deux parties :- La remise à niveau de l’instrumentation et son étalonnage radiométrique.- Le traitement des données pour les premières mesures en orbite.L’instrument a été modifié pour satisfaire de nouvelles exigences de dimensionset de masse. De nouveaux sous-systèmes optiques (unité interne d’étalonnage, pointeursolaire) ont été développés pour permettre la détection et la correction de toute dériveangulaire ou de réponse absolue de manière autonome. La plage spectrale defonctionnement a été étendue entre 166 et 3088 nm. Une caractérisation radiométriqueapprofondie de SOLSPEC a été effectuée. L’étalonnage absolu a été réalisé à partir del’étalon primaire en éclairement spectral (rayonnement du corps noir) du PTB(Physikalisch-Technische Bundesanstalt). Une estimation des incertitudes standardutilisant le formalisme mathématique appliqué en métrologie a été développée. Lesrésultats donnent une incertitude réduite entre 2 % à 4 % pour la plage 166-370 nm,inférieure à 2 % entre 370 et 2350 nm, comprise entre 2 et 5 % pour l’intervalle 2350-2580 nm et de 5 à 10 % entre 2580 et 2920 nm. Une valeur inférieure à 1 % est atteinteentre 500 et 1900 nm. Les mesures consécutives à la mise en orbite de SOLSPEC ontconfirmé le maintien des performances radiométriques. Le spectre solaire horsatmosphère a été déterminé et comparé aux résultats antérieurs et actuels des missionsrespectives SOLSPEC ATLAS et SORCE. Il correspond à l’activité solaire du début dela mission SOLAR (mi-2008).iv

AbstractThe Sun is a variable star. Its irradiance presents a wide range of periodicityvarying from minutes to decades. The amplitude of this variability is strongly wavelengthdependent. The accurate determination of the solar spectral irradiance above theatmosphere in absolute radiometric scale and the study of its variability are main issuesfor the following researches:- In solar physics, these measurements are required for the validation of the modelsstudying the composition of the solar atmosphere, the internal physical processes andtheir variability.- For the photochemistry of the Earth’s atmosphere and the climate modeling. Thecomposition, the thermal structure and the dynamics of the atmosphere aredependant on the incoming solar flux, its spectral distribution and variability. Themeasurements are required for the validation of radiative transfer and climate models.As each solar cycle presents a different behavior, there was a need forcontinuous measurements above the atmosphere. Such measurements were performedsince more than 30 years by means of space qualified spectroradiometers. TheSOLSPEC (SOLar SPECtrum) instrument brought a major contribution in this respect.The present work is devoted to the SOLSPEC instrument that was selected for anew mission on board the International Space Station (ISS). The objectives were torefurbish the instrument and to adapt it for a long term mission (2008-2016), to extendthe wavelength coverage and to reduce the uncertainties on the measurements. Thiswork is developed in two parts:- The refurbishment and the radiometric characterization of the instrument.- The data processing of the first results after the launch.The instrument was modified in order to fulfill new requirements of dimensionsand mass. Different optical sub-systems (internal lamp unit, passive solar sensor) weredeveloped in order to obtain on board capabilities for the detection and the correction ofany trend in the absolute response. The spectral range was extended to 166 - 3088 nm.A full radiometric characterization of SOLSPEC has been carried out and is presented inthis work. The absolute calibration was performed using the primary standard of spectralirradiance (black-body radiation) of the PTB (Physikalisch-Technische Bundesanstalt).The evaluation of the standard uncertainties is presented using the mathematicalmethodology applied in metrology. The results provide an uncertainty limited to 2 % - 4% between 166 and 370 nm, below 2 % from 370 to 2350 nm, between 2 and 5 % forthe spectral range 2350 - 2580 nm and 5 % to 10 % between 2580 and 2900 nm. Theuncertainty is below 1 % between 500 and 1900 nm. The stability of the radiometricperformances was demonstrated from the analysis of the first measurements after thelaunch, at the beginning of the mission. The solar spectrum above the atmosphere wasdetermined and compared to results obtained from the previous SOLSPEC ATLAS andongoing SORCE missions. This spectrum corresponds to the solar activity at mid-2008.v

Table des matièresI – Introduction ............................................................................................ 1I.1 Contexte scientifique ..................................................................................... 1I.1.1 L’atmosphère solaire ...................................................................................... 1I.1.2 La variabilité solaire ....................................................................................... 4I.1.3 Les relations Soleil-Terre ............................................................................... 5I.1.3.1 Chimie-physique atmosphérique .................................................... 6I.1.3.2 Climatologie ................................................................................... 8I.1.4 Etat des lieux de la modélisation solaire ......................................................... 8I.2 La mesure exo-atmosphérique du spectre solaire ...................... 9I.2.1 Importance de la mesure ............................................................................... 9I.2.2 Les difficultés de mesure ............................................................................... 9I.2.3 Les mesures récentes .................................................................................. 11I.2.4 Les spectres disponibles .............................................................................. 14I.3 Sujet et objectifs de la thèse ................................................................... 17II – L’instrument SOLSPEC ...................................................... 20II.1 Concept général de l’instrument ......................................................... 20II.1.1 Aperçu de l’instrument ................................................................................ 20II.1.2 Héritage préservé et modifications pour la remise à niveau ........................ 25II.1.2.1 Unités opto-mécaniques préservées ........................................... 26II.1.2.2 Nouveaux développements ......................................................... 26II.2 Remise à niveau de l’instrument SOLSPEC ................................. 29II.2.1 Module PSD ............................................................................................... 29II.2.1.1 Introduction ................................................................................ 29II.2.1.2 Développement ........................................................................... 30II.2.1.2.1 Conception opto-mécanique ....................................... 30II.2.1.2.2 Intégration du détecteur .............................................. 31II.2.1.2.3 Densité optique du filtre neutre ................................... 32II.2.2 Optique de focalisation IR ........................................................................... 34II.2.2.1 Introduction ................................................................................. 34II.2.2.2 Développements expérimentaux ................................................. 34II.2.2.3 Résultats ..................................................................................... 36II.2.3 Unité interne d’étalonnage .......................................................................... 37II.2.3.1 Introduction ................................................................................. 37II.2.3.2 Lampe au deutérium ................................................................... 40II.2.3.2.1 Sélection de la lampe .................................................. 40II.2.3.2.2 Optique de couplage ................................................... 44II.2.3.3 Lampe à ruban de tungstène ...................................................... 45vi

II.2.3.3.1 Sélection de la lampe .................................................. 45II.2.3.3.2 Optique de couplage ................................................... 49II.2.3.4 Lampe à cathode creuse ............................................................. 52II.2.3.4.1 Sélection de la lampe .................................................. 52II.2.3.4.2 Optique de couplage ................................................... 55II.2.3.4.3 Sélection des raies spectrales ..................................... 55II.2.4 Electronique ................................................................................................ 57II.2.4.1 Composants internes .................................................................. 58II.2.4.2 Electronique IR ............................................................................ 58II.2.5 Logiciel de vol ............................................................................................. 59II.2.5.1 Modes d’acquisition ..................................................................... 59II.3 Intégration et tests de fonctionnalité ................................................ 61II.3.1 Alignements optiques des spectromètres .................................................... 61II.3.1.1 Introduction ................................................................................. 61II.3.1.2 Collage des réseaux ................................................................... 61II.3.1.3 Alignement d’un double monochromateur ................................... 62II.3.2 Optiques d’entrée ........................................................................................ 63II.3.3 Système de filtres ........................................................................................ 64II.3.3.1 Introduction ................................................................................. 64II.3.3.2 Roues porte-obturateurs ............................................................. 65II.3.3.3 Roues à filtres ............................................................................. 66II.3.3.3.1 Introduction ................................................................. 66II.3.3.3.2 Canal UV ..................................................................... 66II.3.3.3.3 Canal VIS .................................................................... 68II.3.3.3.4 Canal IR ...................................................................... 72II.3.4 Contribution au logiciel de vol ..................................................................... 74II.4 Tests environnementaux .......................................................................... 75II.4.1 Tests en vibrations ...................................................................................... 75II.4.2 Tests CEM et de vide thermique ................................................................. 75II.5 Caractérisation radiométrique .............................................................. 76II.5.1 Etalonnage du PSD ..................................................................................... 76II.5.2 Etalonnage en longueur d’onde ................................................................. 78II.5.2.1 Loi de dispersion ......................................................................... 78II.5.2.2 Démarche expérimentale ............................................................ 83II.5.3 Détermination des non-linéarités des détecteurs ........................................ 86II.5.3.1 Introduction ................................................................................. 86II.5.3.2 Linéarité des canaux UV-VIS ...................................................... 86II.5.3.2.1 Non-linéarité en comptage de photons ....................... 86II.5.3.2.2 Montage expérimental ................................................. 87II.5.3.2.3 Détermination des coefficients KUV et KVIS ................. 89II.5.3.3 Linéarité du canal IR ................................................................... 92II.5.4 Analyse de la lumière diffuse ...................................................................... 93II.5.5 Détermination des réponses angulaires ...................................................... 96II.5.5.1 Protocoles de mesures expérimentales ...................................... 97II.5.5.2 Résultats .................................................................................... 99II.5.6 Fonction d’instrument ................................................................................ 104vii

II.5.6.1 Définition ................................................................................... 104II.5.6.2 Détermination expérimentale ..................................................... 105II.6 Etalonnage radiométrique absolu .................................................... 108II.6.1 Introduction ............................................................................................... 108II.6.2 Sources étalons disponibles ...................................................................... 110II.6.2.1 Corps noir du PTB ..................................................................... 111II.6.2.2 Etalons secondaires .................................................................. 112II.6.3 Radiomètre SOLSPEC .............................................................................. 113II.6.3.1 Description succincte ............................................................... 113II.6.3.2 Mode opératoire ........................................................................ 114II.6.3.3 Exemple d’application ............................................................... 114II.6.4 Réponse absolue du canal UV .................................................................. 115II.6.4.1 Courant d’obscurité ................................................................... 115II.6.4.2 Etalonnage à pression atmosphérique ...................................... 115II.6.4.3 Etalonnage sous vide ................................................................ 117II.6.5 Réponse absolue du canal VIS ................................................................. 120II.6.5.1 Stratégie de mesure .................................................................. 120II.6.5.2 Détermination de la courbe de réponse VIS .............................. 120II.6.6 Réponse absolue du canal IR ................................................................... 122II.6.6.1 Stratégie de mesure .................................................................. 122II.6.6.2 Courant d’obscurité et bruit du signal IR ................................... 123II.6.6.3 Détection de signaux IR secondaires ........................................ 123II.6.6.4 Correction de l’absorption H2O .................................................. 123II.6.6.5 Détermination de la courbe de réponse IR ................................ 124II.7 Détermination des incertitudes .......................................................... 126II.7.1 Les sources d’incertitudes ......................................................................... 126II.7.2 Modèles mathématiques pour SOLSPEC ................................................. 128II.7.2.1 Relations fonctionnelles (formes génériques) ........................... 128II.7.2.2 Développements détaillés ......................................................... 131II.7.2.2.1 Eclairement solaire hors atmosphère ........................ 131II.7.2.2.2 Etalonnage absolu ..................................................... 133II.7.3 Résultats ................................................................................................... 137II.7.3.1 Incertitudes associées à l’éclairement des sources étalons ...... 138II.7.3.2 Incertitudes associées au signal SOLSPEC face aux sourcesétalons ....................................................................................... 140II.7.3.3 Incertitudes associées aux courbes de réponses ...................... 143II.7.3.4 Incertitudes associées aux mesures solaires en orbite ............. 145II.7.3.4.1 Mesure nominale ....................................................... 146II.7.3.4.2 Etude limite ............................................................... 148II.7.3.5 Bilan des incertitudes ................................................................. 150II.8 Limites de détection .................................................................................. 154II.8.1 Canaux UV-VIS ......................................................................................... 154II.8.2 Canal IR .................................................................................................... 156III - Résultats en orbite ................................................................. 157viii

III.1 Stabilité de l’instrument ........................................................................ 157III.1.1 Système PSD ............................................................................................ 157III.1.2 Stabilité des lampes ................................................................................. 159III.1.2.1 Lampes au deutérium .............................................................. 159III.1.2.2 Lampes à ruban de tungstène .................................................. 161III.1.2.3 Lampe à cathode creuse .......................................................... 163III.1.3 Performances de l’instrument ................................................................... 164III.1.3.1 Algorithme pour la mesure de dérive des canaux .................... 164III.1.3.2 Etude thermique et courants d’obscurité en orbite ................... 165III.1.3.3 Contrôle des échelles de longueur d’onde ............................... 166III.1.3.4 Performances des filtres .......................................................... 167III.1.3.5 Validation d’une correction angulaire ....................................... 169III.2 Détermination de l’éclairement spectral solaire ..................... 172III.2.1 Spectre SOLSPEC associé au minimum solaire (intercycle 23-24) ......... 172III.2.2 Comparaisons SOLSPEC – SORCE – ATLAS 3 .................................... 174III.2.3 Perspectives pour la mission SOLAR SOLSPEC ..................................... 186Conclusions ................................................................................................ 189Annexes - (développements complémentaires) ...................... 193A – Détermination des incertitudes ......................................................... 193B – Composants opto-mécaniques ......................................................... 216C – Logiciel et électronique .......................................................................... 222D – Intégration et caractérisation .............................................................. 229E – Etalonnages radiométriques ............................................................... 241F – Stabilité en orbite ....................................................................................... 252Publications .............................................................................................. 255Bibliographie ........................................................................................... 257Liste d’acronymes .............................................................................. 267ix

est assez constant puis augmente brutalement au sommet de la couche, passantde 20.000 à un million de Kelvin environ. Ces modifications abruptes définissentla région de transition d’une épaisseur voisine de 100 km. L’augmentation detempérature décroît ensuite peu à peu avec l’altitude et conduit à une nouvellerégion nommée couronne solaire observable lors des éclipses.Les émissions lumineuses deviennent accessibles à la mesure à partir dela photosphère. L’opacité optique est totale pour les couches internes quipeuvent être étudiées par une science nommée héliosismologie.Fig. I.1.1-1A gauche : structures de l’atmosphère solaire et des couchesinternes (d’après C. J. Hamilton). A droite : profils detempérature et de pression (d’après J. Lean).Composition du SoleilL’atmosphère solaire a une composition en masse de 78 % d’hydrogèneet de 20 % d’hélium, deux éléments impliqués dans les réactionsthermonucléaires. Elle contient également des éléments résiduels plus lourds,essentiellement sous forme atomique (métalloïdes, métaux et gaz) dont lesprincipaux sont : O, C, N, Ne, Mg, Fe, Si et S. Le Soleil est une étoile de typeG2-V (étoile chaude de la série principale de la classification Hertzsprung-Russel). Les espèces chimiques manifestent leur présence sous forme de raiesdans le spectre solaire (raies de Fraunhofer). Il s’agit de raies d’absorption pourles régions de forte densité et d’émission pour les régions de faible densité. Latransition dans le spectre entre ces deux régimes se situe autour de 160 nm.2

Fig. I.1.1-2Eclairement spectral solaire entre 115 et 400 nm (spectreATLAS 3, Thuillier et al., 2003). Transition vers 160 nm entreles raies d’émission et d’absorption de Fraunhofer.Apparence de la surface du SoleilLe Soleil possède un champ magnétique intense, généré par unedistribution interne de courants (Gough & McIntyre, 1998). La structure fine de lasurface du Soleil est modelée par la topologie des lignes de champ magnétiqueet par l’activité convective au niveau de la photosphère. L’émergence decolonnes de gaz chauds produit une granulation apparente. Les structures àgrande échelle sont les suivantes :PhotosphèreLes régions actives contiennent les taches solaires. Ce sont des zoneslocalement plus froides et sombres (~4200 K). Elles sont associées par paires àde puissants dipôles magnétiques émergeant en surface et contrecarrant laconvection. Les facules sont des marbrures brillantes associées à un champmagnétique d’intensité intermédiaire qui provoque une dépression locale de lagranulation. Pour la photosphère (en lumière blanche), elles sont bien visiblesprès du limbe car elles correspondent aux parois de ces cavités. Les faculesprécèdent généralement l’apparition d’une région active et se maintiennentlongtemps après la disparition de celle-ci.ChromosphèreLe réseau chromosphérique est un motif réticulaire à petite échelle encorrespondance avec la supergranulation de la photosphère où uneconcentration d’éléments de flux magnétique se marque par des points brillantsdans la chromosphère (∅ ~1000 km). Ceux-ci s’organisent en réseaux brillantssur le bord des supergranules ou en plages plus étendues dans les zones dechamp magnétique renforcé (autour des régions actives). Ces plages brillanteschromosphériques sont associées aux facules sous-jacentes de la photosphère.3

Elles sont observables sur tout le disque solaire et non plus seulement près dulimbe. Les spicules correspondent à de petites éruptions (durée de vie : ~15minutes) distribuées en grand nombre dans le réseau chromosphérique. Enfin,les filaments (ou protubérances, au-dessus du limbe) sont des nuages deplasma suspendus par des boucles magnétiques au-dessus de la chromosphère.Les images du réseau chromosphérique sont obtenues avec les raies CaII (K1 à K3) dont l’émission est présente à travers toute la chromosphère. Lesfilaments et les plages s’observent en lumière H α .Fig. I.1.1-3Structures apparentes de la surface solaire, enregistrées enlumière Ca II K (émise par la chromosphère).I.1.2 La variabilité solaireL’éclairement du Soleil est variable et présente un large spectre depériodicités. Elles vont de quelques minutes (émissions dans l’ultraviolet lointain)à plusieurs décennies bien que la production d’énergie par fusion nucléaire aucœur du Soleil soit stable à l’échelle séculaire.Historiquement, la mise en évidence de la variabilité solaire (Lean, 2000)est liée à l’observation d’une variation du nombre de taches solaires en fonctiondu temps. Cette activité a une périodicité moyenne de 11 ans (cycle deSchwabe) avec des fluctuations (de 10.5 à 14 ans) et des irrégularités dans sonamplitude. Certains cycles atypiques présentent une faible activité (1715, 1810,1900 et 2008). Enfin, des périodicités plus longues et mêmes séculaires ont étédécelées grâce à d’autres informations indirectes telles que la variation deconcentration d’isotopes cosmogéniques (Delaygue et Bard, 2010, Heikkilä et al.,2008). L’épisode compris entre 1645 et 1710 a été caractérisée par unedisparition presque totale des taches solaires (minimum de Maunder).La variabilité de l’éclairement présente une forte dépendance en longueurd’onde qui s’explique par la nature de la couche atmosphérique à l’origine desémissions. Son amplitude est de ~0.05 % pour le visible et le proche infrarougeémis par la photosphère (homogène et non magnétisée). Elle peut atteindre unfacteur 100 pour les plages extrêmes du spectre (onde radio, EUV et rayons4

gamma) émises par les couches moins denses, inhomogènes et fortementmagnétisées (chromosphère, région de transition et couronne). La variabilité estlimitée à 20 % environ pour la plage spectrale étudiée dans cette thèse (de ~150à 3000 nm) et s’observe aux plus courtes longueurs d’onde.Les régions actives de la chromosphère (associées aux taches solaires)sont à l’origine d’éruptions solaires combinant une éjection de matière etd’intenses émissions électromagnétiques allant de l’ultraviolet aux rayons X. Lesrégions actives contribuent donc à la variabilité de l’éclairement UV par deschangements rapides de l’éclairement à ces longueurs d’onde. Ces épisodessont beaucoup plus fréquents en période d’activité solaire. D’autres éjections departicules (protons et électrons) se produisent dans la couronne (CME : éjectionscoronales de masse).La latitude héliographique des taches est inférieure à 40°. Cette latituded’émergence migre progressivement vers l’équateur solaire pendant un cyclesolaire. La brillance des facules compense la diminution d’éclairement liée à laprésence des taches solaires. Au cours d’un cycle, on observe donc unemodulation du flux total de photons en corrélation avec le niveau d’activitésolaire. Ces structures réparties irrégulièrement en longitude sont entraînées lorsde la rotation solaire. C’est pourquoi la périodicité de 27 jours (non spécifique àl’activité solaire) et les premières harmoniques se décèlent aussi dans lesmesures d’éclairement solaire (Thuillier et al., 2012).L’étude de la variabilité solaire présente un grand intérêt pour lamodélisation de l’atmosphère, du climat terrestre et pour la physique solaire carelle contribue à mieux comprendre les processus internes au Soleil qui en sontresponsables. Il n’est pas possible de présenter une distribution unique del’éclairement spectral solaire dépendant d’un modèle fixe de variabilité carchaque cycle possède ses propres caractéristiques. La nécessité d’une mesurecontinue dans le temps et hors atmosphère s’impose donc.I.1.3 Les relations Soleil-TerreLa chaleur interne de la Terre se propage par conductivité thermique versla surface. Cette puissance interne communiquée à l’atmosphère reste 8000 foisplus faible que celle apportée par l’éclairement solaire total. La structurethermique, la dynamique et même la composition de l’atmosphère sont doncessentiellement entretenues par le flux incident de photons (longueur d’onde etflux provenant du Soleil) et de particules (énergie et flux). Les caractéristiquesphysiques et chimiques sont particulièrement concernées par la variabilitésolaire.5

I.1.3.1 Chimie-physique atmosphériqueInteractions des photons avec l’atmosphère terrestreLe flux incident de photons solaires (depuis les rayons X jusqu’auxinfrarouges lointains) induit les réactions suivantes dans l’atmosphère ainsi quesur les surfaces océaniques et continentales :- La photodissociation des molécules. Elle libère des atomes particulièrementréactifs avec les autres espèces (ex : oxygène atomique).- La photoionisation. Elle crée des ions et des électrons à partir des atomes etmolécules et est à l’origine de la formation de l’ionosphère.- La photoabsorption. Elle conduit certains constituants chimiques à absorberdes photons et à élever la température.- Les recombinaisons chimiques.- La diffusion par les atomes, molécules et aérosols.La composition chimique de l’atmosphère terrestre et la distributionspectrale absolue des photons solaires induisent la formation d’une structureverticale en quatre couches : thermosphère, mésosphère, stratosphère ettroposphère. L’amplitude des interactions peut être calculée. Le tableau cidessousdécrit la nature du rayonnement solaire responsable de la formation desdifférentes couches.Domainespectral(nm)Localisation de la sourcedans l’atmosphèresolaireRégions del’atmosphère terrestreVariabilitéundécennale> 300250200170Ly α91.1-Lβ8 - 913.5 - 80.2 - 0.6PhotosphèreHaute photosphèreHaute photosphèreHaute photosphèreChromosphèreChromosphère et régionde transitionChromosphère et régionde transitionCouronneCouronneStratosphère ettroposphèreStratosphèreStratosphèreBasse thermosphèreRégion DRégion ERégion FRégion E, D0.1 %5 %10 %30 %Facteur 2Facteur 2Facteur 3Facteur 6 à 10Facteur 10Tableau I.1.3.1-1 Origine des émissions dans l’atmosphère solaire enfonction de la longueur d’onde, de leur variabilité. Régionsde l’atmosphère terrestre concernées par ces radiations.ThermosphèreLes photons de longueurs d’onde inférieures à 100 nm (EUV) sonttotalement absorbés dans la haute atmosphère. Cependant, l’absorption par lamolécule O 2 (bandes de Schumann-Runge) permet une pénétration durayonnement Ly α jusqu’à 75 km d’altitude formant la thermosphère. Elle estparcourue par des vents atteignant 400 m/s. La source d’énergie est issue des6

EUV, des particules et d’un flux ascendant libérant son énergie vers 80-90 km. Ilprovient de l’atmosphère moyenne (ondes de gravité générées aux plus bassesaltitudes). Puisque les fluctuations d’éclairement EUV sont importantes auxhautes altitudes, la composition et la structure dynamique de la thermosphère ysont très variables et la réponse du système est rapide. La température atteint1000 K à 300 km et varie de 400 K selon l’activité solaire. L’ionosphère (partie dela thermosphère) est structurée en couches d’ionisation (E, D et F). Les densitésd’ions et d’électrons présentent des cycles diurnes et une forte dépendance visà-visde l’activité solaire.MésosphèreLa mésosphère se développe entre 50 et 90 km. Elle se caractérise parun gradient négatif de température induit par l’absorption de l’énergie del’éclairement solaire UV et NIR.StratosphèreLa stratosphère (entre 12 et 50 km) est caractérisée par unephotodissociation d’O 2 produisant l’ozone qui détermine le bilan radiatif et ladynamique de cette couche. La stratosphère est stable car son gradientthermique positif empêche toute convection verticale mais il existe des transportshorizontaux. L’abondance de l’ozone est à l’équilibre mais fluctue légèrement carles pertes sont compensées par la production par photons, elle-même moduléepar l’activité solaire. L’abondance d’ozone porte donc une signature du cyclesolaire de 11 ans et son amplitude dépend de l’altitude.TroposphèreLes photons de longueurs d’onde supérieures à 450 nm interagissentmoins avec les molécules. L’atmosphère devient alors transparente au niveau dela troposphère mais des absorptions par les nuages, les aérosols, la vapeurd’eau et la surface terrestre s’y produisent. Le rayonnement solaire incidentdétermine les propriétés thermiques et la dynamique de la basse atmosphère etdes océans. Le gradient vertical de température troposphérique est négatif carune contribution thermique (rayonnement réémis par la Terre) intervient. Pour lesocéans par contre, les transports verticaux sont faibles car ce gradient est positif.Le rayonnement NIR (Near Infrared) est entièrement absorbé par la couche desurface océanique. Au sol, l’extinction de l’éclairement solaire s’observe vers 293nm. Elle est liée à l’ozone de la stratosphère. Le spectre solaire mesuré au solcontient des raies d’absorption portant la signature de constituantsatmosphériques.Il existe une interaction entre le flux de particules atteignant la Terre(neutrinos, rayons cosmiques et le vent solaire) et l’atmosphère terrestre. Lanature des interactions et les énergies mises en jeu ne concernent ni le sujetd’étude ni l’instrumentation utilisée pour ce doctorat.7

I.1.3.2 ClimatologieLe climat terrestre présente une variabilité naturelle couvrant plusieurséchelles de temps. Plusieurs phénomènes ont été identifiés (volcanisme, …)comme ayant une influence sur celle-ci. Une corrélation existe également entreces changements climatiques et l’activité solaire (Stozhkov et al., 2004) et denouvelles théories cherchent à identifier les processus qui en sont responsables.Ces changements ne peuvent être induits par la variation de l’éclairement solairetotal limitée à 0.1 % pendant un cycle de 11 ans. L’objectif des études consiste àcomprendre l’origine des amplitudes et vitesses de réponses observées dans labasse atmosphère. Ces recherches invoquent des couplages entre lastratosphère et la troposphère et des processus de rétroactions amplifiant leseffets de la variabilité solaire (Haigh et al., 2006, 2010). Des ondes planétaires(ondes de Rossby) prennent naissance dans la basse atmosphère et influencentla stratosphère. Un second couplage (descendant) pourrait aussi engendrer uncontrôle dynamique de la troposphère par la stratosphère. La stratosphère ellemêmeest soumise à un forçage radiatif (échauffement) sous l’action durayonnement UV variant en fonction de l’activité solaire (Haigh, 1994).L’association entre le couplage stratosphère - troposphère et la variabilité UV etEUV sont les voies empruntées par les nouveaux modèles climatiques du typeCCM (Chemistry Climate Models). Pour ces travaux, il apparaît nécessaire deprendre en compte la dépendance spectrale de la variabilité solaire. Laconnaissance de l’éclairement spectral solaire au sommet de l’atmosphères’avère donc indispensable (cf. § I.2.1).I.1.4 Etat des lieux de la modélisation solaireLes modèles semi-empiriques de l’atmosphère solaire combinent unemise en équation de processus physiques fondamentaux, une imagerie dudisque solaire (pour quantifier le niveau d’activité solaire) et une mesure del’éclairement hors atmosphère requise pour leur validation (cf. § I.2.1). L’objectifdes modèles est de reproduire la valeur de l’éclairement solaire intégré enlongueur d’onde (constante solaire), la distribution absolue de l’éclairement et savariabilité spectrale.Une modélisation de la photosphère (Soleil calme, associé au continuumde l’éclairement) est complétée par une série de contributions associées auxrégions actives qui disposent de leur propre modélisation (modèle R : pénombre,D : réseau, H : plages, S : taches, P : facules, etc …). La somme de cescontributions est pondérée par le pourcentage de la surface solaire recouvertepar chaque structure. Enfin, les équations décrivant les processus physiques etles transports radiatifs sont résolues en ajustant des paramètres afin d’obtenirune consistance avec les observations.Les modèles de Fontenla nommés FAL90, 91, 93, 99 et 02 (Fontenla etal., 1999, 2006) on été développés à partir d’un modèle de base (VAL81,Vernazza et al., 1981) en intégrant de nouvelles contributions. Ils ont bénéficié8

d’absorptions atmosphériques (vapeur d’eau, O 2 , O 3 , CO 2 , …), par les aérosolset la diffusion Rayleigh. Bien que des méthodes de correction existent (méthodede Bouguer, …), une mesure au sommet ou hors atmosphère du spectre solaires’impose (par ballons, fusées ou satellites).Les satellites offrent une capacité de mesure à long terme permettant desaisir la variabilité attendue du Soleil. Les ressources en masse, puissance etvolume fournies à l’expérimentateur sont de plus en plus importantes(infrastructure de la Station Spatiale Internationale ISS, …). Cependant,l’environnement spatial hostile (particules, photons EUV, rayons X, …) altère leséléments optiques et les échelles absolues de réponse des instruments.Plusieurs méthodes de correction ont été imaginées depuis les années 1970 etutilisées par une instrumentation variée lors de différentes missions :dédoublement de l’instrumentation (SIM : Spectral Irradiance Monitor surSORCE, Harder et al., 2000a, 2000b, 2005a), étalonnage régulier par un tir defusée transportant un instrument identique (EVE pour SORCE, Chamberlin et al.,2009), protection des optiques sensibles par des fenêtres résistantes (en saphirou en quartz), limitation du temps d’exposition, sources lumineuses internes deréférence : SOLSPEC (Labs et al., 1987, Thuillier et al., 2009) et SUSIM (Floydet al., 1996), étoiles utilisées comme références photométriques (SOLSTICE,Rottman et al., 1993, McClintock et al., 2005a et 2005b, Woods et al., 1993),redondance des mesures par des instruments indépendants et enfin le retourdes instruments au laboratoire pour l’étalonnage après une mission en navettespatiale.La stratégie développée pour SOLSPEC s’est focalisée sur l’utilisation delames résistantes, de lampes internes et la gestion du temps d’exposition (cf. §II.1). Notons qu’il est possible d’analyser la variabilité solaire à court terme(quelques jours à quelques semaines) en unités relatives car la réponse d’uninstrument est alors considérée comme étant constante. Dans ce cas, desobjectifs scientifiques peuvent être atteints avec moins de contraintesinstrumentales.Une alternative à la difficulté d’une mesure spectrale consiste à définir desindices quantifiant l’activité solaire. Il s’agit d’une quantité physique (unparamètre) associée à une émission issue d’une altitude donnée de l’atmosphèresolaire. L’indice Mg II (Heath and Schlesinger 1986, Viereck et al., 2004) estutilisé dans ce doctorat (cf. §III.2). Il est défini à partir d’une mesure relative de laprofondeur de la raie d’absorption Mg II (Snow et al., 2005, Cebula & DeLand,1998) influencée par les émissions chromosphériques h et k à 279.56 et 280.27nm. Cet indice montre une corrélation élevée avec l’activité solaire dans lachromosphère. Il agit comme indicateur de la variabilité pour une large plagespectrale UV. En effet, des recherches ont démontré que la variation relative del’éclairement spectral solaire entre 120 et 400 nm au cours d’un cycle de 11 anspouvait être modélisée à partir de l’indice Mg II (DeLand & Cebula 1993, Woods2000, Cebula et al., 1992). D’autres indices existent (Ca II K : définition similaireà celle de la raie Mg II mais à 393.4 nm, …).10

I.2.3 Les mesures récentesLes missions spatiales ont été programmées chronologiquement enfonction des objectifs scientifiques suivants :- La mesure du rayonnement EUV et des rayons X en raison de leursinteractions avec la haute atmosphère (domaine concernant lestélécommunications et l’altitude de navigation des satellites).- L’étude du rayonnement solaire UV (limitée à 410 nm) vers 1985, pour lesrecherches dédiées à la photochimie de l’ozone.- La mesure du spectre solaire dans sa totalité depuis 1998 avec une attentionparticulière pour les plages spectrales visible et infrarouge, suite auxdéveloppements de la modélisation du climat.Il existe très peu de mesures fiables d’éclairement solaire horsatmosphère avant 1970 (Labs et Neckel, 1968). Avant 1980, les divergencesentre ces mesures pouvaient atteindre 30% dans l’UV. Elles avaientprincipalement pour origine le manque de précision des étalonnages absolus.Pour la mesure de la variabilité solaire à toute longueur d’onde, les performancesdes instruments devaient être compatibles avec l’amplitude des variations àdétecter (stabilité de la réponse, rapport signal à bruit). La conception d’uninstrument a donc été spécifique à l’objectif recherché. Un aperçu desprogrammes spatiaux et des instrumentations est présenté ci-dessous.Le programme SBUVLes séries temporelles de mesure d’éclairement solaire (160 - 405 nm etl’indice Mg II) ont débuté en 1978 avec l’instrument SBUV (Solar BackscatterUltraViolet), développé pour la mesure de l’abondance et du profil vertical del’ozone (Cebula et al., 1992). Des versions améliorées (SBUV/2 à bord dessatellites NOAA à partir de 1984) ou adaptées aux missions à bord des navettesspatiales (SSBUV) ont également été développées.L’instrument SOLSPECL’instrument SOLSPEC étudié dans cette thèse est un spectroradiomètrequalifié pour l’environnement spatial. Il résulte d’une collaboration entre leLATMOS (France), l’IASB (Belgique) et l’Observatoire d’Heidelberg (ZAH, RFA).Il a été conçu, intégré et testé entre 1976 et 1983. Les missions spatialesSpaceLab (Thuillier et al., 1981), ATLAS et EURECA impliquant SOLSPEC de1 ère génération sont évoquées ci-dessous. Elles se sont intégrées avec succèspendant trois décennies dans ces programmes internationaux, contribuant auxrecouvrements des plages spectrales explorées et à l’établissement des sériestemporelles.Les missions SpaceLabLe programme SOLSPEC a débuté avec la mission SpaceLab 1 en 1983(mesure du spectre UV de 200 à 380 nm). Les missions SpaceLab I et SpaceLab11

II ont marqué un tournant en réduisant le désaccord des échelles absolues UV à5 - 6 % pour des mesures simultanées réalisées par des instruments différents(Labs et al., 1987). L’instrument SUSIM (Solar Ultraviolet Spectral IrradianceMonitor) à bord de SpaceLab II a confirmé ces mesures avec un désaccord limitéà 3 % (VanHoosier et al., 1988). Une interruption du programme de mesuresSOLSPEC due à l’accident de Challenger est ensuite survenue.Les mesures EUVCes mesures ont été réalisées à partir de 1991 avec le satellite UARS(Upper Atmosphere Research Satellite) et les instruments SUSIM (Brueckner etal., 1993) et SOLSTICE (SOLar STellar Irradiance Comparison Experiment,Rottman et al., 1993). Ces instruments ont déterminé la valeur absolue et lavariabilité de l’éclairement spectral solaire entre la raie Ly α (121 nm) et 400 nmpendant le cycle solaire #22, entre 1991 et fin 2005 (Rottman et al., 2001, Floydet al., 2005). Le domaine de mesure EUV fut repris à partir de 1998 par lamission SNOE (Student Nitric Oxide Experiment) en parallèle avec UARS, et enfin 2001 par l’instrument SEE (Solar EUV Experiment) effectuant des mesuresentre 0,1 et 194 nm à bord du satellite TIMED (Woods et al., 2005). Un nouvelinstrument SOLSTICE est en opération depuis 2003 à bord de la plateformeSORCE (Solar Radiation and Climate Experiment, McClintock et al., 2005a et2005b, voir ci-dessous) offrant un recouvrement de mesures entre 2003-2005avec UARS.Les missions ATLAS et EURECALa participation des instruments SOLSPEC entre 1992 et 1994 auxmissions de la série ATLAS (1, 2 et 3, navette spatiale) et EURECA (6 mois demesures satellitaires) a permis de réaliser une nouvelle intercomparaisond’instruments (similaire à SpaceLab) et a conduit à la publication de spectressolaires (Thuillier et al., 1997, 1998, 2003).Trois spectromètres de conception différente ont participé à ces missionsde 10 jours : SSBUV (Cebula et al., 1992 ), une copie de SUSIM (UARS) etSOLSPEC. Les domaines couverts par ces trois instruments étaientrespectivement 170 - 400 nm, Ly α - 400 nm et 200 - 2400 nm. Une étapefondamentale et préalable à chaque mission a consisté en une intercomparaisond’étalonnage arbitrée par le NIST (National Institute of Standards andTechnology) à l’aide d’une source étalon en éclairement spectral (lampe depuissance 1000 W). Son éclairement fut mesuré conjointement par les troisinstruments avant la mission en vue d’uniformiser les échelles absolues. Lerapatriement des instruments en navette spatiale a également permis de vérifierleurs étalonnages après leur retour. Grâce aux missions ATLAS, une validationdes mesures réalisées simultanément à bord de UARS avec les spectromètresSUSIM et SOLSTICE fut possible (Cebula et al., 1996, Woods et al., 1996). Uneprécision absolue évaluée à 5 % a ainsi pu être obtenue pour l’ensemble desmesures.Pendant ces missions ATLAS, SOLSPEC a été le premier instrumentcapable de mesurer l’éclairement solaire hors atmosphère jusqu’à 2400 nm12

grâce à l’apport des données NIR de la mission EURECA (Thuillier et al., 2003).Deux spectres composites (ATLAS 1 et 3) ont été obtenus pour deux niveauxd’activité solaire différents (mars 1992 et novembre 1994). Leur extension dansl’EUV a été portée jusqu’à 0,5 nm par adjonction de données de tirs de fuséesentre 0,5 nm et Ly α (Woods et al., 1998), de données UARS et ATLAS entre Lyα et 400 nm et SOLSPEC (Thuillier et al., 2004a) entre 200 et 2400 nm(incertitude : 3 %). Au-dessus de 2400 nm, la distribution spectrale a étécomplétée par un spectre théorique (Kurucz et Bell, 1995) pour déterminerl’éclairement total (TSI) et le comparer aux mesures simultanées d’UARS etATLAS.Les programmes actuels de mesures sont les missions SOLAR sur ISS,Sciamachy sur ENVISAT et SORCE. Celles-ci bénéficient d’un héritage notabledes missions précédentes par la sélection de SOLSTICE et SOLSPEC. D’autresinstruments de conception nouvelle ont également été mis en orbite. Cesmissions sont résumées ci-dessous.La mission SOLARLa charge utile SOLAR (Schmidtke et al., 2006) est arrimée au moduleCOLOMBUS de la Station Spatiale Internationale (ISS) depuis février 2008. Sesdeux instruments dédiés à la mesure spectrale sont SolACES (SOLar AutoCalibrating EUV/UV Sunphotometers) mesurant entre 17 à 134 nm, et SOLARSOLSPEC (Thuillier et al., 2009) mesurant l’éclairement spectral de 166 à 3088nm. Cette mission couvre actuellement (début 2012) la montée du cycle solaire#24. Elle est programmée jusqu’en 2016.Fig. I.2.3-1Charge utile SOLAR (au centre, crédit NASA). Les deuxinstruments pour la mesure spectrale de l’éclairement sontprésentés à gauche (SOLAR SOLSPEC) et à droite(SolACES, crédit IPM).La mission SORCELe satellite SORCE (Rottman, 2005) développé par le LASP (Laboratoryfor Atmospheric and Space Physics, USA) comporte 5 instruments dédiés à lamesure quotidienne de l’éclairement solaire (spectral et intégré) depuis les13

ayons X jusqu’au proche IR. Deux instruments (TIM et XPS) mesurent laconstante solaire et les rayons X. Les trois autres instruments offrent une plagespectrale de recouvrement avec SOLAR SOLSPEC :- Les instruments SOLSTICE mesurent les spectres FUV et MUV (héritaged’UARS). L’échelle radiométrique entre 115 et 320 nm (résolution : 0.1 nm).est associée au rayonnement synchrotron (SURF III, NIST, USA). Elle estmaintenue en vol par le pointage quotidien de 18 étoiles stables (McClintock etal., 2005a et 2005b).- Le spectromètre à prisme SIM (Harder et al., 2000a, 2000b) mesure entre 300et 2400 nm (résolution : 1 à 27 nm). SIM est constitué d’un détecteur étalon(bolomètre nommé ESR) et de deux canaux jumeaux dont les mesurescombinées contribuent au maintien de l’échelle radiométrique en vol. Laqualité des mesures repose sur une caractérisation et une modélisation desperformances de l’instrument. SIM ne dispose pas d’un étalonnage face à unesource étalon en éclairement spectral (Harder et al., 2005a et 2005b).La mission ENVISAT (Sciamachy)Le spectrographe Sciamachy (en service depuis 2003) a été développépour l’étude de la chimie atmosphérique. Il a cependant une capacité de mesureabsolue de l’éclairement solaire entre 240 nm et 2400 nm (Skupin et al., 2005),quoiqu’avec une couverture spectrale incomplète. De nombreux travauxd’intercomparaison avec SORCE et SOLSPEC (ATLAS3) ont été réalisés ainsique des études de variabilité solaire (Pagaran et al., 2009, 2011).Programmes futursPour la mesure de l’éclairement spectral, les perspectives d’avenirconcernent entre autres, de nouvelles charges utiles envisagées pour ISS(SolACES II, …) et le complexe TSIS (Sparn et al., 2008) pour NPOESS(National Polar-orbiting Operational Environmental Satellite), comprenant denouvelles versions des instruments SIM et TIM pour des mesures couvrant lapériode 2014 - 2019.I.2.4 Les spectres disponiblesDes spectres de référence sont issus des missions SOLSPEC ATLAS 1 et3 (voir ci-dessus). Ils couvrent un large domaine spectral (96.2 % de la constantesolaire) et présentent une incertitude réduite grâce à l’obtention d’un étalonnageabsolu à partir d’un étalon primaire en éclairement spectral (rayonnement ducorps noir).Les deux niveaux observés d’activité solaire (Thuillier et al., 2004b)permettent d’étudier la variabilité de l’éclairement en fonction de la longueurd’onde.14

Fig. I.2.4-1 Mise en évidence de la variabilité solaire. Rapportd’éclairement entre les spectres SOLSPEC ATLAS 1 et 3.Les instruments de SORCE sont optimisés pour la détection de lavariabilité solaire (Harder et al., 2009) et pour assurer une haute fréquence demesure (données quotidiennes). Elles sont disponibles en ligne pour les plagesspectrales suivantes : 0,1 - 40 nm et 115 - 2400 nm. Un spectre solaire deréférence pour le WHI (Whole Heliospheric Interval, groupe de rechercheinternational) a été publié (Woods et al. 2009). Il est associé au minimumd’activité solaire de l’intercycle 23 - 24.Un spectre composite combinant les données SolACES et SOLARSOLSPEC est en construction. Il correspond au minimum d’activité de 2008. Ilexiste également un spectre Sciamachy actuellement limité à la plage 240 - 1700nm (Pagaran et al., 2011).L’ensemble des spectres obtenus par les instruments SOLAR et SORCEpour ce minimum d’activité (le plus bas observé depuis les années 1980) sontd’une grande importance. On peut noter que cette période d’activité minimum estcelle qui permet d’étudier l’évolution à long terme de l’activité solaire, sousréserve de la précision nécessaire et de l’étendue des mesures disponibles. Cesspectres seront présentés et comparés dans la section III.2.Une évaluation de l’éclairement spectral est possible par la modélisationsemi-empirique de l’atmosphère solaire (cf. § I.1.4). Après validation du modèlepar comparaison avec les mesures solaires disponibles, de faibles écarts(exprimés en température de brillance) ont été obtenus entre les travaux deFontenla et le spectre ATLAS 3 (Fontenla et al., 2006).15

Fig. I.2.4-2A gauche, spectre ATLAS 3 normalisé à 1 UA. A droite,rapport d’éclairement entre les spectres SOLSPEC ATLAS 3et COSI.On peut noter que c’est la partie IR de ce spectre qui a été utiliséepour normaliser les mesures de SIM sur SORCE dans l’IR (Harder et al. 2010).L’éclairement spectral solaire ATLAS 3 est présenté ci-dessus à gauche enfonction de la longueur d’onde (normalisation : 1 UA), montrant de l’UV à l’IR lesraies d’absorption de Fraunhofer. Une comparaison avec la modélisation COSI aégalement été effectuée. Le rapport obtenu est exprimé ci-dessous à droite(ATLAS 3 / COSI) entre 200 et 2200 nm (réduction de la résolution spectrale desspectres à 5 nm par produit de convolution).16

I.3 Sujet et objectifs de la thèseMétrologie de la spectrophotométrie solaire absolue : principes, mise en œuvre etrésultats. Instrument SOLSPEC à bord de la Station Spatiale Internationale.Le sujet de cette thèse aborde la spectrophotométrie solaire absolue etses principes. Le concept fondamental de l’instrumentation SOLSPEC consisteà réaliser des mesures spectrales simultanées UV, VIS et IR selon une échelleradiométrique absolue couvrant ainsi une large plage spectrale. SOLSPEC doitaussi être doté de capacités intrinsèques de détection et de correction pour lelong terme de toute dérive de réponse induite par l’environnement spatial hostile.Ces trois éléments constituent les principes fondamentaux de la mesurespectrophotométrique réalisée par SOLSPEC. Après la mise en orbite à bord dela Station Spatiale Internationale, le principe d’une utilisation optimisée del’instrument aborde le concept de métrologie. Les enjeux en termes de politiquescientifique et les moyens mis en œuvre demandent l’application stricte d’unescience de la mesure représentée par ce concept de métrologie :- La détermination de l’éclairement solaire absolu doit faire l’objet d’unerépétition de mesures en conservant la maîtrise de tous les paramètresd’acquisition afin d’attribuer, à un instant donné, une valeur moyenne fiable àcette grandeur physique.- Ce résultat doit être accompagné d’un critère de qualité. Il est exprimé sousforme d’un calcul apportant une estimation de l’incertitude standard. Ellequantifie la fiabilité des mesures.Les exigences relatives à l’application de ces principes doivent être élevées carles destinataires (chercheurs, modélistes, …) demandent des résultats de plusen plus précis pour la mesure de l’éclairement solaire (cf. § I.1.4 et I.2.1).La mise en œuvre de ces principes constitue le pilier central de cettethèse. De nombreuses contraintes ont dû être surmontées pour optimiser ledéveloppement et la caractérisation de l’instrumentation en tenant compte desdélais stricts fixés par l’ESA. Ces impératifs ont échelonné les phases de travailet imposé la date de livraison du modèle de vol. Une difficulté intrinsèque tientégalement au type de grandeur à mesurer : l’éclairement spectral en unitésabsolues. Contrairement à l’étude de la chimie des atmosphères planétairesréalisée en unités relatives (car utilisant le Soleil comme source d’autocalibration: occultations solaires, méthode DOAS au sol, …), une mesureabsolue dans l’espace ne peut aboutir sans une caractérisation et un étalonnageradiométrique très spécifiques. Elle engendre donc de hautes responsabilitéspour le succès d’une mission. La mesure photométrique absolue est une scienceexigeante malgré les progrès technologiques. Une incertitude de 2 % dansl’ultraviolet par exemple semble être la limite inférieure actuellement atteinte.17

La mise en service de deux exemplaires de SOLSPEC pour les missionsSpaceLab, ATLAS et EURECA fut un succès. Elle a permis d’impliquer laFrance, la Belgique et l’Allemagne dans l’effort international déployé pour lamesure de l’éclairement spectral solaire. Ces contributions on donné lieu à denombreux résultats et publications (cf. § I.2.3 et 1.2.4). La continuité a étéassurée par la sélection de SOLSPEC en 1997 pour la mission SOLAR destinéeà l’ISS complémentaire aux programmes des USA. Une modification del’instrument en fonction de nouvelles interfaces a été effectuée en conséquence.Description des chapitres et paragraphesLa mise en œuvre des principes énoncés ci-dessus est développée dansle Chapitre II de la thèse. La description du fonctionnement de SOLSPEC,l’héritage des missions précédentes et l’aperçu des modifications spécifiques à lamission SOLAR sont repris au paragraphe II.1. La remise à niveau estdéveloppée au paragraphe II.2. Elle correspond à un travail d’équipe. Lescontributions personnelles concernent les éléments optiques. Elles comprennenten particulier la reconfiguration optique requise pour adapter l’instrument à unemission de longue durée (lampes internes, pointeur solaire passif, …). Cestravaux sont décrits aux paragraphes II.2.1 à II.2.3. De même, le réalignementcomplet de l’instrument et l’adaptation de son système de filtres ont fait partie dutravail de mise au point de l’instrument (paragraphes II.3.1 à II.3.3). Certainsimpératifs mécaniques, l’intégration de progrès technologiques pourl’électronique et le logiciel ainsi que des tests environnementaux sont décritsmais de manière succincte car ils induisent moins d’implications personnelles(paragraphes II.2.4, II.2.5 et II.4). Pour le logiciel cependant, des tableauxinternes de paramètres ont été optimisées par nos soins, à partir de travauxoptiques pendant la remise à niveau (paragraphe II.3.4).Après l’intégration et la vérification des fonctionnalités de SOLARSOLSPEC, nous exposons les résultats à partir du paragraphe II.5. Ils débutentavec la caractérisation radiométrique. Celle-ci intègre l’ensemble des tests quiont abouti à la connaissance approfondie de l’instrument pour en certifier lafiabilité lors des mesures d’éclairement. Ces analyses contribuent à réduire leserreurs systématiques de mesures induites par certains processus (nonlinéarités,régimes thermiques, …). Ils peuvent être caractérisés par ces tests,puis encodés dans les équations sous forme de termes de correction pour lescalculs d’éclairement spectral et d’incertitudes. L’échelle radiométrique intégrée àl’instrument pour les missions hors atmosphère se réfère à celles du PTB et duNIST dans une moindre mesure. C’est l’étalonnage absolu au sol qui permet cetransfert vers SOLSPEC des échelles associées aux étalons primaires ousecondaires en éclairement spectral. Ces travaux sont développés auparagraphe II.6. Le calcul d’incertitude approfondi est présenté au paragrapheII.7 (suivi d’une étude des limites de détection au paragraphe II.8). Il utilise leformalisme mathématique du GUM (Guide to the expression of Uncertainty inMeasurement). Les résultats en orbite sont présentés au Chapitre III. Ilsdémontrent le maintien des performances radiométriques de l’instrument aprèsson arrimage à ISS (paragraphe III.1). L’éclairement solaire calculé en début18

mission avant la montée du cycle solaire 24 est présenté au paragraphe III.2ainsi qu’une discussion approfondie de la comparaison entre SOLAR SOLSPECet les mesures ATLAS 3 et SORCE.Objectifs de la thèseEn résumé, les objectifs de la thèse correspondent à la mise en œuvredécrite ci-dessus et aux résultats obtenus. Ils se résument comme suit.- Contribuer à la remise à niveau de l’instrument en participant en travaild’équipe approfondi relatif à l’optique de SOLSPEC, adaptée pour une missionde longue durée.- Développer la caractérisation radiométrique et l’étalonnage absolu del’instrument, à travers des travaux approfondis et souvent nouveaux parrapport à la 1 ère version SpaceLab (PSD, loi de dispersion, radiomètre, logiciel,…).- Certifier la fiabilité des mesures par un calcul d’incertitude complet puis parune vérification minitieuse des performances de l’instrument après sa mise enorbite (phase de recette).- Contribuer à la planification de la mission, à l’acquisition de données et à leurtraitement en vue d’obtenir le spectre solaire SOLAR SOLSPEC avec uneprécision accrue par rapport à ATLAS 3. Obtenir une couverture spectrale plusétendue qu’auparavant et nouvelle pour l’IR (premières mesures spatiales audelàde 2,4 µm) avec une estimation précise des incertitudes. Contribuer à lapublication des résultats.19

Chapitre – IIL’instrument SOLSPECII.1 Concept général de l’instrumentII.1.1 Aperçu de l’instrumentConceptLe spectromètre SOLSPEC est dédié à la mesure exo-atmosphérique del’éclairement spectral solaire. Il est constitué de 3 doubles monochromateursCzerny-Turner à réseaux concaves. Les domaines spectraux UV, VIS et IR,s’étendent mécaniquement de 147 à 3280 nm. Ils sont balayés de façonsimultanée par un mécanisme d’entraînement unique. Cette division en 3 canauxest motivée par :- La variation importante de l’énergie des photons incidents pour une telleplage spectrale. Le recours à des détecteurs de technologies différentess’impose.- L’impossibilité de maintenir une haute efficacité d’un réseau de diffractionpour la restitution d’énergie pour une aussi large plage spectrale.- La nécessité de réduire la durée d’acquisition d’un spectre solaire completpar une simultanéité des mesures UV-VIS-IR.Montage en double monochromateurSOLSPEC utilise un double monochromateur. Ce montage en série dedeux monochromateurs jumeaux permet de réduire le taux de lumière diffuse de~10 -4 à ~10 -8 . Il devient possible de mesurer avec une grande pureté spectralel’éclairement solaire dont l’intensité varie sur plus de 6 décades. La résolutionspectrale est gouvernée par la taille finie des fentes d’entrée et de sortie. Unecontribution mineure provient des aberrations optiques (miroirs et réseauxinternes). La fonction d’instrument présente un profil triangulaire lorsque leslargeurs de ces deux fentes sont identiques (convolution de deux profilsrectangles).La fente intermédiaire représente la fente de sortie du premier module etla fente d’entrée du second. Son rôle consiste à réduire la quantité de lumièrediffuse. Elle est dimensionnée de telle sorte qu’elle n’affecte pas la résolutionspectrale. Elle est généralement plus large (marge de l’ordre de 20 %) que les20

autres fentes. Les monochromateurs SOLSPEC ne sont pas des modèlescommerciaux et ont été assemblés sur mesure. La conception optique a étéréalisée au Service d’Aéronomie du CNRS (France) devenu le LATMOS.Réseaux concavesL’utilisation d’un réseau concave offre l’avantage d’une meilleuretransmission puisque la focalisation et la dispersion de la lumière sontcondensées en un même élément optique. Cette configuration estparticulièrement utile dans le domaine ultraviolet où la réflectivité des surfacesdiminue par rapport à celle du domaine visible. Les réseaux SOLSPEC ont étélivrés par la société Jobin-Yvon (Longjumeau, France). Les matrices ont étéconçues sur mesure pour chaque canal (cf. Annexe B.1) conformément auxcalculs du LATMOS (dispersion angulaire et plages spectrales). Ils sontholographiques et présentent des aberrations optiques minimisées(astigmatisme, …).Détecteurs et filtresLes détecteurs sont alignés dans l’axe des fentes de sortie. Pour chaquecanal, une roue à filtre (atténuation du signal et/ou réjection d’ordre) s’interposeentre les fentes et les détecteurs. Les détecteurs UV-VIS sont des tubesphotomultiplicateurs à fenêtre latérale, solar blind et tri-alkali commercialisés parla société EMR (cf. Annexe B.4). Chaque détecteur est associé à unealimentation haute tension pour l’amplification et à un PAD (Pulse AmplifierDiscriminator) pour l’activation d’un mode de comptage de photons. Lesdétecteurs n’ont pas été renouvelés pour la mission SOLAR SOLSPEC. Unsystème Peltier refroidit le détecteur VIS. Le signal IR est détecté par unephotodiode PbS Hamamatsu (cf. § II.2.4).Fig. II.1.1-1De gauche à droite : photomultiplicateurs VIS et UV deSOLSPEC. Les PAD (comptage de photons) surplombent lesdétecteurs.21

Entraînement des réseauxUn cylindre métallique alésé comporte 6 plateaux pour tenir les supportsde réseaux. Ces plateaux sont en retrait par rapport à l’axe de rotation demanière telle que les plans tangents aux réseaux en leurs sommets puissentcontenir cet axe (cf. Annexe B.2, fig. B.2-2). Pour chaque canal, l’angle entre le1 er et 2 ème réseau correspond à l’angle de déviation constante d’un des 2monochromateurs. L’axe est entraîné par un moteur pas à pas assurant unediscrétisation précise du mouvement. La simultanéité des mesures est doncassurée par un débattement angulaire unique pour les 3 canaux pour chaqueincrément moteur.Chaîne de connexion mécaniqueUn mouvement de rotation de haute précision est transmis au cylindresupport de réseaux par une série de mécanismes intermédiaires :- Un réducteur démultiplie la résolution angulaire du moteur par un facteur33.- Une vis micrométrique convertit la rotation en un mouvement linéaire (3mm de translation par tour de vis).Fig. II.1.1-2A gauche, vue latérale du levier (1), connecté au cylindre,support de réseaux (non visible, en projection derrière lelevier). Le chariot principal (2) se déplace le long de la vismicrométrique (4). En (3), mécanisme de compensation entrele mouvement tangent du chariot et la rotation du levier. Adroite, vue du support de réseaux avant et après insertiondans le boîtier.- Un levier relie la vis micrométrique au support des réseaux pour unereconversion du mouvement linéaire en une rotation très précise. Lalongueur du bras est de 101,5 mm. La connexion entre la vis et le levierest établie par le chariot principal, solidaire de ce levier et se déplaçantsur la vis. Un mécanisme additionnel (chariot secondaire) compensel’écart entre le sinus et tangente. Le centre de coordonnées décrivant la22

course linéaire du chariot principal est défini par des codeurs optiques.Des butées limitent le débattement linéaire. L’hystérésis est très limitée,de l’ordre de 20 µm.Eléments optiques complémentairesUne optique frontale composée de pupilles et de diffuseurs précèdechaque fente d’entrée (cf. § II.3.2). Ces surfaces optiques contribuent àl’homogénéisation du faisceau incident et définissent la réponse angulaire d’unspectromètre. L’empilement de cette optique frontale est spécifique à chaquecanal. Des lentilles de champs sont insérées dans le canal de mesure IR de partet d’autre de la fente intermédiaire et de sortie. Elles sont destinées à réduire ladivergence du faisceau. Les lentilles internes forment l’image respective d’unréseau sur l’autre. Les spectromètres sont équipés de miroirs plans déviant lefaisceau à angle droit à proximité des fentes intermédiaires afin de réduirel’encombrement. Deux miroirs par canal sont assemblés sur un rail optique depart et d’autre de la fente intermédiaire. La Figure II.1.1-3 montre leur positioninterne dans SOLSPEC. Les dépôts de surface sont en or pour l’IR et enAl+MgF 2 pour l’UV-VIS.Fig. II.1.1-3Rail optique interne, support de miroirs plans et de fenteintermédiaire. Exemple de réalisation (IASB) pour le canalUV.Composants périphériquesLes monochromateurs constituent le cœur de l’instrument SOLSPEC.L’électronique et quelques unités optiques complémentaires sont intégrées enpériphérie.- L’unité interne d’étalonnage est une structure à 2 étages (nommée ‘pontde lampes’) insérée devant les optiques d’entrée (cf. § II.2.3). Unemesure absolue et à long terme d’un éclairement spectral horsatmosphère n’est pas envisageable sans étalons radiométriques internes.Ceux-ci sont constitués de sources lumineuses stables pour la détectiond’une possible dérive des performances de l’instrument. Pour SOLSPEC,des lampes au deutérium et à ruban de tungstène contrôlentrespectivement la stabilité des canaux UV et VIS-IR. Une lampe à cathode23

creuse contrôle les résolutions spectrales et les échelles de longueursd’onde UV-VIS.- Chaque canal dispose d’un jeu de lames de quartz et d’un obturateurinterne. Ces sélecteurs sont intégrés dans le pont de lampe. Les fenêtres(Suprasil et Infrasil) offrent une protection pour l’optique interne contre lerayonnement ionisant et les EUV.- L’optique est complétée par un délimiteur de champ structuré et anodisédéfinissant le ‘cône solaire’ d’observation. Il limite le champ de vue d’uncanal (~8°). Un obturateur principal protège les ca naux del’environnement spatial hors périodes de mesures.Schémas optiquessuit :Le schéma optique complet d’une voie de mesure est résumé commeVis et motorisationRoue àfiltres2 ème réseauDétecteurFente de sortieLampe à ruban de tungstèneou au deutériumMiroirFente intermédiaireLampe à cathodecreuse (UV-VIS)MiroirCouplageFente d’entréeDélimiteurde champ1 er réseauObturateurprincipalQuartz ouobturateurDiffuseurFig. II.1.1-4Schéma optique d’un canal de mesure intégrant le doublemonochromateur et les optiques périphériques.24

Fig. II.1.1-5Vue générale de l’instrument SOLSPEC. Intégration des soussystèmesélectroniques, optiques et mécaniques autour desmonochromateurs (8).II.1.2 Héritage préservé et modificationspour la remise à niveauLa mission SOLAR SOLSPEC s’inscrit dans la continuité des missionsATLAS. Le volume de travail pour la remise à niveau doit rester conforme auxdélais de livraison imposés par l’ESA. Les mises en orbite de la charge utileSOLAR et du module COLOMBUS pour ISS ont été simultanées. La date delivraison a été régulièrement différée, en phase avec le développement deCOLOMBUS. Le partage des charges entre l’IASB et le LATMOS a été établi dès1998. Il a été nécessaire d’adapter de nouvelles interfaces mécaniques et deremettre à niveau l’électronique et le logiciel. Pour disposer d’un instrument plusperformant au plan radiométrique, des initiatives ont été prises pour intégrer denouveaux éléments optiques : PSD (Position Sensitive Device), lampes, lamesde quartz, …). D’une manière générale, le mode de fonctionnement desmonochromateurs est resté inchangé mais les composants optiques ont étérenouvelés. SOLSPEC a entièrement été réaligné. Tout a été mis en œuvre pour25

préserver avant livraison le temps nécessaire pour la caractérisationradiométrique et l’étalonnage absolu de l’instrument. Ces mesures ont étéprimordiales pour la réussite de la mission.II.1.2.1 Unités opto-mécaniques préservéesCi-dessous nous indiquons les éléments de l’instrument de 1 ère générationpréservés pour la mission SOLAR.- La mécanique centrale des doubles monochromateurs de SOLSPEC et lemécanisme d’entraînement des réseaux.- Les roues à filtres VIS et IR ainsi que l’actuateur UV. Quelquesadaptations sont apportées aux barillets de supports de filtres et lecontrepoids de l’actuateur UV.- L’échantillonneur de la détection synchrone (canal IR) et le mécanismed’ouverture des obturateurs principaux.- Pour les détecteurs UV-VIS, un travail considérable a été réalisé auLATMOS lors de la mise au point de l’instrument de 1 ère génération pourl’adaptation du système en mode d’acquisition par comptage de photons.Les PAD (Pulse Amplifier Discriminator) ont été optimisés et conditionnéspour l’environnement spatial. Vu les délais, la décision de conserver lesphotomultiplicateurs UV-VIS et leur électronique s’est imposée malgrél’existence d’alternatives possibles (photodiode, …).II.1.2.2 Nouveaux développementsDe nombreux sous-systèmes de l’instrument SOLSPEC ont été modifiés.Composants optiques- Unité interne d’étalonnage. On a augmenté le nombre de lampes à rubande tungstène pour offrir une redondance à chaque voie de mesure. Leslampes ont été modifiées (nouveau modèle et fournisseur). Les optiquesde couplages entre lampes et fentes d’entrée (fibres optiques, lentilles etmiroirs) ont été redéfinies (cf. § II.2.3).- L’optique de couplage entre le spectromètre et le détecteur IR a étéredéfinie (usage de lentilles cylindriques, cf. § II.2.2).- Un pointeur solaire passif (PSD) a été développé pour SOLAR SOLSPEC(cf. § II.2.1 & II.5.1). Il enregistre de façon autonome un éventueldépointage solaire.- Les mécanismes porte-obturateurs internes ont été légèrement modifiésafin d’insérer les lames de quartz. Deux lames sont disponibles par canal(cf. § II.3.4.2).- Les filtres de réjection d’ordre et les filtres neutres ont été modifiés. (cf. §II.3.4.3).- La révision de l’alignement optique a permis d’étendre les plagesspectrales de fonctionnement et de recouvrement des spectromètres (cf. §26

II.3.1). Une forme analytique de la loi de dispersion a pu être calculée (cf.§ II.5.2).- Les dimensions des fentes ont généralement été modifiées afind’optimiser l’alignement (cf. Annexe B.2, tableau B.2-1). La résolutionspectrale IR a été améliorée (réduction de la largeur des fentes).Electronique et logiciel- Le logiciel et la chaîne de détection IR ont été modifiés (cf. II.2.4 & II.2.5).- Le réducteur du moteur a été modifié afin d’augmenter l’échantillonnaged’un spectre.- La régulation thermique a été révisée. Un nouveau réseau de thermostatset résistances chauffantes a remplacé le concept de plaque froide de laversion ATLAS. Le système Peltier du détecteur VIS a été amélioré. Lecaloduc a été remplacé par une tresse de cuivre pour l’évacuation de lachaleur.Mécanique- La charge utile SOLAR est intégrée en orbite dans un pointeur solaire fixésur COLOMBUS (CPD, Coarse Pointing Device, société AleniaAerospazio, Italie). La stabilité théorique de pointage de la CPD est del’ordre de 5 minutes d’arc. Par rapport à ATLAS, la répartition interne dessous-systèmes de SOLSPEC a été complétement modifiée. Pours’adapter à cette nouvelle interface (CPD), le concept d’une plaque debase a été délaissé. Une plaque centrale correspond à un plan deréférence autour duquel les masses ont été réparties (cf. élément n°12,Figure II.1.1-5). Les monochromateurs ont été intégrés en-dessous de laplaque centrale, surmontée par l’unité d’étalonnage. L’interface entre laplaque centrale et la CPD est constituée de 6 pieds.Fig. II.1.2.2-1Au centre, intégration de SOLSPEC dans le berceauorientable de la CPD. Ce pointeur est fixé à l’extrémité dumodule COLOMBUS. Crédit NASA.27

- Des éléments internes tels que les déflecteurs définissant les ‘cônessolaires‘, les supports de lampes, etc … ont été redessinés.- Les supports de réseaux ont été modifiés.Cette interface mécanique entre le réseau et la monture cylindriquepermet d’aligner les traits du réseau par rapport aux fentes grâce à un degré deliberté en rotation. La conception du modèle de support ATLAS a été amélioréeafin de faciliter cet alignement. Les réseaux sont collés sur ces supports qui nedisposent pas d’un réglage fin en rotation. Une difficulté est alors souventrencontrée : l’altération de l’alignement et de l’orientation d’un élément optiquependant le serrage (fixation) de son support. La conception d’un nouveausystème a été réalisée par l’atelier mécanique de l’IASB. L’idée a consisté àdévelopper un mécanisme de contrôle et de maintien de l’alignement pendant leblocage de la vis du support d’un réseau. Pour cela, les nouveaux supports onété équipés de biseaux latéraux permettant d’engager à travers une ouverture,une clé conçue sur mesure (cf. Annexe B.2). Ce mécanisme est précis maispossède un faible débattement angulaire. L’orientation du réseau pendant soncollage devait donc être compatible avec ce débattement (cf. § II.3.1.2).28

II.2 Remise à niveau de l’instrumentSOLSPECPour la remise à niveau de SOLSPEC, les différentes phases de travaildéveloppées ci-dessous sont celles pour lesquelles une implication personnellenotable a été apportée. Les autres sont résumées et reportées en annexe.II.2.1 Module PSDII.2.1.1 IntroductionLe module PSD (Position Sensitive Device) de SOLAR SOLSPEC est undétecteur passif de position angulaire du Soleil. Il n’exerce aucune rétroactionsur le système de pointage CPD qui dispose de son propre senseur solaire. Cecomposant interne n’était pas présent dans la configuration SOLSPEC ATLAS.Fig II.2.1.1-1Module PSD modèle de vol. Vue avant et arrière (avantl’intégration du détecteur). A droite : intégration du PSD dansle pont de lampe.Le module PSD est d’une grande importance pour l’interprétation des donnéesSOLAR SOLSPEC en raison de la dépendance de la réponse angulairephotométrique des spectromètres. Cependant, en cas de défaillance et comptetenu de sa fonction passive, le PSD n’entrave pas le fonctionnement desspectromètres SOLSPEC. Il remplit les fonctions suivantes :Détection d’un décalage angulaireLe PSD offre la possibilité de détecter un décalage angulaire résiduelentre les axes optiques de SOLSPEC et de la CPD suite à une erreurd’alignement lors de l’intégration (cf. § III.1.1).29

Détection d’un dépointage solaireLe PSD a pour fonction principale l’enregistrement de la position angulairedu Soleil par rapport aux axes optiques des spectromètres de SOLSPECpendant les mesures solaires. Cette donnée est primordiale pour l’interprétationdes mesures spectrales. Elle permet d’effectuer une correction angulairephotométrique en cas de dépointage solaire.Détermination de la réponse angulaire des spectromètresLa réponse photométrique absolue de SOLSPEC a été déterminée àl’aide du corps noir du PTB. Pour ces mesures, les axes optiques de deuxinstruments coïncidaient. Or en orbite, la direction SOLSPEC-Soleil peut ne pascoïncider avec l’axe optique de SOLSPEC. La réponse angulaire de SOLSPEC adonc été déterminée lors de la caractérisation au sol (cf. § II.5.5). Ces résultatsdevaient être confirmés par des mesures ISS en exploitant le mode de balayageangulaire (criss-cross) de la CPD. Les mesures en orbite présentent toujours unbon rapport signal à bruit en raison de l’intensité de l’éclairement solaire. Enconséquence, une large plage spectrale de chaque spectromètre a pu êtreexplorée.Eclairement total solaire et mesure du PSDLe signal enregistré par le détecteur PSD est lié à l’éclairement solaireintégré sur la plage de transmission du filtre de l’optique frontale du module. Celacorrespond à la mesure d’une fraction de l’éclairement total solaire en unitérelative. Après normalisation à 1 UA, ce signal a pu être exploité pour la mesuredu vieillissement de l’optique du module PSD et contribuer à l’étude de la dérivede réponse du canal VIS de SOLSPEC (cf. § III.1.1).II.2.1.2 DéveloppementII.2.1.2.1 Conception opto-mécaniqueUn réaménagement du pont de lampe a permis l’intégration d’un senseursolaire de dimensions réduites. Ce système PSD comporte :- Un détecteur PSD (réf. S2044, Hamamatsu, Japon). La surface activeest de 4,7 x 4,7 mm².- Un système imageur (triplet de Cook) sans aberration hors axe. Ilcouvre un champ de 12° et forme l’image du Soleil s ur le détecteur(focale 19,19 mm).- Un système de filtres pour atténuer la puissance optique incidentefocalisée sur le détecteur.Le module PSD a été développé conjointement par l’IASB et la sociétéLambda-X sprl (Belgique) selon la répartition des tâches suivantes : Lambda-X afourni une monture opto-mécanique de qualification spatiale intégrant les lentillesdu système imageur. L’IASB a pris en charge l’intégration du détecteur et sonalignement selon les axes de la CPD, la définition du filtre (bande passante et30

ajustement de la densité optique), le développement de l’électronique de lectureet l’étalonnage angulaire du module PSD. Le câblage est réalisé par le LATMOS(France).La monture du PSD dispose de 3 cavités indépendantes pour l’intégrationdes lentilles (3, 4 &5), du filtre (20) et du détecteur (2). Des verres résistants auxradiations (Schott SK4-G13 et BK7-G25) ont été utilisés.Fig. II.2.1.2.1 -1 Schéma opto-mécanique du module PSD : monture etsystème imageur (source : Lambda-X). A droite : détecteurPSD.Le système convertit une position angulaire du Soleil en coordonnées spatiales(x,y) définies dans le plan du détecteur. La réponse du détecteur estindépendante de la température pour λ < 850 nm. L’étalonnage radiométrique dusystème (cf. § II.5.1) a consisté en une relation entre une matrice de dépointageangulaire couvrant le champ de 12° et son image en coordonnées (x,y).II.2.1.2.2 Intégration du détecteurLa conception par Lambda-X du dispositif d’intégration du détecteur PSDa permis de maintenir deux degrés de liberté (rotation + translation) exempts dejeu pour ajuster la focalisation et l’alignement angulaire du détecteur. Le systèmea été mis à profit pour défocaliser l’image du Soleil sur le détecteur (32 minutesd’arc soit 177 µm) jusqu’à 300 µm de diamètre. La symétrie circulaire de l’imagea été maintenue. La réduction de la densité de puissance optique sur ledétecteur a permis de le préserver d’un vieillissement prématuré.Les axes du PSD (X PSD , Y PSD ) ont été réglés parallèlement aux axes de laCPD (X CPD , Y CPD ). Ceux-ci ont été reportés sur la monture PSD (référencemécanique). Par une méthode itérative exploitant des dépointages solairessuccessifs au sol, les lignes de coordonnées 1 x et 1 y du détecteur ont étéajustées par rapport aux références mécaniques. L’itération a été interrompuelorsque la divergence résiduelle entre les axes du PSD et les références estdevenue inférieure à 5 minutes d’arc.31

Fig. II.2.1.2.2 -1 A gauche, vue du montage pour l’étude de la défocalisation.A droite, monture pour l’alignement du détecteur. Deuxdegrés de liberté en rotation autorisent un dépointage duSoleil selon deux axes.II.2.1.2.3 Densité optique du filtre neutreLe filtre est en matériau Schott BG18, réputé résistant aux radiations etqualifié pour l’environnement spatial (Appourchaux, 1993, 1994). La bandepassante de 250 nm est centrée vers 510 nm. Des bandes de transmissionlatérale existent dans l’infrarouge entre 1,3 et 2,9 µm. Le filtre a été développépar la société SAGEM (produits REOSC, France). Un traitement dichroïque a étéappliqué sur la face externe du filtre pour la réjection vers l’espace de l’IRthermique susceptible d’échauffer les composants. Un second traitement pardépôt de couche mince optiquement neutre a été prévu pour la face interne dufiltre. Il devait limiter le photocourant à une valeur maximale de 100 µA enpointage solaire hors atmosphère. Sa densité optique a pu être déterminéeexpérimentalement avant la commande des filtres modèle de vol.Démarche expérimentaleDes mesures ont été effectuées au sol en pointage solaire direct. On autilisé un système PSD prototype équipé d’un filtre BG18 de test (densitéoptique : 1,4). La transmission atmosphérique (limitée par l’extinction liée auxaérosols, la diffusion Rayleigh, l’absorption moléculaire, …) a dû être estiméelors de chaque mesure PSD. Elle a été déterminée expérimentalement à partird’un radiomètre issu de la station de mesure du rayonnement solaire de l’IASB.Selon l’équation suivante, l’extinction atmosphérique a pu être déterminée à toutinstant à condition de connaître E 0 501 :E501( t)501501 −τ ( t).AMF= E0. e(II.2.1.2.3 -1)Avec :E 501 (t) : Eclairement solaire direct à 501 nm à l’instant t.501E 0 : Eclairement solaire direct à 501 nm hors atmosphère.AMF : Facteur de masse d’air relative (Kasten & Young, 1989).τ 501 (t) : Epaisseur optique à 501 nm à l’instant t par unité d’AMF.32

Le terme E 501 (t) correspondait à la mesure instantanée du radiomètre. Laconnaissance de la bande passante spectrale relative du radiomètre pourrait501permettre de calculer le terme E 0 par intégration d’un spectre horsatmosphère. Cette connaissance de bande passante étant manquante, le facteur501E 0 a été déterminé par la méthode de Bouguer (Harrison & Michalsky, 1994).L’expression du logarithme de l’équation (II.2.1.2.3 -1) conduit à une relationlinéaire entre le signal E 501 501(t) et l’AMF. Cette relation a permit de retrouver E 0en mesurant la variation du signal du radiomètre par demi-jour de mesuressolaires directes réalisées sous une atmosphère stable. Ln(E 501 0 ) correspondaità l’intersection avec l’axe des ordonnées (voir ci-dessous à gauche pour AMF =0). Une mesure instantanée du signal PSD au sol I PSD (t) a pu être extrapolée enune mesure hors atmosphère comme suit :I0501E0( t)IPSD(t).501E ( t)PSD= (II.2.1.2.3 -2)Des données solaires du radiomètre IASB, accumulées pendant 3 mois, ont étéanalysées, fournissant ainsi l’estimation la plus probable de E 0 501 .SPUV10 - Canal n° 7 (501 nm)Etalonnage (recherche de ln(I 0) pour AMF = 0)Nombre d'occurence7.10 7.15 7.20 7.25 7.30 7.35 7.40 7.45 7.50ln(I0)Fig. II.2.1.2.3 -1 A gauche, exemple de droite de Bouguer pour ladétermination du terme E 0501pour le canal du radiomètre. Adroite, histogramme obtenu pour l’analyse de 3 mois dedonnées. La meilleure estimation de ln(E 0 501 ) = 7,27.La correction atmosphérique a été systématiquement appliquée au signal PSDlors des tests au sol. On a obtenu une valeur très reproductible de I 0 PSD(t) quelleque soit l’instant de la mesure (et donc, l’angle solaire zénithal). Après correctionatmosphérique, on a obtenu un photocourant maximum de ~25 µA lorsqu’un filtrede densité 1,4 était utilisé. Pour obtenir un maximum de 100 µAmps en orbite, ona du augmenter l’intensité du signal d’un facteur 4. On a obtenu une densité dufiltre neutre modèle de vol égale à 0,8.87654321033

La défocalisation de l’image du Soleil n’influence pas sur l’intensité duphotocourant mais uniquement sur la densité de puissance optique. La réponsedu PSD est indépendante de la taille de l’image du Soleil (détection duphotocentre). La réduction de l’intensité et la défocalisation ont consisté en desprécautions complémentaires pour assurer le bon fonctionnement du PSDpendant toute la durée de vie de SOLSPEC.II.2.2 Optique de focalisation IRII.2.2.1 IntroductionContrairement aux canaux UV-VIS, une optique de focalisation estnécessaire à la sortie du spectromètre IR. En effet, le détecteur PbS est éloigné deplusieurs centimètres de la fente de sortie en raison de l’encombrement lié à laprésence de la roue à filtre. De plus, le signal IR est faible et les dimensions de lasurface active du détecteur sont nettement inférieures à celles des photocathodesdes photomultiplicateurs UV-VIS. Le signal ne peut donc pas être interceptéefficacement si le faisceau est divergent. Le schéma optique de l’instrumentSOLSPEC ATLAS a été modifié à la suite du changement de configuration deslampes, des dimensions du détecteur et à l’amélioration de la résolution spectrale(modifications des dimensions des fentes pour SOLAR SOLSPEC). Des lentillescylindriques remplacent désormais le miroir à forte concavité anciennement utilisépour la focalisation du faisceau sur le détecteur. La définition précise desparamètres des lentilles cylindriques a été effectuée par la société Lambda-X. Denombreux tests au laboratoire d’optique de l’IASB ont été nécessaires pourl’aboutissement du projet et se regroupent en deux catégories :1) Travaux préalables à l’étude Lambda-X permettant de définir les distances etdimensions des composants optiques.2) Travaux consécutifs à cette étude théorique : simulation du montage, tests deslentilles avant intégration dans l’expérience SOLSPEC.II.2.2.2 Développements expérimentauxLe schéma optique depuis le 2 ème réseau IR jusqu’au détecteur est présentéci-contre.34

Miroir de renvoi en or(11 x 20 x 2 mm³)Lentilles cylindriques# 1 : horizontale# 2 : verticale22 mmβδ1248 mmFiltre IRDétecteur PbS (1 x 3 mm²)αSupport de fente de sortie etdes 2 lentilles de champα = 39°15’β = 129°15’δ = 25°22’130 mmRéseau de diffractionDistance entre la fente de sortie et le détecteur PbS :22 + 48 mm = 70 mmFig. II.2.2.2-1Vue transversale du schéma de l’optique de focalisation IR. Lefaisceau émergent est dévié par un miroir plan puis focalisé surle détecteur PbS par deux lentilles cylindriques. La roue à filtreIR est insérée entre les lentilles et le détecteur.Fig. II.2.2.2-2Détection infrarouge. Monture commune pour le support dumiroir plan (1), les deux lentilles cylindriques (2) et (3), la roue àfiltre (4), le détecteur PbS (5) et le pré-ampli IR (6). Vues deface et de haut.Le 2 ème réseau de diffraction a un diamètre actif de 18 mm et constitue lasource lumineuse (monochromatique). Deux lentilles de champ enserrent la fentede sortie. Elles forment l’image du réseau dans un plan situé à ~43 mm de la fentede sortie. La mécanique de la roue à filtre est inchangée par rapport à ATLAS. Ses35

dimensions ne permettent pas de rapprocher la 2 ème lentille cylindrique à moins de16.5 mm du plan du détecteur. Le détecteur PbS est intégré dans une montureajustable en profondeur (axe optique de focalisation). Elle permet de modifierlégèrement la distance nominale fente - détecteur (70 mm).Travaux préliminairesL’objectif consistait à focaliser au mieux l’image de la fente de sortie(dimensions : 10 x 0,4 mm²) sur la surface du détecteur (3 x 1 mm²), aligné dans lesens de la hauteur de la fente. L’asymétrie des dimensions a entraîné un usage delentilles cylindriques croisées répondant aux critères suivants :- Lentille n°1 : axe de la lentille dans le sens de la hauteur de fente. Focalisationassociée à la largeur de fente. Cette lentille devrait offrir un facteurd’agrandissement de l’ordre de 5/2 (conversion de la dimension 0,4 à 1 mm).- Lentille n°2 : axe de la lentille dans le sens de la largeur de fente. Focalisationassociée à la hauteur de fente. Cette lentille devait être placée à la distanceminimale par rapport à la PbS et offrir un facteur d’agrandissement de l’ordre de 0,3(conversion de la dimension 10 à 3 mm).Idéalement, il était nécessaire d’éclairer entièrement le détecteur pourgarantir une moindre sensibilité à un désalignement possible, sachant que laréponse d’une PbS n’est pas homogène sur toute sa surface. L’encombrementmécanique laissait peu de place pour l’insertion des lentilles. Le volume disponiblea été pris en compte dans l’étude de Lambda-X. Quelques calculs préliminairesd’optique géométrique ont montré que la superposition idéale de l’image de la fentesur le détecteur n’était pas possible mais tout a été mis en œuvre pour concentrerau mieux le faisceau.Fig. II.2.2.2-3Montages simulant le chemin optique IR, entre le réseau et leplan du détecteur. Tests de lentilles et analyse de l’imageformée dans le plan du détecteur PbS (non intégré).II.2.2.3 RésultatsLes lentilles sélectionnées sont en Infrasil (dimensions : 20 x 10 x 4 mm). Lepositionnement est compatible avec les contraintes mécaniques. Pour la lentille36

n°1, l’agrandissement s’écarte de la valeur idéale. Une perte de signal n’a pu êtreévitée malgré l’optimisation des lentilles, en raison des contraintes liées à lalimitation du volume disponible pour leur insertion.LentilleCourbure(mm)Focale (mm)@436 nm @546 nm @2 µmAgrandissement obtenu#1 7,9 16,9 -- 18 0.7#2 5,9 -- 12,8 13,5 0.3Tableau II.2.2.2-1 Paramètres des lentilles cylindriques sélectionnées pour lafocalisation IR.Les performances optiques du nouveau montage sont adaptées à la nouvellegéométrie du détecteur, éclairé comme suit :Surface du détecteur PbS1 x 3 mm²Image de la fente de sortieFig. II.2.2.2-4Illumination de la surface du détecteur PbS. En grisé : image dela fente de sortie.Après intégration de l’optique IR modèle de vol (roue à filtre, focalisation etdétecteur) dans l’expérience SOLSPEC, l’alignement des lentilles a été réitéré etsoigneusement vérifié.II.2.3 Unité interne d’étalonnageII.2.3.1 IntroductionUn spectroradiomètre destiné à la mesure absolue de l’éclairementspectral solaire hors atmosphère doit disposer d’une échelle radiométriqueembarquée. Il est primordial de maintenir cette référence pendant la mission.L’environnement spatial hostile peut entraîner une dérive de la réponsephotométrique du système de mesure. Ces effets ont été observés sur denombreux instruments spatiaux, particulièrement dans le domaine de l’extrêmeultraviolet (Prinz et al., 1996). Les basses températures, le rayonnement ionisantdes particules d’origine solaire, magnétosphériques ou cosmogéniques, et lerayonnement ultraviolet dégradent les performances des composants optiques,de l’électronique de bord et des détecteurs. Les changements de réponse nesont pas linéaires et on observe généralement des dégradations rapides endébut d’exposition suivies d’un amortissement. A ces causes, il faut ajouter ledépôt de contaminants ayant pour origine l’instrument lui-même et/ou le véhicule37

sur lequel il est placé. Ces composants se déposent préférentiellement sur lessurfaces froides, y compris sur les composants optiques. Ces moléculessubissent une pyrolyse lorsqu’elles sont exposées au rayonnement EUV. Lescomposants légers sont évacués dans l’espace et les atomes de carbonesubsistent. Or le carbone est un absorbant dans l’UV (Floyd et al., 1996).Des moyens doivent être mis en œuvre pour mesurer les dérives deréponse afin de préserver la référence radiométrique. Plusieurs stratégiespeuvent être développées autour de deux éléments essentiels : la redondancede composants opto-électroniques et la présence d’étalons internes.- Les étalons internes peuvent être un détecteur (bolomètre pour SORCE, …)ou des sources lumineuses (SUSIM, SOLSPEC, …). Les lampes émettent unspectre continu ou des raies spectrales.- La redondance de composants concerne des éléments interchangeables d’unspectromètre tels que les fentes, filtres, disperseurs, détecteurs (SUSIM, Sol-ACES…) ou la présence de canaux jumeaux (SIM sur SORCE, Sol-ACES, …).La redondance des étalons internes tels que les lampes entrent égalementdans cette catégorie.La durée de la mission est un paramètre important. Pour une mission àcourt terme (missions SpaceLab, ATLAS, …), les étalonnages face à la sourceprimaire avant et après la mission sont essentiels, complétés par un systèmed’étalonnage interne en cours de mission. Pour une mission de longue duréetelle que SOLAR SOLSPEC les performances de l’unité interne d’étalonnage etla stratégie de mesures doivent être optimisées car le retour de l’instrument estexclu. De plus, la durée totale de mesures doit être considérée. Pourl’expérience SOLSPEC ATLAS, le choix s’était porté sur une unité interne delampes. Il n’y avait pas de canaux jumeaux ou de redondance de composantsoptiques. Pour SOLSPEC ATLAS, les étalonnages absolus postérieurs auxmissions ont été d’une importance capitale. Pour SOLAR SOLSPEC sur ISS, lastratégie n’a pas été modifiée mais optimisée pour une mission de longue durée.Des lames de quartz ont été ajoutées (cf. § II.3.4.2) et doublées pour chaquecanal afin de protéger les optiques face aux rayonnements UV et EUV. On afavorisé la redondance de lampes (deux lampes par canal à l’exception de lalampe spectrale). D’une part, un nouveau constructeur de lampes a étésélectionné et d’autre part, on a amélioré les couplages optiques entre leslampes et l’entrée des spectromètres. Cette stratégie est développée auxparagraphes suivants (II.2.3.2 à I.2.3.4).38

Description succincte de l’unité interne, du type de lampes et de leurutilisationFig. II.2.3.1 -1Vue générale de l’unité interne d’étalonnage relatif. Etagesupérieur contenant les lampes à ruban de tungstène etcathode creuse. Les lampes au deutérium sont situées dansl’étage inférieur (non visible).L’unité interne est située entre les obturateurs principaux et les optiquesd’entrée. Il s’agit d’une structure à deux étages où sont intégrées les lampes,leurs optiques de couplage ainsi que les roues porte-obturateurs internes (cf. §II.3.4.2). Les lampes sont des étalons radiométriques relatifs, doublés pourchaque voie de mesure. Deux lampes au deutérium (Saunders et al., 1978)contrôlent la stabilité du canal UV. Pour les canaux VIS et IR, quatre lampes àruban de tungstène de même technologie (4 Watts, sans cycle halogène) sontutilisées (Thuillier et al., 1998b). Pour les canaux UV, VIS et IR, le transfertd’éclairement entre les lampes et les pré-fentes est respectivement assuré pardes miroirs concaves, des fibres optiques couplées à un condenseur, et deslentilles. Une lampe à cathode creuse couplée à une fibre optique à deuxterminaisons contrôle les résolutions spectrales et les échelles de longueursd’onde UV-VIS.Idéalement, l’éclairement d’une lampe doit emprunter le même cheminoptique que l’éclairement solaire. Il serait donc nécessaire d’éclairer les optiquesd’entrée pour mesurer la dérive de l’instrument depuis la lame de quartz jusqu’audétecteur. Cet objectif n’a pu être atteint pour SOLAR SOLSPEC pour desraisons d’encombrement mécanique. La perte de transmission des lames dequartz est mesurée séparément (cf. § II.3.4.2.2).Deux lampes stables ont été attribuées par canal de mesure. La lampe deréférence, rarement mise sous tension, a été destinée à mesurer la dérived’éclairement de la seconde, utilisée régulièrement. Ce protocole de mesure estdécrit en Annexe E.4. L’éclairement de référence des lampes est enregistré lorsde l’étalonnage absolu de SOLSPEC au sol.39

La stabilité des lampes pour une mise en orbite (vibrations,fonctionnement sous vide) est une question d’une grande importance,développée dans les paragraphes suivants.II.2.3.2 Lampe au deutériumII.2.3.2.1 Sélection de la lampeDe nouvelles lampes (Cathodeon, Royaume Uni) ont été utilisées. Ellessont plus puissantes que celles utilisées pour SOLSPEC ATLAS (Hanau, RFA)et résultent d’un transfert de technologie et de savoir-faire entre l’expérienceSUSIM et SOLSPEC. La livraison a été supervisée par le NPL (National PhysicalLaboratory, Royaume-Uni), responsable des lampes SUSIM.Fig. II.2.3.2.1 -1 A gauche, schéma de principe de la lampe au deutérium detype SUSIM. A droite, forme attendue de l’arc entre l’anode et lacathode.Une lentille plan-convexe en MgF 2 complète la chaîne de verre pour obtenir unfaisceau parallèle (à 250 nm). La zone émettrice est localisée à ~100 mm de lalentille et limitée par un diaphragme de l’ordre d’un millimètre de diamètre. Lorsd’une mise sous tension, une durée de 15 minutes est nécessaire pour stabiliserl’émission d’une lampe.Transfert de technologieLe NPL a sélectionné les lampes (stabilisées pendant quelques cycles demise sous tension pour une durée totale de 100 h). Seules les lampes présentantune dérive inférieure à 0,1 % ont été retenues. D’après le NPL, une variationd’éclairement de 10 à 15 % peut être observée après un cycle de vibrations et lastabilité est légèrement réduite. Le NPL observe qu’un second cycle devibrations peut avoir un impact très négatif. Pour SOLSPEC, les conséquencesont été les suivantes :1) L’éclairement de référence des lampes au deutérium (D2), enregistré lorsde l’étalonnage absolu de SOLSPEC au sol risquait d’être modifié enorbite.2) Il était préférable de préserver les lampes modèle de vol (MV) avant lamise en orbite afin qu’elles ne subissent qu’un seul cycle de vibrations. La40

nouvelle stabilisation en orbite aurait tout de même permis de travailler ensystème relatif, pour mesurer la dérive du canal UV.La solution conservatoire choisie consistait à placer les lampes D2 sur la plaquecentrale afin de réduire les niveaux de vibrations.Une nouvelle monture légère de conception IASB a été développée pourl’intégration des lampes dans l’unité d’étalonnage, permettant de limiter lestensions dans la chaîne de verre. Des tests en vibrations (niveau de qualification)furent effectués avec cette monture et des lampes prototypes. Suite à desruptures de lampes, une série spéciale (5 lampes du type V08) a été livrée par lasociété Cathodeon, disposant de points de soudure renforcés et stabiliséespendant 72 heures en usine. Deux nouveaux cycles en vibrations ont étéréalisés, démontrant une résistance mécanique nominale. Une perte de signalrespective de 10 % et 4 % consécutive aux vibrations a été mesurée, suivie d’unrecouvrement partiel du signal observé lors de mises sous tension ultérieures.Fig. II.2.3.2.1 -2 A gauche, lampe prototype au deutérium et sa monture(conception IASB) lors des tests en vibrations. A droite, vuede la structure interne (déflecteurs cylindriques et boîtieranode - cathode).Les deux lampes retenues comme modèles de vol (voir ci-dessous) ontinévitablement été soumises à deux cycles de vibrations dans SOLSPEC (niveaud’acceptance de l’expérience après intégration plus la mise en orbite). Malgré lesrésultats précédents, on a constaté une stabilité remarquable des deux lampeslors de leur utilisation en orbite (cf. § III.1.2).Lampes modèle de volLes deux lampes MV ont été sélectionnées sur la base de critères destabilité. Un banc d’étalonnage spécifique a été assemblé à l’IASB pour lecontrôle de l’éclairement spectral.41

Photodiode ORIEL (Silicium), régulée à 20 °CFiltre interférentiel 260 nm (FWHM 2.2 nm)Lampe D2(faisceau parallèle)Doublemonochromateur(FWHM 1 nm)Lentille cylindrique UVLame séparatriceObturateur électroniqueLentille convergente UVFig. II.2.3.2.1 -3 Banc d’étalonnage développé pour la sélection de deuxlampes au deutérium modèle de vol.Après séparation du faisceau, l’éclairement a été mesuré conjointementpar deux systèmes de détection autonomes :- Une photodiode régulée à 20 °C et couplée à un fi ltre interférentiel (FWHM 2.2nm) enregistrant l’éclairement spectral à 260 nm à une cadence d’une mesurepar minute.- Un spectromètre (double monochromateur SPEX 1672, FWHM ~1 nm) coupléà une lentille cylindrique réalisant l’acquisition du spectre entre 200 et 400 nmune fois par heure par incrément de 5 nm. Le 1 er spectre était enregistré après30 minutes de stabilisation de la lampe.La redondance des canaux a contribué à renforcer la qualité des mesures.Elle a permis de tenir compte de biais liés au vieillissement éventuel des lameset lentilles situées sur le chemin optique. Afin de limiter ce vieillissement,l’obturateur électronique n’a été ouvert que 4 minutes par heure, tempsnécessaire pour enregistrer le spectre et quelques valeurs de la photodiode. Lecourant d’obscurité du détecteur a été mesuré et soustrait. Les mesures ont étéréalisées en unités relatives. Les paramètres électriques et environnementaux(température) ont été enregistrés simultanément.La procédure de sélection des lampes MV a été similaire à celle du NPL,mais plus courte. En effet, la stabilité de l’éclairement des lampes a dû êtremesurée sans nuire à leur durée de vie (pouvant atteindre 1000 heures). Deuxou trois cycles de 50 heures ont été effectués pour chaque lampe. Lesperformances radiométriques sont présentées ci-dessous pour 3 lampes du typeV08 (#174, 177 et 178).42

Fig. II.2.3.2.1-4 Test de vieillissement (2 x 50 heures) de la lampe #174. Lastabilisation de l’éclairement est illustrée par la mesure à 260nm (à droite) ou intégrée entre 200 et 400 nm (à gauche).Les deux systèmes de détection (spectromètre et photodiode) ontconfirmé l’excellente stabilité de la lampe #174 après 2 séries (A et B) de 50heures de tests. La discontinuité (~0,2 %) du signal entre les 2 mises soustension successives a illustré la bonne reproductibilité de l’éclairement de lalampe et la stabilité du montage. En général, une signature périodique de l’ordrede 24 heures est apparue. Elle était due à une climatisation imparfaite dulaboratoire et a affecté davantage le spectromètre que la source.La signature spectrale de la stabilisation de l’éclairement d’une lampe estplus marquée dans l’ultraviolet. Ce régime transitoire associé aux courteslongueurs d’onde est illustré pour la lampe #177ci-dessous à gauche. Pour 200nm, 3 % de variation ont été observés pendant les 25 premières heures. A droite,l’excellente stabilité de l’éclairement (meilleure que 1 %) pendant le 2 ème cycle de50 heures a qualifié la lampe #178 comme modèle de vol. Les variations ont étécalculées par rapport au spectre moyen entre 215 et 400 nm.Fig. II.2.3.2.1-5 Surveillance de l’éclairement spectral entre 200 et 400 nm. Agauche, régime transitoire observé dans l’UV pour la lampe#177 (1 er cycle, 25 premières heures). A droite, stabilité de lalampe #178 (2 ème cycle) pour toutes les longueurs d’ondes.43

La tension aux bornes d’une lampe était un critère de sélection important.Elle s’est stabilisée généralement après ~20 heures, en phase avecl’éclairement. Les performances moindres de la lampe #174 pour ce critère detension aux bornes l’ont qualifiée en tant que lampe MV de réserve. On disposaitau final de deux lampes modèles de vol (#177 et 178). Après vieillissement, ceslampes ont offert une stabilité et une reproductibilité de l’éclairement spectralégale ou inférieure à 1 %.Des termes de correction liés au vieillissement de l’optique desinstruments de mesures du laboratoire (induit par le rayonnement UV deslampes) n’ont pas été pris en compte. Pour 100 heures de test, la dose derayonnement transmise pendant 4 minutes par heure correspond à un total de 7heures. Les stabilités radiométriques de 0,3 à 0,5 % observées pour lesmeilleures lampes ont démontré qu’un vieillissement aurait été difficilementmodélisable et il a pu être considéré comme étant négligeable. Les difficultés derégulation de la température du laboratoire apparaissaient prédominantes.II.2.3.2.2 Optique de couplageLes lampes au deutérium éclairent le diffuseur d’entrée du spectromètreUV selon un chemin optique oblique par rapport à l’axe optique. Cetteconfiguration est nécessaire afin de dégager le champ de vue solaire. Pourcause d’encombrement mécanique, un éclairement direct du diffuseur par lalampe n’a pas été possible. Une optique de couplage a dû être utilisée pour letransfert d’éclairement. L’utilisation de fibres optiques présente un risque deperte de transmission sous l’effet du rayonnement UV (solarisation). On a préféréutiliser des miroirs concaves avec un dépôt de surface Al + MgF 2 car ladégradation des optiques réflectives (couches minces) est généralementmoindre que celle d’optiques réfractives (long chemin optique). Un miroir dévie lefaisceau parallèle d’une lampe et génère une convergence partielle vers lediffuseur. Un montage a été réalisé au laboratoire pour faciliter la conception àl’IASB des montures des miroirs (ajustement de la hauteur et de l’inclinaison).Après une série de tests, on a sélectionné des miroirs de 125 mm de distancefocale selon la configuration suivante :44

Fig. II.2.3.2.2 -1 Intégration des lampes au deutérium et des miroirs concavesde renvoi en MgF 2 sur la plaque centrale. A droite, la fibreoptique connectée à la lampe à cathode creuse estégalement visible entre les deux miroirs (cf. § II.2.3.4.2).II.2.3.3 Lampe à ruban de tungstèneII.2.3.3.1 Sélection de la lampeLes lampes à ruban de tungstène émettent un spectre continu exploitableessentiellement pour les canaux VIS et IR en raison de la température dufilament. Leur stabilité peut être meilleure que 0,5 %. Elles sont donc qualifiéespour servir d’étalon interne relatif en éclairement spectral. Quatre lampes ont étéintégrées dans le pont de lampe pour la mesure de la dérive des réponsesspectrales des voies de mesure VIS et IR de SOLSPEC. Ces lampes ne sontpas des composants commerciaux et elles répondaient à un cahier de chargedéterminé, héritage des missions ATLAS (Thuillier et al., 1998a). Leur fabricationa été confiée à un nouveau fournisseur (société Jélosil, Suisse), à la suite de laperte de savoir-faire et de la rupture de production du fournisseur pour ATLAS(société VERELEC, France). Seule la longueur du filament a dû être modifiée.Caractéristiques techniquesLeur enveloppe est un tube cylindrique en quartz (General Electric, WQS214 A4) de 30 mm de long, de 20 mm de diamètre et de 2 mm d’épaisseur. Lafenêtre d’émission est en quartz naturel (puropsil, épaisseur 1 mm). Lemolybdène a été utilisé comme support du filament (tringles de ∅ 1 mm) et pourle passage sous vide (feuilles de largeur 4 mm, épaisseur 28 µm, longueur 16mm).Choix du ruban de tungstèneLe changement de résistivité (Ω.m) du tungstène entre 2 températures T 1et T 0 peut être modélisé comme suit :45

ρ = ρ 1+α ( T − ))(II.2.3.3.1-1)1 0(1T0Avec α = 0,0045 et ρ 0 à 20 °C = 5,4 10 - 8 Ω.m. Pour 2200 K, on a obtenu unerésistivité ρ 1 égale à 0.000605. Par ailleurs, la résistance (Ω) vaut :LR = ρ1(II.2.3.3.1-2)Soù S et L représentent respectivement la section (mm²) et la longueur (mm) duruban. La puissance de la lampe est de l’ordre de 4 W pour un courant constantde 2 A. La résistance devait donc être voisine de 1 Ω (critère 1). Par ailleurs, ona fixé une limite de flux de courant (I/S) égale à 500 A/mm² (critère 2). Il étaitpossible de fixer un choix de section S et longueur L tel que ces critères puissentêtre vérifiés. Après analyse, on a sélectionné un ruban de tungstène de 0,36 mmde largeur et 16 µm d’épaisseur (société Goodfellow W000215, pureté 99,95 %).La longueur du ruban était voisine de 8 mm. Le cycle halogène (bromure, iodure)d’homogénéisation du ruban de tungstène n’a pas été mis en œuvre lors de laproduction car il aurait été inopérant en apesanteur.Lampes prototypesLa qualification spatiale a été assurée par l’IASB. Une série de testsradiométriques (stabilité du flux) et environnementaux (tests en vibrations et sousvide) ont été réalisés dès livraison des lampes prototypes.Un banc d’étalonnage a été assemblé pour le contrôle de l’éclairementspectral entre 200 et 700 nm. L’expérience a montré qu’un vieillissement de 50 à100 heures était nécessaire pour obtenir une stabilisation de l’éclairement à longterme de l’ordre de 0,5 %. Les résultats ont montré une stabilisation progressiveet asymptotique de la tension aux bornes de la lampe ainsi que de l’éclairementspectral. L’amplitude des variations a été plus importante pour les courteslongueurs d’onde. Les tests effectués sur les lampes de SpaceLab avaient révéléà l’époque ce même comportement (Pr. Labs, 1978-1979, lampes du typeHANAU). Lors d’une mise sous tension, la stabilité de l’éclairement a été atteinteen 10 minutes. Des tests de durée de vie (mise sous tension jusqu’à rupture dufilament) ont donné un résultat (~700 heures en moyenne) compatible avec leprogramme d’exploitation des lampes.Des cycles de vibrations ont été réalisés. Les niveaux calculés à l’ESTECpour le modèle de structure de SOLSPEC étaient élevés. Ils étaient de l’ordre de16 g rms selon les axes X et Y et 30 g rms selon l’axe Z. Ces niveaux ont étéappliqués à une lampe à ruban de tungstène fixée sur une monture conçue àl’IASB. Deux unités transportables de contrôle radiométrique ont été assemblées.L’une avait pour fonction la détection d’une variation d’intensité globale de la lampeen rapport avec les paramètres électriques (I,V). La seconde était spécialisée pourla détection de tout déplacement du ruban de tungstène ou de son support sousl’action des vibrations (en rendant la mesure de l’éclairement de la lampe trèssensible à l’alignement du filament). Les mesures ont été effectuées avant et46

après les essais en vibrations et partiellement après chaque axe. Les tests dequalification (durée : 150 s) ont été réalisés avec succès. Aucun déplacement duruban de tungstène ou de son support n’a été détecté. Ce prototype de lampe adonc été qualifié en vibration du point de vue mécanique et optique.Fig. II.2.3.3.1-1 A gauche, tests de vieillissement d’une lampe à ruban detungstène. Dépendance spectrale de la stabilisation del’éclairement. A droite, unité radiométrique associée aux testsen vibrations (contrôle de l’éclairement d’une lampe).Emission d’une lampe à ruban de tungstène sous videIl était nécessaire de déterminer si l’émission d’une lampe à ruban detungstène restait constante lorsqu’elle était placée dans un environnement àpression atmosphérique ou sous vide. Cette question était d’une grandeimportance pour l’exploitation des lampes en orbite. Elle était motivée parl’observation d’une différence notable (~30 °C) de température du bulbe entreces 2 configurations. Le bulbe est chauffé par conduction et rayonnement. Lachaleur correspondante est évacuée par la structure mécanique et parconvection si la lampe est placée dans l’air. Il convenait de vérifier si l’interruptionde la convection sous vide pouvait influencer la température du ruban detungstène. Cette question est également d’actualité pour l’instrument Sciamachy(Pagaran et al., 2009).Un banc d’essai a été assemblé. Il a permis de maintenir la lampe à l’airou sous vide lors d’une mise sous tension. L’éclairement était contrôlé par unradiomètre donnant directement accès à la température du filament (cf. § II.6.3).La description du montage et les résultats sont reportés en Annexe E.1.En conclusion, bien que la variation d’éclairement soit faible lors dupassage sous vide, une variation de la température du filament de l’ordre de 4 Ka été observée. Elle doit être prise en compte lors de mesures en orbite.47

Lampes modèle de volUn banc d’étalonnage a été assemblé pour la sélection des lampesmodèle de vol. L’image du filament était focalisée simultanément sur la fented’entrée d’un spectromètre et injectée dans une fibre vers une photodiode parl’intermédiaire d’un condenseur asphérique et d’une lame séparatrice.L’éclairement spectral de la lampe était donc contrôlé comme suit.- Par une photodiode connectée à la fibre, réalisant une mesure quasimonochromatique de l’éclairement spectral à 546 nm (filtre interférentiel).- Par un spectromètre double mesurant le spectre entre 180 et 700 nm en unitésrelatives.Les paramètres électriques (I,V) étaient enregistrés toutes les minutes à hauterésolution ainsi qu’une série de températures (bulbe de la lampe, températureambiante, spectromètre).Filtre @ 546 nm, FWHM 3.8 nmFibre optiquePhotodiode (Si), régulée en température.CondenseurSpectromètre SPEXLampe à ruban detungstèneLame séparatrice 50 %Fig. II.2.3.3.1-2 Schéma optique du banc d’étalonnage pour la sélection deslampes modèle de vol.Un compromis a dû être trouvé entre la durée de vie de la lampe et ladurée des tests de stabilisation. Pour la sélection des lampes, ce critère a étéfixé à 50 heures. Un régime transitoire s’observait systématiquement pendant lespremières heures de tests, avec une perte de signal de l’ordre de 2 %. Les 4lampes modèles de vol ont été sélectionnées. Leur stabilité était meilleure que 1% pendant les 30 dernières heures de tests. L’augmentation de la tension auxbornes d’une lampe fut systématique, trahissant un début de vieillissement. Lavaleur typique était de 2 à 15 mV après 50 heures de test. Ci-dessous, exemplede résultats obtenus pour une des lampes modèle de vol, les résultats étantsimilaires pour les autres lampes.48

Fig. II.2.3.3.1-3 Surveillance de l’éclairement d’une lampe. A gauche,évolution du spectre en % par rapport au spectre moyen (1acquisition toutes les 15 minutes). A droite, intégrales UVB,UVA et VIS extraites de la nappe de spectres.Fig. II.2.3.3.1-4 Pour la même lampe : enregistrement simultané del’éclairement à 546 nm par le second détecteur (photodiode)et surveillance de la tension aux bornes de la lampe.II.2.3.3.2 Optique de couplageLe transfert d’éclairement entre les lampes à ruban de tungstène et lespré-fentes est assuré par une fibre optique (canal VIS) et par une lentille (canalIR). L’encombrement du pont de lampes est à l’origine de ce choix. Idéalement,l’éclairement des pré-fentes par une source étalon (utilisée en unités relatives)devrait emprunter le même chemin optique que le Soleil. Ce schéma optique n’apu être réalisé compte tenu des délais imposés par l’ESA. Nous avons décidé demaintenir le principe de fonctionnement du pont de lampes ATLAS (éclairementoblique le long du cône définissant le champ de vue solaire) mais en doublant lenombre de lampes et en optimisant le transfert d’éclairement. En effet,l’éclairement des deux seules lampes à ruban de tungstène (version ATLAS)49

était partagé entre les canaux VIS et IR par un système rudimentaire de lentilles.Désormais, deux lampes individuelles sont disponibles pour chaque canal.Canal VISLe couplage se compose d’une fibre optique et d’un condenseur optiquepour l’injection du signal dans la fibre. De nombreux tests préliminaires ont étéréalisés au laboratoire de l’IASB et l’étude finale a été confiée à la sociétéLambda-X. Une fibre de 37 monobrins (silice/silice) a été retenue (cf. AnnexeB.3). Le ruban de tungstène d’une lampe représente une source lumineuse depetite étendue et de forme rectangulaire. L’entrée de fibre est donc de formeanalogue (0,75 x 3,25 mm²). L’image du ruban est formée par un condenseurasphérique en silice de synthèse de courte focale (16,36 mm). Les distancesoptimales entre la lampe, le condenseur et l’entrée de la fibre ont étédéterminées expérimentalement à l’IASB. Les résultats ont montré que l’injectionde lumière dans la fibre était maximale (extremum très marqué) si ces distancesétaient respectivement de 9 et 48 mm.Un compromis a dû être dégagé entre deux contraintes antagonistes.- Concentrer l’image du filament sur l’entrée de fibre pour l’intégrer dans la fentede 0,75 x 3,25 mm.- Limiter l’angle de convergence des faisceaux afin de ne pas dépasser le côned’acceptance de 25° de la fibre.Fig. II.2.3.3.2-1 A gauche (haut) : montage développé pour l’ajustement desdistances relatives entre la fibre et les optiques périphériques(entrée et sortie). A gauche (bas). Couplage obtenu entre unelampe à ruban de tungstène, le condenseur et la férule pourl’entrée de la fibre optique. A droite, férule miniaturisée (dutype SMA) intégrée dans un support de conception IASB pourl’éclairement des pré-fentes.50

Ces résultats ont été exploités pour la conception mécanique (IASB) d’unemonture commune (modèle de vol) pour la lampe et le condenseur.La terminaison de fibre est à symétrie circulaire. Une démarcheexpérimentale a également été appliquée pour optimiser le couplage entre laterminaison de fibre et la pré-fente. La présence d’une optique de focalisation ensortie de fibre ne s’est pas imposée grâce au positionnement de la terminaison àproximité de la pré-fente. La férule miniature (du type connecteur SMA 905) a étéintégrée dans un support mécanique de conception IASB. L’éclairement de la préfenteest effectué avec une obliquité de l’ordre de 30° par rapport à l’axe optiqued’une mesure solaire. Les tests ont montré que la perte de signal était de l’ordrede 10 % par 10° d’inclinaison.Canal IRPour le canal IR, une lentille plan-convexe fait converger le faisceau versla pré-fente en éclairement direct. Le critère essentiel était l’optimisation et lastabilité de l’intensité lumineuse sur le dépoli, sans contraintes de netteté et dequalité d’image propres à une imagerie. Un traitement de surface anti-réflexionn’était donc pas nécessaire pour les lentilles. La configuration a été étudiée aulaboratoire pour optimiser le montage du modèle de vol. La solution retenue serésume comme suit :- Il est fait usage d’une lentille plan-convexe en Infrasil, diamètre 14 mm, rayonde courbure 13,5 mm, focale de l’ordre de 30 mm.- Le filament de la lampe (surface éclairée ~0,36 x 5 mm²) est situé à 120 mmde la pré-fente.- La lentille est ajustée à une distance de 48 mm du filament et 72 mm de la préfente.Le facteur d’agrandissement est donc égal à 1,5, offrant unrecouvrement de la pré-fente IR (0,5 x 7 mm²) par l’image du filament (~0,54 x7,5 mm²).- Les axes optiques des deux télescopes sont placés obliquement par rapport àl’axe du cône définissant le champ de vue solaire.Fig. II.2.3.3.2-2 Mise en station des lampes à ruban de tungstène pour lecanal IR dans l’étage supérieur du pont de lampe. Les 2 axesoptiques sont obliques par rapport à l’axe du cône solaire.51

Le signal enregistré par la voie de mesure IR pour ces lampes à ruban detungstène reste faible comparé au signal solaire. Il est cependant suffisant pourla mesure de la stabilité de ce canal.II.2.3.4 Lampe à cathode creuseII.2.3.4.1 Sélection de la lampeLa lampe à cathode creuse (HCL : Hollow Cathode Lamp) est une lampeà décharge dont le spectre est riche en raies spectrales UV-VIS. Elles offrent uneréférence interne d’échelle de longueur d’onde et un contrôle de la résolutionspectrale. La lampe a été produite par le LATMOS. Les missions ATLAS d’unedurée d’environ une semaine utilisaient une lampe HCL contenant de l’hélium,très diffusant. Pour une mission de longue durée à bord d’ISS, la fiabilité de lalampe a dû être renforcée. L’hélium a été remplacé par l’argon dont leconfinement dans la lampe présente une remarquable longévité. Le programmede qualification spatiale de cette nouvelle source a été réalisé à l’IASB.Caractéristiques techniquesLa cathode de la lampe HCL (∅ 40 mm, longueur : 70 mm, fenêtre enSuprasil 300 (Heraeus) est une cavité usinée dans du laiton. L’anode (enmolybdène) est en position latérale. La pression de l’argon contenu dansl’enceinte est de 15 mb. La lampe est alimentée sous un courant continu de 5mA. La décharge d’amorçage est de 300 Volts. L’émission lumineuse résulted’une relaxation d’un état excité des atomes d’argon et des éléments de lacathode (Cu et Zn). L’intensité de l’ensemble des raies spectrales est covariantecar les atomes Cu et Zn intervenant dans l’émission ont été extrait de la cathodesous l’impact des ions Ar + . L’abondance de ces atomes est donc totalementdépendante de la pression du gaz.L’éclairement de la lampe se stabilise en moins de 15 minutes. Sa duréede vie est de plusieurs centaines d’heures. En mode nominal, le plasma resteconfiné dans la cathode dont la géométrie permet de limiter l’angle d’émission dela lumière. La mise hors service d’une la lampe peut être induite par une perte depression (fuite du gaz) ou des dépôts métalliques modifiant la conduction (Kerberet al., 2006, Paresce et al., 1971). La tension aux bornes des électrodes offre uncritère idéal pour analyser son vieillissement.Identification des raiesLe spectre de l’argon présente une distribution de raies moins uniformeque celle de l’hélium. Il est plus dense et les raies sont moins intenses.52

Fig. II.2.3.4.1-1 De gauche à droite, structure interne de la lampe HCL et lespectre obtenu après remplissage d’argon (mesure à l’aide duspectromètre de laboratoire Bentham DTM300).Pour l’identification des raies Cu, Zn et Ar les plus utiles, le spectre a étéenregistré et analysé à basse résolution (~0,8 nm). Pour résoudre les fréquentessuperpositions de raies et en observer les intensités relatives, le spectre aégalement été observé à très haute résolution à l’aide d’un spectromètre àtransformée de Fourier (FTIR Brucker, IFS 120M). Les raies de première etseconde ionisation Cu I, Cu II, Zn I, Zn II (+ Ar et Ar II) ont été identifiées partantde la base de données du NIST (National Institute of Standards and Technology,USA). Quelques raies du Plomb (Pb I) ont également été identifiées. Cecontaminant provient de la chaîne de verre où le plomb est utilisé pourl’adhérence des sections soudées. On a obtenu une base de données d’unecentaine de raies entre 202 et 970 nm. Ce répertoire a servi à la définition desraies retenues pour le logiciel de vol (cf. § II.2.3.4.3). Le spectre est intéressantdans l’UVA et le VIS avec une répartition de raies utilisables pour SOLSPECentre 500 et 850 nm. Dans l’UVB et l’UVC, les raies sont abondantes.Qualification spatialeBien que la lampe HCL ne soit pas un étalon radiométrique (fonctiondévolue aux lampes à ruban de tungstène et au deutérium), le maintien del’intensité des raies était souhaité. L’éclairement spectral d’une lampe a été testésous vide afin de reproduire les conditions d’utilisation en environnement spatial.L’enceinte était équipée d’une fenêtre en quartz permettant d’enregistrer lespectre émergent. Un échantillon de 7 raies intenses, représentatives deséléments présents (Ar, Cu, Zn) a été sélectionné. Les paramètres électriques(I,V) ont également été enregistrés. La lampe a été régulièrement mise soustension pendant plusieurs mois.Les résultats ont montré une dérive d’intensité de 38 % pendant les 6mois de tests. Elle a pu être corrélée à une fuite de gaz mais en affectantl’ensemble des éléments atomiques présents. La lampe modèle de vol de53

SOLSPEC a présenté des performances supérieures (cf. § III.1.2.3) à cettelampe de test.Signal (Amp)SOLSPEC - Lampe HCL ArTest de veillissement sous vide10 -8 Cu (249.22 nm) Cu (324.32 + 324.75 nm)Ar (248.89 nm)10 -9Ar (294.29 nm)10 -10Ar (297.91 nm)Cu (244.16 + 244.44 nm)Ar (244.37 + 244.77 nm)10 -11 Cu (222.57 + 222.78 + 223.01 nm)Zn (307.21 + 307.59 nm)Cu (307.38 nm)10 -12Ar (307.74 + 307.81 nm)220 240 260 280 300 320 340Longueur d'onde (nm)Signal intégré (unité relative)10 -9Solspec ISS - HCL ArTest de vieillissement sous videCu (222.57 + 222.78 + 223.01 nm)Cu (244.16 + 244.44 nm) + Ar (244.37 + 244.77 nm)Cu (249.22 nm) + Ar (248.89 nm)10 -8 Ar (294.29 nm)Ar (297.91 nm)Zn (307.21 + 307.59 nm) + Cu (307.38 nm) + Ar (307.74 + 307.81 nm)Cu (324.32 + 324.75 nm)-50 0 50 100 150 200Jour julien (2002)Fig. II.2.3.4.1-2 Résultats de tests de vieillissement de la lampe HCL Arplacée sous vide pendant 6 mois. L’éclairement d’unéchantillon de 7 raies a été analysé au cours de mises soustension successives.Les tests en vibrations d’une lampe et de sa monture ont été réalisés àOrsay (France) à des niveaux en vibrations identiques à ceux des lampes àruban de tungstène. Une unité radiométrique a été utilisée pour le contrôle del’éclairement de la lampe pendant les tests. Celle-ci utilisait un minispectrographe régulé à 20° C. Le transport de lumiè re a été optimisé à l’aide decomposants prototypes du pont de lampe (condenseur et fibre) et d’un miroir derenvoi. Des butées mécaniques permettaient de placer la monture de la lampedans une position parfaitement reproductible. L’éclairement d’un échantillon de11 raies (entre 332 et 469 nm) a été analysé.Fig. II.2.3.4.1-3 Unité radiométrique assemblée pour le contrôle del’éclairement de la lampe après les tests en bruit blanc selonchaque axe. A droite, montage de la lampe HCL sur le potvibrant.54

Les résultats ont démontré qu’une lampe HCL du type SA résistait aux niveaux devibrations imposés pour la mission SOLAR sur ISS. Pendant les tests, lavariation d’intensité des raies est restée limitée à 1,3 %.II.2.3.4.2 Optique de couplageLe transfert d’éclairement de la lampe HCL entre les deux pré-fentes UVet VIS utilise le même concept que pour les lampes à ruban de tungstène VIS.Un condenseur identique et une fibre silice/silice de 37 brins ont été utilisés. Lafibre a été traitée par dopage à la fluorine pour une meilleure résistance aux UV.L’étude opto-mécanique a été confiée à la société Lambda-X, complétée par denombreux travaux de laboratoire à l’IASB. Les résultats ont montré que lecondenseur devait être placé à 4 mm de la lampe et à 38 mm de la fibre. Lestravaux de laboratoire ont conforté les simulations de Lambda-X. La monture estun système monobloc pour les supports des trois composants : lampe,condenseur et entrée de fibre.Le plasma de la lampe HCL est une source volumique à symétriecirculaire. L’entrée de fibre multibrins est à symétrie circulaire (∅ ~1,75 mm). Elleexploite au maximum la capacité d’un connecteur SMA. L’arrangement des brinsest aléatoire pour la séparation de la fibre en ‘Y’ entre les deux sorties circulairesUV (19 brins) et VIS (18 brins). Par une démarche expérimentale (IASB) similaireà celle utilisée pour l’étude des lampes à ruban de tungstène, on a optimisé lecouplage entre la terminaison de fibre et la pré-fente. Pour une distanceinférieure ou égale à 4 mm, on a observé que le couplage fibre – pré-fente sansobjectif de focalisation était plus efficace malgré la divergence du faisceau de25°.Fig. II.2.3.4.2-1 Intégration finale de la lampe à cathode creuse dans le pontde lampe. La monture est une structure unique pour la lampe,le condenseur et la fibre optique. L’épanouissement de lafibre en deux branches est visible après le connecteur SMA.II.2.3.4.3 Sélection des raies spectralesLes raies devaient être sélectionnées pour le ‘mode cathode creuse’ dulogiciel de vol qui dispose de 16 plages spectrales programmables. C’était uneétape répondant aux exigences suivantes :55

- Sélectionner les raies les plus intenses, bien isolées et bien distribuées dans ledomaine spectral en veillant à enregistrer les 3 éléments Cu, Zn et Ar. La lignede base de la raie devait être observable en début et fin de chaque plage.- Echantillonnage : disposer de 10 points de mesures environ par largeur de raieà mi-hauteur (FWHM). L’une des raies devait être échantillonnée beaucoupplus finement (contrôle de la résolution spectrale).- Favoriser la mesure simultanée de raies UV et VIS pour chaque plageprogrammable.- Répartir équitablement les plages entre les canaux UV et VIS. Couvrir la pluslarge plage spectrale possible.- Retenir une raie située dans la zone de recouvrement UV-VIS et doncobservable simultanément par les deux canaux.- Optimiser le rapport signal à bruit en augmentant le temps d’intégration.Néanmoins, la durée totale de la mesure ne devait pas dépasser 1 heure.Après sélection, l’incrément moteur ‘p‘ a été fixé à 10 et 4 respectivementpour les canaux UV et VIS, ce qui a garanti environ 10 points par FWHM. Le filtreVIS a été fixé sur la position VIS1. Le filtre UV est en position ‘off’. Notons que laprésence d’un ordre 2 de diffraction ne posait pas problème. Les plages R0 àR15 du mode cathode creuse ont été partagées entre 6 plages UV et 10 VIS.Les mesures simultanées sont nombreuses : 6 raies VIS sont observablespendant les mesures UV tandis que 4 raies UV sont observables pendant lesmesures VIS. Au total, on a obtenu la mesure de 26 raies. Deux raies étaientobservables dans la plage de recouvrement UV-VIS. L’une des deux a étésélectionnée. Le temps d’intégration a été fixé à 2.4 secondes et le spectre a étéenregistré en moins d’une heure. Les raies retenues concernent les troiséléments Cu, Ar et Zn. La raie intense Ar I à 763,51 nm a été utilisée pour lecontrôle de la résolution spectrale VIS.Signal UV (cps.s -1 )500450400350300250200150100500Signal HCL - Canal UVZn I213.86Cu I222.57222.78223.01Cu I244.16Cu I249.22Ar II294.29Cu I282.44Ar I307.12307.59Cu I327.40Cu I324.75200 220 240 260 280 300 320Longueur d'onde (nm)Signal VIS (cps.s -1 )35000300002500020000150001000050000Signal HCL - Canal VISCu I324.75Cu I427.51Ar II454.51Ar II476.46Ar I675.28Ar I667.73Ar I Ar I727.29 738.40Ar I714.70Ar I706.72Ar I763.51Ar I772.38772.42Ar I800.62801.48300 400 500 600 700 800 900Longueur d'onde (nm)Fig. II.2.3.4.3-1 Signal HCL argon mesuré par les canaux UV-VIS deSOLSPEC. Les raies sélectionnées pour le mode cathodecreuse sont indiquées.56

En raison de leur densité, les raies ne sont pas toujours bien isolées. Lasélection des raies est résumée par la Figure ci-dessus montrant le spectre Ar-Cu-Zn tel qu’enregistré par l’instrument SOLSPEC.Nous présentons quelques profils de fonction d’instrument mesurés par lalampe HCL. La Figure ci-dessous montre en rouge la plage spectrale observéeet en bleu, le spectre complet de la lampe.Plage R1 (UV-VIS)Plage R5 (UV)Plage R7 (UV-VIS)Plage R13 (VIS)Fig. II.2.3.4.3-2 Profils détaillés de quelques raies HCL mesurées par lescanaux UV-VIS de SOLSPEC.II.2.4 ElectroniqueLa stabilité et le haut niveau de performances radiométriques attendu pourl’instrument SOLSPEC dépendent également de la fiabilité de l’électronique.Cela concerne tant le positionnement motorisé de composants mécaniques(pièces mobiles) que la réponse des détecteurs. Un temps de stabilisation estnécessaire avant d’utiliser l’instrument pour un étalonnage ou une mesuresolaire.La dissipation de chaleur engendrée par l’électronique joue un rôle actifdans le bilan thermique. Elle peut être contrôlée (thermostats et résistanceschauffantes) ou non (dissipation par les modules électroniques). Le gradientthermique est toujours positif lors d’une mise sous tension sauf pour les57

efroidisseurs Peltier. L’élévation de température du cœur de l’instrument est del’ordre de 2 à 3 °C pendant une mesure solaire (~20 minutes).II.2.4.1 Composants internesSept cartes électroniques interviennent dans le fonctionnement deSOLSPEC. La carte du moteur principal de la vis micrométrique est en positionlatérale le long de la vis. Les autres cartes insérées dans des boîtiers sont :- la carte CPU contenant le processeur 386,- la carte de traitement du signal IR,- la carte CAD (convertisseurs) contenant également l’électronique du PSD,- la carte des ‘entrée/sortie’ et des compteurs,- les deux cartes housekeeping HK1 et HK2, gérant les commandes du moteur,le refroidissement Peltier du détecteur visible, les télémesures et lalinéarisation des thermistances, …Le câblage des lignes de zéro volt est rassemblé en un point de masse uniquesur une petite carte additionnelle.Les autres composants électroniques sont les alimentations haute tensiondes détecteurs, l’alimentation combinée pour les trois types de lampes internes(société ATERMES, France), les thermostats et résistances chauffantes et lesdétecteurs. Un actuateur et six moteurs actionnent les roues à filtres, la vismicrométrique, les obturateurs et l’atténuateur UV. La conception del’électronique doit assurer un découplage électromagnétique pour éviter lesinterférences entre les composants internes (telles que des boucles de masses).II.2.4.2 Electronique IRLa voie de mesure IR est équipée d’un détecteur au sulfure de plomb(PbS) et d’une détection synchrone. L’ensemble de la chaîne électronique dedétection a été renouvelée à l’IASB suite aux insuffisances observées pourl’instrument de première génération. C’est une des phases principales duprogramme de remise à niveau de SOLSPEC. Le développement de cettenouvelle électronique est résumé en Annexe C.3.Dans l’infrarouge, les photons incidents sont de faible énergie. Lacomposante dominante du bruit provient de l’électronique (cf. calculsd’incertitude, § II.7 et Figure II.7.4.2-4). La technique de détection synchrones’est imposée afin d’améliorer le rapport signal à bruit.Analyse comparativePar rapport à l’ancienne électronique de détection infrarouge, on peutrelever les différences essentielles suivantes :- Une voie de mesure supplémentaire est disponible (IR3).- La conversion est effectuée sur 16 bits au lieu de 10.- L’échantillonneur est placé en entrée du double spectromètre IR plutôt qu’ensortie.58

- La carte de traitement IR gère mieux la phase et la fréquence du signal deréférence en exploitant pleinement le signal de mesure disponible en sortie del’échantillonneur. Précédemment, un PLL (boucle à verrouillage de phase)restituait la fréquence de modulation au lieu d’une lecture directe.- La concordance de phase entre le signal IR et l’onde de référence est mieuxajustée qu’auparavant. Elle est centrée sur les maxima d’intensité desalternances positives et négatives.Il est nécessaire d’ajuster la gamme dynamique de réponse de ladétection au signal solaire afin d’éviter toute saturation. De nombreusescontributions personnelles ont donc étayé le développement de l’électronique.Les actions couplées entre optique et électronique consistaient en :- Des travaux de réglage de l’amplitude de l’échantillonneur en fonction del’ouverture numérique du spectromètre. Une mesure a complété les calculs.Un montage optique et une observation stroboscopique ont permis de validerl’intégration de l’échantillonneur (en position et amplitude) à l’arrière de la fented’entrée.- La réalisation d’un banc d’étalonnage simulant l’intensité d’un signal solaireéclairant le détecteur. On a utilisé une source lumineuse dont l’intensité étaitajustée sur la base de calculs radiométriques.Ces montages ont été primordiaux pour les tests du préamplificateur, pour leréglage de certains potentiomètres et pour vérifier l’absence de saturation ducanal IR1.II.2.5 Logiciel de volLe nouveau logiciel a été développé à l’IASB. Il est adapté à la nouvelleélectronique et offre deux types d’acquisition pour la détection UV-VIS. Lecomptage de photons pour un temps d’intégration déterminé est complété par unmode ‘à coups constant’. Le temps d’intégration devient variable et permet demieux contrôler le rapport signal à bruit dès l’acquisition. Dans ce cas, lesimpulsions à la sortie des détecteurs sont accumulées jusqu’au franchissementd’un seuil prédéfini.II.2.5.1 Modes d’acquisitionLe logiciel de vol prévoit 7 modes d’acquisition pour SOLSPEC. Un mode‘manuel’ (M7) autorise le contrôle direct (en temps réel) de l’instrument. Lesautres modes concernent des acquisitions automatiques : mesures solaires oude sources étalons (M1, M5), de lampes internes (M2, M3) ou spécifiques à unecaractérisation radiométrique (M4, M6).Les modes sont activés par une commande simple (ex. : 0x01 pour lemode M1). Ils sont préprogrammés et associés à un tableau de 256 paramètrescaractérisant entièrement l’instrument pour l’acquisition de spectres (contrôle desmoteurs et détecteurs). Les valeurs optimales des paramètres ont pu être59

assignées au sol suite au travail de caractérisation (cf. § II.3.5). Cetteconfiguration a permis de réaliser des mesures nominales exploitant au mieux eten automatique les performances de l’instrument SOLSPEC. Des mesuresspécialisées sont possibles. Elles sont activées par des commandes particulières(jusqu’à 100 mots hexadécimaux) modifiant temporairement le tableau deparamètres lors de la mise sous tension de SOLSPEC. Ces commandesconfèrent au logiciel une réelle puissance et une grande souplesse d’utilisation.Elles ont permis par exemple de poursuivre la caractérisation radiométrique enorbite (lumière diffuse, linéarité, réponse angulaire, …) ou de favoriser le rapportsignal à bruit ou l’échantillonnage de certains fragments du spectre.Pour une acquisition nominale, le principe consiste à parcourir une plaged’incréments moteur entre 0 et 27080 par pas de 40. Un échantillon de 60 mesuresde courant d’obscurité est collecté avant et après la mesure du spectre.L’acquisition est divisée en 16 plages connexes dans le code du programmecontrôlant le passage des filtres et l’échantillonnage. La durée acquisition d’unspectre solaire est compatible avec la période de pointage (~20 minutes) autoriséepar la CPD.Description des modesModes Nom DescriptionM1 Mode solaire Temps d’intégration UV-VIS : 0.6 s. Pointage solaire.Initialisation de la mesure synchronisée par la CPD(‘start sun tracking’). Optique d’entrée : quartz Q1par défaut.M2Lampes internes(D1, D2, W1 → W4)Signal des lampes internes. Acquisition similaire àM1 (même paramètres) mais indépendante de laCPD. Préchauffage des lampes : 15 minutes.M3 Cathode creuse Plages présélectionnées pour limiter le spectreautour des raies Ar, Cu et Zn les plus significatives.Temps d’intégration UV-VIS : 2.4 s.M4 Criss-cross Mode dédié à la mesure de réponse angulaire(basculement synchrone de la CPD). Incrémentmoteur fixe, modifiable.M5 Sélection d’une zone Mode équivalent à M1 mais limité à une plagespectrale au lieu de 16.M6 Courant d’obscurité Mesure à l’incrément moteur zéro ou en balayageavec l’obturateur principal fermé.M7 Commande directe Activation en temps réel des différents soussystèmesde SOLSPEC.Tableau II.6.2.1-1 Modes d’acquisition mis en œuvre par le nouveau logiciel devol.La procédure de remise à zéro (RAZ) est un algorithme qui permet dedéfinir l’origine de l’échelle des incréments moteurs de manière trèsreproductible. La procédure doit être activée lors de chaque mise sous tensiondu fait de l’absence de codeur optique absolu (cf. Annexe C.1).60

II.3 Intégration et tests de fonctionnalitéII.3.1 Alignement optique des spectromètresII.3.1.1 IntroductionLes trois doubles monochromateurs constituent le cœur de l’instrumentSOLSPEC. Leur conception optique, définie au LATMOS pour la premièremission SpaceLab (fin 1983) est restée inchangée. L’héritage est égalementcomplet pour l’assemblage (IASB) des éléments mécaniques à l’exception dessupports de réseaux (voir ci-dessous). Par contre, l’héritage ne pouvait êtreconservé pour la procédure d’alignement. En effet, les difficultés rencontrées parl’équipe SOLSPEC pour l’alignement des instruments de première génération(SOLSPEC et SOSP) ont conduit par exemple, à élargir les fentes de sorties (etdonc dégrader la résolution) afin d’assurer l’émergence de la lumière pourl’ensemble de la plage spectrale. Un effort majeur a été investi dans ce domainepour l’instrument SOLAR SOLSPEC. Les réseaux ont été renouvelés. Unalignement optique optimum a été réalisé pour les trois spectromètres, enparticulier pour le canal IR dont la résolution spectrale devait être améliorée.La procédure d’alignement est abordée au § II.3.1.3 et développée enAnnexe D.1.II.3.1.2 Collage des réseauxLes nouveaux supports de réseaux (conception IASB) et leur mécanismed’alignement ont été présentés au § II.1.2.2. Les réseaux sont collés sur cessupports. Le débattement angulaire de ce système est limité à quelques degrés.Il était donc nécessaire de coller les réseaux de manière telle que le préalignementdes traits fut compatible avec ce débattement. Pour cela, Il fallait aupréalable déterminer précisément l’orientation des traits.Le problème a été résolu par un montage de laboratoire simulant unspectromètre (à partir d’une lampe au mercure, une fente et un réseau). Leréseau a été placé dans un berceau autorisant une rotation selon 2 axes. La fenteétait au centre de courbure du réseau. On a observé les ordres successifs dediffraction. L’idée consistait à former le spectre perpendiculairement à la directionconventionnelle. En effet, les raies se superposent lorsque les traits du réseau sontplacés à angle droit par rapport à la fente (voir ci-dessous). Ce critère d’alignementa atteint une précision suffisante (de l’ordre de 1°).61

Spectre conventionnel :Traits parallèles à la fenteOrdres : -1 0 1Spectre ‘à angle droit’ :Traits perpendiculaires à lafenteOrdre 0Ordre 1Fig. II.3.1.2-1Montage utilisé pour localiser l’orientation des trais desréseaux. A droite, formation du spectre pour des traitsperpendiculaires à la fente.Les réseaux et le repère indiquant l’orientation des traits ont été livrés à lasociété OIP (Belgique) pour le collage. L’intersection commune entre lessommets des réseaux et l’axe de rotation du cylindre alésé (supportant les 6réseaux) a également été contrôlée.II.3.1.3 Alignement d’un double monochromateurLes alignements optiques des spectromètres devaient être réalisés avantleur intégration dans l’instrument. En effet, ils constituent le cœur de l’instrument etl’optique interne est inaccessible lorsque les boîtiers électroniques, le pont delampes, les détecteurs, les roues à filtres et le harnais sont assemblés autourd’eux.L’alignement optique consistait à assurer la synchronisation des deuxréseaux. Pour une position angulaire donnée de ces réseaux, la longueur d’ondediffractée à l’ordre 1 du faisceau émergent par la fente intermédiaire devaitégalement émerger par la fente de sortie. L’alignement de chaque doublemonochromateur SOLSPEC (configuration de dispersion additive) a été réalisédans l’ordre suivant :- Réglage en translation du cylindre alésé pour ajuster les réseaux face auxfentes d’entrées.- Alignement des traits du 1 er réseau : les traits devaient être parallèles à l’axedu cylindre alésé et à la fente d’entrée.- Réglage de la distance entre le sommet du 1 er réseau et la fente d’entrée.L’objectif était d’obtenir une image nette de la fente d’entrée dans le plan de lafente intermédiaire.- Alignement des traits du 2 ème réseau. Le spectre devait défiler en sortie dudouble monochromateur sans variations dans le sens de la hauteur de fente.62

- Réglage de la distance entre le sommet du 2 ème réseau et la fente de sortie.Une raie émergente devait être nette dans le plan de la fente de sortie.Les sources lumineuses externes utilisées pour l’alignement étaient quasimonochromatiques (lasers He-Ne et He-Cd, lampes spectrales) ou à spectrecontinu (source au deutérium, lampes au tungstène 1000 W). Les alignementsont été réalisés de façon itérative. Certaines procédures ont été spécifiques aucanal étudié (cf. Annexe D.1), comme par exemple, un alignement pour uneplage spectrale hors du domaine visible (canal UV), …L’astigmatisme des réseaux a été pris en compte (présence de deux plansfocaux). On a sélectionné le plan tangentiel assurant la netteté des bordslatéraux d’une raie.II.3.2 Optiques d’entréeLa définition des optiques d’entrée est le fruit de travaux de recherchesmenés au bénéfice de la 1 ère génération de l’instrument SOLSPEC (années1980). Celles-ci consistent en un empilement de lames (quartz dépolis, …)devant la fente d’entrée. Ces diffuseurs contribuent à la limitation du champ devue et à l’homogénéisation du faisceau incident. Un diffuseur constitue lapremière surface active pour chaque canal. Sous l’action d’un faisceau incident,il agit comme source lumineuse secondaire. En tant que source diffuse, il couvrel’ouverture numérique des spectromètres et éclaire entièrement les réseaux. Ilcontribue aussi à rendre SOLSPEC insensible à un léger dépointage solaire et àvérifier la loi en 1/r². Il contribue à rendre une mesure SOLSPEC indépendantede l’assombrissement centre à bord du Soleil en neutralisant la résolutionangulaire. La présence d’une pré-fente procure une 1 ère délimitation du champ devue qui reste principalement défini par le délimiteur de champ du cône solaire.L‘héritage SpaceLab - ATLAS a été préservé mais la plupart des lamelles(fentes, pré-fentes, diffuseurs) ont été renouvelées.Les terminaisons de fibres sont présentes à proximité des pré-fentes pourla version SOLAR SOLSPEC (cf. § II.2.3.3.2 et II.2.3.4.2). Les empilementsspécifiques sont décrits ci-dessous. Les lames ont été insérées au fond d’unsystème de barillet contenant la fente d’entrée. Seule la fente IR a été modifiée(changement de résolution). La présence de deux lames pour un canal (exceptépour l’IR) contribue à définir un diffuseur volumique.Les pré-fentes sont en inox, les fentes ont été taillées au laser dans deslamelles métalliques noires mat et les pupilles sont brillantes. Les distances entrefentes et pré-fentes sont respectivement de 3,15, 2,05 et 1,05 mm pour lescanaux UV, VIS et IR. Les dépolis (Heraeus) sont en Suprasil 311 pour l’UV-VISou en Infrasil 301 pour l’IR.63

Canaux UV-VISPré-fente UV2 x 2.5 mm²Férule de lafibre HCLPupille UV(∅ 4 mm)Pré-fente VIS2 x 2.5 mm²Férules desfibres HCL,W1 et W2Pupille VIS(∅ 4 mm)Fig. II.3.2-1A gauche, empilement des éléments pour les optiquesd’entrée UV ou VIS. A droite, vue en projection. Positions desterminaisons de fibres. Schémas (UV-VIS et IR) : W.Decuyper.Canal IRFig. II.3.2-2Optique d’entrée pour le canal IR.II.3.3 Système de filtresII.3.3.1 IntroductionSOLSPEC est équipé d’un système de filtres situés sur les roues porteobturateursdu pont de lampes et sur les roues à filtres (ou actuateur) inséréesentre les fentes de sortie des spectromètres et les détecteurs.Les filtres du pont de lampe sont des lames de quartz assurant laprotection des optiques d’entrées contre les rayonnements EUV. Cette protection64

est nécessaire pour le maintien de la réponse photométrique des spectromètresdevant assurer une mission de plusieurs années.Les filtres de sortie de chaque spectromètre assurent la réjection desordres supérieurs de diffraction et l’atténuation du signal si nécessaire (parexemple, pour limiter les effets de non-linéarité des détecteurs UV et VIS).II.3.3.2 Roues porte-obturateursDescription et fonctionnalitésDeux roues motorisées sont partagées entre les trois spectromètres, l’uned’elles étant commune aux canaux VIS et IR. Pour chaque canal, 4 positionssont disponibles : ouverte (O) – obturation (F) – quartz 1 (Q1) – quartz 2 (Q2). Lasélection d’une position est assurée par un système de haute fiabilité. Il utilisedes interrupteurs à lames souples (ILS) activés par des aimants solidaires de lapartie mobile des roues.Les lames de quartz sont en Suprasil 311 et Infrasil 301 (Hereaus, RFA),respectivement pour les canaux UV-VIS et IR. Leur diamètre est de 25 mm etl’épaisseur de 1 mm. La sélection des positions individuelles (O-F-Q1-Q2) estsynchronisée pour les canaux VIS et IR puisqu’elles sont associées à une rouecommune.Caractérisation radiométriqueLes lames Q1 et Q2 sont redondantes. La position Q1 est sélectionnéepour les mesures solaires nominales tandis que l’autre lame reste peu exposéeau rayonnement solaire.Fig. II.3.3.2-1Mesures des transmissions des lames Q1 et Q2 pour les troiscanaux. Les sources lumineuses utilisées sont les lampes audeutérium EF 159, FEL 545 & 546 et le corps noir.Une mesure régulière de leur transmission (ratio Q1/O et Q2/O) estprévue en orbite. Elle est effectuée à l’aide du signal solaire utilisé comme65

source lumineuse stable. Son intensité est alors exprimée en unités relatives.Cette mesure est nécessaire pour caractériser entièrement la perte de réponsed’un canal SOLSPEC car le signal des lampes internes ne peut être utilisé àcette fin (cf. § II.2.3). Notons que les étalonnages radiométriques absolus ont étéréalisés au sol avec la position Q1 (cf. § II.6). La transmission initiale des lames(Q1, Q2) a été mesurée à l’aide de sources lumineuses externes pour les troiscanaux.II.3.3.3 Roues à filtresII.3.3.3.1 IntroductionL’ajustement des longueurs d’onde pour l’activation de chaque filtre et larecherche du facteur d’atténuation nominal constituaient une partie importante dela remise à niveau de l’instrument. La méthode suivante a été utilisée pourchaque spectromètre :1. Détermination des longueurs d’onde de coupure pour éviter lessuperpositions de contributions d’ordre 2 ou supérieures.2. Mesure (provisoire) de la réponse du spectromètre à l’aide d’une lampeétalonnée en éclairement spectral.3. Simulation du signal engendré lors de l’observation du Soleil. Le rapportentre le spectre ATLAS et l’éclairement des lampes étalons a été calculé àcette fin.4. Détermination des atténuations pour que le signal ne dépasse pas unevaleur seuil tenant compte de la nature du détecteur.Les roues à filtres contribuent à la complexité de la mécanique interne deSOLSPEC (trois des sept moteurs SOLSPEC sont consacrés au positionnementdes filtres). Les détecteurs ne sont pas connectés directement aux fentes desortie puisque les roues à filtres sont insérées entre ces composants.D’importantes précautions ont dû être prises lors de l’intégration et des tests ausol pour éviter que les détecteurs ne reçoivent de la lumière directe. Les taux delumière diffuse auxquels sont exposés les détecteurs ont été étudiés (cf. § II.5.4).La contribution des filtres est intégrée dans la réponse photométrique de chaquespectromètre (cf. § II.6). Contrairement aux lames de quartz, les filtres ne doiventdonc pas être précisément caractérisés en transmission spectrale.II.3.3.3.2 Canal UVUn actuateur à deux positions est utilisé. Son activation permet de placerune lame dépolie en Suprasil devant le détecteur. Sa transmission (indicative) aété mesurée et oscille entre 5 et 15 %. Elle contribue à homogénéiser le signalsur la photocathode du détecteur UV. Cette configuration est restée inchangéepar rapport à la version SOLSPEC SpaceLab. Les contraintes de tempsimposées pour la livraison du modèle de vol n’ont pas permis de modifier lesmécanismes. Il est démontré ci-dessous que cette configuration à 2 positions est66

suffisante pour le fonctionnement nominal canal UV. Il n’y a pas de filtre deréjection d’ordre mais la conséquence de cette absence a été quantifiée.Activation de la lame dépolieIl était recommandé de ne pas dépasser 10 5 coups par seconde (cps/s)lors d’une mesure solaire pour limiter les effets de non-linéarité du détecteur. Laméthode décrite précédemment a été appliquée pour déterminer la plagespectrale d’activation de la lame dépolie. Après intégration des éléments dumodèle de vol du canal UV (y compris l’empilement des optiques devant la fented’entrée), les lampes au deutérium et à filament de tungstène 1000 Wétalonnées au NIST (EF165 et F545) ont été utilisées.Fig. II.3.3.3.2-1 A gauche, actuateur UV à deux positions pour l’insertion d’unquartz dépoli (Suprasil) devant le détecteur. A droite,simulation du signal solaire (étalonnages EF165 et F545).On observe qu’un signal solaire peut déjà atteindre 10 4 cps/s dès 200 nm.Aucune extinction ne survient avant la fin de la plage spectrale mesurable par lecanal UV (371 nm). Le signal est supérieur à 10 5 cps/s entre 217 et 320 nm. Lefiltre UV doit être actif sur cette plage. L’atténuation induite permet de limiter lesignal maximum sous le seuil fixé (10 5 cps/s) sans filtre neutre additionnel. Uneexception prévaut pour la plage comprise entre 289 et 297 nm, zone de réponsemaximale où ce seuil est localement dépassé.Une alternative a été étudiée. Elle consistait à ne pas activer le filtre UVavant 263 nm car le signal solaire se maintient entre 10 5 et 2 10 5 cps/s entre 217et 263 nm (sauf localement vers 245 nm). Cependant, le gain en terme derapport signal à bruit aurait pu être contrebalancé avec une correction de nonlinéaritéplus importante (~22 % à 2 10 5 cps/s, cf. § II.5.3.2). La décision a étéprise de disposer des deux courbes de réponse absolues entre 217 et 263 nm,avec et sans activation du filtre UV (cf. § II.6.4).67

Analyse de l’ordre 2Lors des étalonnages à la pression atmosphérique, il est impossibled’observer une contribution de l’ordre 2 du fait de l’absorption par l’oxygènemoléculaire vers 185 nm. Aucun terme de correction ne devait donc être pris enconsidération lors de la détermination de la courbe de réponse (cf. § II.6.4). Enrevanche, le problème se pose dès 310 nm (2 x λ coupure du Suprasil) pour toutemesure effectuée sous vide. L’impact de l’ordre 2 a été déduit de comparaisonsde mesures air - vide avec une lampe au deutérium. Les résultats montrent quele taux maximum (pour un signal incident de 10 4 cps/s à l’ordre 1) est voisin de12 cps/s, générés vers 165 nm. A partir de ce résultat, il a été possible decaractériser l’ordre 2 d’une mesure solaire (ci-dessous à droite). On constate quela contamination par l’ordre 2 reste négligeable. Elle est inférieure à 0,027, 0,15et 0,4 % respectivement à 350, 360 et 370 nm.Fig. II.3.3.3.2-2 A gauche, estimation de l’intensité à l’ordre 2 pour un signalde 10 4 cps/s à l’ordre 1. A droite, comparaison entre lesintensités des ordres 1 et 2 lors d’une mesure solaire.Avec une lame de quartz dépolie unique (composant optique stable etrésistant), les critères d’atténuation du signal et de réjection de l’ordre 2 ont doncété satisfaits pour les mesures solaires.II.3.3.3.3 Canal VISLe canal VIS dispose d’une roue à filtres à quatre positions, notées VIS1 àVIS4. Les mécanismes sont inchangés par rapport à la version SOLSPECSpaceLab. La sélection d’une position est également assurée par un systèmed’ILS (Interrupteurs à lames souples).68

Fig. II.3.3.3.3-1 Roue à filtres VIS à 4 positions. On distingue la positionouverte du filtre VIS1 ainsi que les interrupteurs ILS.Compte tenu de l’extrême sensibilité du détecteur VIS et du flux intensede photons, une atténuation du signal à 10 5 cps/s pour une mesure solaire a éténécessaire pour la majeure partie de la plage spectrale centrale du canal VIS.Simulation du signal solaireLa méthode d’analyse décrite précédemment a été appliquée. Lasimulation du signal solaire a été réalisée avec un étalon secondaire enéclairement spectral (source au tungstène du type FEL de puissance 1000 W).Pour les plages spectrales (285-536 et 793-908 nm), la simulation a étéeffectuée sans filtre. Ainsi, le rapport signal à bruit a pu être amélioré pour lesplages de faible réponse de l’instrument (vers 300 et 900 nm). Pour la plage 793-908 nm, un filtre passe-haut externe (Schott GG550) a été utilisé pour couperl’ordre 2. Un terme de correction lié à sa transmission (0,905) a été pris encompte dans la simulation.Fig. II.3.3.3.3-2 Simulation du signal solaire pour un canal VIS sans filtreneutre. Source étalon : F545. Spectre de référence : ATLAS3. A droite, plage 285-536 nm en échelle linéaire. Uneatténuation sur plusieurs décades est nécessaire dès 300 nm.69

On observe une augmentation de signal couvrant 6 décades entre 285 et430 nm. Le plateau à partir de 450 nm est précédé d’une relative stabilisationentre 365 et 410 nm. La simulation en dessous de 285 nm n’a pas étéaccessible, le signal des sources étalons utilisées étant trop faible.Pour la plage spectrale centrale (de 450 à 750 nm), la stratégie étaitdifférente. Les simulations ont été réalisées avec la roue à filtres maintenue dansl’ancienne configuration de SOLSPEC ATLAS pour ne pas être perturbées parl’ordre 2 ni surexposer le détecteur. Après analyse, une conversion de densitéoptique a été calculée pour s’adapter à la nouvelle sensibilité du canal VIS(configuration SOLAR SOLSPEC) et les filtres neutres ont ensuite étéremplacés. Le résultat est illustré ci-dessous à droite. Cette simulation du signalsolaire après intégration des nouveaux filtres montre la limitation du signalobtenue autour du seuil de 10 5 cps/s entre 450 à 750 nm.Fig. II.3.3.3.3-3 A gauche, signal F545 après intégration des filtres neutrespour la mission SOLAR (positions VIS3 et VIS4). A droite,simulation du signal solaire pour ces mêmes plages. Lalimitation du signal à ~1 10 5 cps/s a été obtenue.Définition des filtres VISLa détermination des combinaisons de filtres neutres et de réjectiond’ordre a pu être finalisée grâce à ces simulations. Les résultats sont résumés cidessous.La discussion détaillée est reportée en Annexe D.2.70

Filtre VIS1La position VIS1 est maintenue ouverte (OD = 0,0) jusqu’à 302 nm où leseuil de 10 5 cps/s est atteint. Il n’y a pas de contamination d’ordre 2 car 302 nmreprésente environ deux fois la longueur d’onde de coupure du quartz.Filtre VIS2La plage spectrale VIS2 s’étend jusqu’à 410 nm. Un filtre neutre (OD =2,2) limite le signal entre 365 et 410 nm au seuil fixé. Aucun filtre de réjectiond’ordre n’est intégré car le détecteur est équipé d’une fenêtre Corning 7056 dontla longueur d’onde de coupure est voisine de 210 nm.Filtre VIS3La plage spectrale VIS3 s’étend de 410 à 685 nm. Un filtre neutre dedensité optique 2,7 limite le signal du plateau 450 - 550 nm à 10 5 cps/s. Le filtrede réjection d’ordre est centré (50 % de transmission) sur 374 nm. Sa longueurd’onde de coupure est certifiée vers 345 nm. Elle garantit l’absence d’ordre deuxjusqu’à ~ 690 nm.Filtre VIS4Un filtre atténuateur de densité optique égale à 1,7 est nécessaire. Lefiltre additionnel de réjection d’ordre est centré sur 511 nm. Sa coupure certifiéevers 465 nm garantit l’absence d’ordre deux pour l’intégralité de la plage VIS4.Configuration idéale d’un système de filtresPour les positions VIS2 et VIS4, la densité optique constante desatténuateurs a engendré une réduction inappropriée mais inévitable du signalpour les plages spectrales inférieures à 365 nm (VIS2) et supérieures à 728 nm(VIS4).Fig. II.3.3.3.3-4 Modélisation de densités optiques variables pour les filtresVIS2 et VIS4. Le signal solaire aurait été maintenu à 10 5cps/s entre 302 - 365 nm et 728 - 834 nm.Pour y remédier, une densité optique variable a été modélisée en fonctionde la longueur d’onde. Pour une mesure solaire, ces profils de densité (ci-71

dessus) seraient parvenus à maintenir le signal à 10 5 cps/s pour des plagesspectrales plus étendues qu’une mesure avec filtre neutre, englobant lesnouvelles zones 302 - 365 nm et 728 - 834 nm.Une étude spécifique pour fabriquer ces filtres spéciaux VIS2 et VIS4 aété réalisée en collaboration avec la société REOSC (France). La phaseindustrielle de développement et la qualification spatiale requise n’ont pu aboutircompte tenu des contraintes imposées par les délais de livraison de SOLSPEC.En conséquence, les filtres de densités optiques constantes ont été maintenuspour les positions VIS2 et VIS4.Précautions contre les résonnances entre faces parallèlesLors de l’empilement de telles combinaisons de filtres, une résonancepeut survenir entre deux surfaces parallèles, réfléchissantes et très proches l’unede l’autre (cavité de Fabry-Pérot accidentelle). Des difficultés sont survenuespendant l’intégration de l’instrument SOLSPEC et ont été corrigées (voir AnnexeD.2).II.3.3.3.4 Canal IRLe canal IR dispose d’une roue à filtres à trois positions (F-IR1, F-IR2 etF-IR3), héritage de la version SOLSPEC SpaceLab.Fig. II.3.3.3.4-1 Roue à filtres IR à trois positions.Simulation du signal solaireIl était possible d’étendre considérablement le recouvrement spectralentre les plages des canaux VIS et IR car pour le nouveau détecteur PbS deSOLAR SOLSPEC, l’extinction de la réponse a été observée à 540 nm lors destests d’intégration. Il a été demandé de garantir une mesure non contaminée parl’ordre deux jusqu’à 3 µm. Après la mise en service de la nouvelle électronique,une simulation du signal solaire a été effectuée pendant l’intégration à l’aided’une lampe du type FEL (1000 W). Elle a montré qu’il n’y avait aucun risque desaturation du gain le moins sensible (voie de mesure IR1) pour la nouvellerésolution spectrale (voisine de 8 nm en moyenne). Aucun filtre atténuateur n’a72

donc dû être utilisé. La fonction de la roue à filtre IR est limitée à la réjection del’ordre deux.Définition des filtres IRLa discussion détaillée est reportée en Annexe D.2. Les résultats sont lessuivants.Filtre F-IR1Cette position de filtre a été équipée d’un filtre passe-haut (50 % detransmission à 511 nm) éliminant le rayonnement UV-VIS indésirable etcompatible avec la coupure du détecteur PbS (540 nm). L’ordre deux a étébloqué jusqu’à 930 nm. La plage F-IR1 a été limitée à 902 nm.Filtre F-IR2La plage d’activation est définie entre 902 et 1690 nm. On a sélectionnéun filtre passe-haut centré à 895 nm. Sa longueur d’onde de coupure (855 nm) aéliminé l’ordre 2 jusqu’à 1710 nm.Filtre F-IR3On a sélectionné un filtre passe-haut centré à 1639 nm. Sa longueurd’onde de coupure (1510 nm) a garanti l’absence d’ordre 2 jusqu’à 3 µm.Pendant l’intégration, il est apparu (en fonction du débattement angulaire desréseaux et de la position de la butée de fin de course du chariot) que la limite del’échelle de longueur d’onde du canal IR était de 3,277 µm. Bien que lespectromètre et le détecteur PbS soient fonctionnels jusqu’à cette limite, le signalsolaire en orbite n’est plus réellement détectable au-delà de 3,2 µm environ. Ausol, la limite de détection du signal du corps noir était voisine de 3,1 µm. La plagespectrale extrême (3,088 – 3,277 µm) n’était donc pas étalonnable, contaminéede plus par l’ordre deux, bien que celui-ci ne se manifestait clairement qu’à partirde 3,23 µm comme le montre la Figure de la page suivante :73

Fig. II.3.3.3.4-2 Mesure solaire en orbite (ISS, 16 novembre 2009). Signal(volts digitaux, courant d’obscurité soustrait) de la voie demesure IR3. Présence de l’ordre 2 à partir de 3,23 µm.ConclusionsPour le canal IR, les critères de réjection de l’ordre deux ont été assuréspour une mesure solaire jusqu’à 3,088 µm coïncidant avec la limite spectrale dedétection du signal corps noir.II.3.4 Contribution au logiciel de volUne contribution a été fournie pour le logiciel de vol. L’objectif a consisté àgarantir des performances optimisées en orbite pour l’ensemble des acquisitionsnominales (lampes et mesures solaires) associées aux 7 modes (cf. § II.2.5.1).L’optimisation des valeurs par défaut du tableau de paramètres fut d’uneimportance primordiale pour atteindre les objectifs scientifiques de la missionSOLAR SOLSPEC. Ce travail a été réalisé pendant l’intégration et lacaractérisation radiométrique de SOLSPEC. Les groupes de paramètresconcernant les modes solaires et les étalonnages par les lampes internes (M1 etM2) sont décrits en Annexe C.2. D’autres paramètres plus techniques, associésaux modes M4 à M7 (criss-cross, courant d’obscurité, …) ont également étéajustés.74

II.4 Tests environnementauxAprès l’intégration des éléments internes, des tests ont été réalisés pourla qualification spatiale de SOLSPEC. Il a fallu démontrer que l’expériencefonctionnait sous vide, dans une large plage de température (-15 à 30 °C) etpouvait maintenir son intégrité malgré les vibrations transmises lors de la miseen orbite. SOLSPEC ne devait pas être susceptible à des niveaux bien définis deperturbations électromagnétiques et ne devait pas perturber son environnementdirect. Peu de mesures optiques ont été associées à ces phases plus techniquesde qualification de l’instrument. Elles sont résumées ci-dessous ou reportées enannexe.II.4.1 Tests en vibrationsSOLSPEC a été testé en vibrations selon un spectre composite appliquéle long des 3 axes 1 x , 1 y et 1 z pour des accélérations généralement supérieuresà 15 g. On distingue le niveau de qualification et le niveau d’acceptance. Ilsdiffèrent d’un facteur 2 en intensité (3 dB). Après les tests, l’inspection del’instrument et une analyse des fréquences propres ont permis de juger larobustesse de la mécanique interne. Les mesures radiométriques utilisant leslampes internes, effectuées avant et après chaque axe ont complété l’analyseaux plans optique et électronique (fonctionnement nominal). La stabilité deslampes a été vérifiée conjointement. Les tests pour SOLSPEC ont étéconcluants. Aucune dégradation n’a été observée. SOLAR SOLSPEC a étéqualifié en vibrations. Les résultats sont repris en Annexe D.3 pour les trois typesde lampes.II.4.2 Tests CEM et de vide thermiqueL’instrument SOLAR SOLSPEC a satisfait à ces tests. Un résuméest repris en Annexe D3.75

II.5 Caractérisation radiométriqueII.5.1 Etalonnage du PSDL’étalonnage angulaire du PSD (Position Sensitive Device) a permisd’obtenir par une démarche expérimentale la correspondance entre lacoordonnée angulaire (θ,ϕ) d’une source lumineuse et la position (x,y) duphotocentre de son image focalisée sur le détecteur. Ces positions ont étécalculées comme suit.I2− II41− I3x = kx.y = ky.(II.5.1 -1)I2+ I4I1+ I3où (I 1 , I 2, I 3 et I 4 ) sont les quatre photocourants du détecteur et K x et K y sont desfacteurs d’échelle et de conversion d’unité.Les coordonnées angulaires sont relatives et sont déterminées par rapportà l’axe optique du module PSD. Cet axe a été défini comme la normale au plande référence de la monture mécanique (cf. Figure II.2.1.1-1). La détermination dela relation (θ,ϕ) → (x,y) prend en compte tous les facteurs de distorsion. Ilscomprennent :- les non-linéarités spatiales du détecteur (effet de barillet, …),- les aberrations résiduelles de l’optique,- une erreur d’intégration des lentilles (biais angulaire entre l’axe optique dutriplet de Cook et l’axe de symétrie cylindrique du module),- un déplacement latéral engendré par le filtre (lames parallèles),- les biais du détecteurOn peut définir un biais angulaire pour le détecteur si son axe (normale àla surface du silicium) est gauche par rapport à l’axe optique du module, et unbiais en translation si le centre du détecteur est décalé par rapport à cet axeoptique. La relation obtenue (θ,ϕ) → (x,y) est faiblement non-linéaire grâce auxdistorsions très limitées du PSD et de l’optique. En théorie, le PSD modèleS2044 a une détectabilité d’un déplacement minimum de 0,6 µm (dans la zonecentrale). L’erreur absolue de positionnement est de l’ordre de 40 µm (au centre)pour les coordonnées (x,y).Etalonnage angulaire du module PSD modèle de volL’étalonnage a été réalisé face au Soleil sur la plateforme d’observationde l’IASB. Un montage (cf. § II.2.1.2.2) a permis d’échantillonner un dépointagedu module PSD. La technique d’étalonnage consistait à déterminer lacorrespondance (x,y) = F(θ,ϕ). Elle a été effectuée à deux résolutionsdifférentes (précision d’une minute d’arc).- Champ de vue total : grille de -6° à 6° par incré ment de 2°.- Champ de vue central : grille de -3° à 3° par inc rément de 1 °76

Un étalonnage complet aurait consisté en une détermination précise de lafonction F(θ,ϕ) par interpolation linéaire sur les points expérimentaux (figurequadrangulaire) suivi d’un processus d’inversion, la fonction F -1 permettant dan sce cas de retrouver la position angulaire du Soleil.1( θ , ϕ)= F − ( x,y)(II.5.1.2-1)En pratique, un coefficient d’étalonnage linéaire a suffi et est actuellementappliqué lors des mesures en orbite. Il est exprimé en minute d’arc par mm.Exemple de matrice d’étalonnage du PSD obtenue pour un échantillonnage de -6° à +6° et de -3° à +3°. Elle confirme le bon régl age en rotation du détecteurlors de son intégration (cf. § II.2.1.2.2) car les axes de dépointage utiliséscorrespondaient au report des axes de la CPD (X CPD , Y CPD ) sur la structuremétallique du module PSD.Fig. II.5.1.2-1Matrice d’étalonnage du module PSD. Positions observées del’image du Soleil selon un dépointage allant de -6° à +6° parpas de 2°, et de -3° à +3° par pas de 1.Le dépointage manuel était référencé par rapport au pointeur solaireautomatique de l’IASB (modèle INTRA, BRUSA, Suisse) dont la stabilité (~5minutes d’arc) a contribué à l’incertitude de l’étalonnage.Une mesure complémentaire d’étalonnage a été réalisée au laboratoireaprès intégration du module PSD. Un faisceau laser étalé (He-Ne 543,5 nm) aété utilisé (car le filtre BG18 est toujours transparent à cette longueur d’onde).Deux grilles d’étalonnage de -4,5° à +4,5° par pas de 1.5° et de -2,5° à 2,5° parpas de 0,5° ont été mesurées. Pour le laser (ou pou r une autre source lumineusedu type FEL), le signal peu intense n’a pu être exploité pour obtenir unétalonnage de précision. Néanmoins, une information partielle a pu être collectéepour la détermination de paramètres internes tels qu’un désalignement résidueldu module PSD consécutif à son intégration dans SOLSPEC (cf. § III.1.1).77

Pour l’approximation linéaire, le coefficient de conversion utilisé est de221 minutes d’arc par mm. Le rapport signal à bruit permet une détection d’undéplacement angulaire de l’ordre de la minute d’arc.II.5.2 Etalonnage en longueur d’ondeL’étalonnage en longueur d’onde doit permettre de déterminer la longueurd’onde du faisceau émergent d’un monochromateur en utilisant la motorisationde la vis micrométrique. La chaîne mécanique associe le moteur aux réseaux parl’intermédiaire de la vis, des chariots, du levier et du cylindre support de réseaux(cf. § II.1.1). L’étalonnage a été établi par la connaissance de la forme analytiquede la loi de dispersion, puis renforcé par une démarche expérimentale.II.5.2.1 Loi de dispersionLoi fondamentaleLes réseaux SOLSPEC fonctionnent par réflexion et sont concaves. Ilssont constitués d’une série de traits imprimés sur leur surface par un procédéholographique agissant comme des sources lumineuses secondaires. Les traitsengendrent une périodicité dans la diffraction du faisceau. Le pas du réseau dest défini comme étant la distance de séparation de deux traits.Définissons en général deux rayons l1 et l2 d’une onde planemonochromatique éclairant un réseau plan selon un angle d’incidence α. D1 etD2 sont les rayons diffractés sous un angle β.D2D1Faisceau diffractédββααI2Faisceau incidentI1Réseau planFig. II.5.2.2-1Schéma de principe pour le fonctionnement d’un réseau dediffraction. En rouge : différence de chemin optique entre lesrayons 1 et 2.Une interférence constructive est observée dans la direction angulaire βlorsque la différence de chemin optique correspond à un multiple de la longueur78

d’onde λ du faisceau. On en déduit l’équation fondamentale de diffraction,relation (pour un ordre n donné) entre α, β et la longueur d’onde.sin α + sin β = n λ avec n = …-2, -1, 0, 1, 2, … (II.5.2.1-1)dPour un monochromateur SOLSPEC, le faisceau incident divergeant estdiffracté et focalisé par le réseau concave dans le plan d’une fente de sortie. Unangle constant de déviation égal à β - α est ainsi défini. Il est sous-tendu par lesmilieux des fentes et par le sommet du réseau. Les angles (α,β) sont définis parrapport à la normale au réseau en son sommet. La rotation du réseau fait défilerle spectre à hauteur de la fente de sortie. Une mesure spectrale n’est donc pasinstantanée. L’étalonnage en longueur d’onde d’un canal SOLSPEC a consisté àétablir la relation λ(α) à l’ordre 1 entre la position angulaire du réseau et lalongueur d’onde émergente. Plus communément, il a fallu établir la relationexistant entre l’incrément p et l’angle α pour obtenir la loi de dispersion λ(p).Loi de dispersion spécifique à l’instrument SOLSPECPour un double monochromateur dont l’alignement optique a été optimisé,une longueur d’onde émerge de manière synchrone par la fente intermédiaire et lafente de sortie. La forme analytique de la loi de dispersion a été développée sousforme d’une composition de fonctions.λ ( p)= ( h o g o f )( p)(II.5.2.1-2)La variable L décrit la position (en mm) du chariot le long de la vis micrométriqueselon les conventions suivantes :(2)(2)(2)(3)L= 0(1)Levier perpendiculaireà la vis(3)L < 0(1)Levier orienté vers lebas(3)L > 0(1)Levier orienté vers lehautFig. II.5.2.1-3Face latérale des spectromètres SOLSPEC. Conventions designe pour la variable L associée au déplacement linéaire duchariot. Levier (1), vis micrométrique (2) et chariot (3).Fonction L = f(p)La fonction f reliant les variables L et p est linéaire. On a obtenu :79

( p − p0)L = f ( p)=(II.5.2.1-3)kAvec : p 0 = incrément moteur amenant le levier perpendiculairement à la vis (L = 0en p 0 ). La valeur du paramètre p 0 a été déduite expérimentalement.k = nombre d’incréments moteur pour une translation de 1 mm du chariot.Le moteur couplé au réducteur réalise 1584 pas (48 x 33) pour un tourde vis correspondant à une translation de 3 mm : k = 528 pas.mm -1 .Fonction α = g(L)La fonction g relie la variable L à l’angle α définit ci-dessus. Cette fonctionest gouvernée par le couplage mécanique entre la vis micrométrique et lecylindre support de réseaux (par l’intermédiaire du levier).L= g(L)= arcsin( ) + ∆rrAvec : r = longueur du levier (101,5 mm).α (II.5.2.1-4)Le terme ∆r décrit le décalage angulaire permanent entre l’axe de symétrie dusystème levier - cylindre et le plan tangent des premiers réseaux UV, VIS et IR enleur sommet. Lorsque le levier est perpendiculaire à la vis micrométrique, lespremiers réseaux ne sont pas perpendiculaires aux axes optiques desspectromètres SOLSPEC. Ce décalage ∆r vaut 12 degrés pour les canaux UV etIR et 5 degrés pour le canal VIS.Face latérale de SOLSPECrVIS : ∆r = 5°ChariotLevierLevierUV-IR : ∆r = 12°Axe de symétriedu levierDécalage angulaire : ∆rAngle γVis micrométriqueFig. II.5.2.1-4A gauche, décalage angulaire ∆r entre l’axe de symétrie dulevier et les premiers réseaux UV, VIS et IR. A droite, relationsinusoïdale entre la rotation du système levier - cylindre aléséet la position du chariot.80

L’équation (II.5.2.1-4) dérive du mécanisme de ‘compensation du sinus’. En effet,le déplacement du chariot varie comme le sinus de l’angle de la rotation dusystème levier - cylindre et donc :Fonction λ = h(α)L = r sinγ avec = α − ∆rγ (II.5.2.1-5)La fonction h relie la variable α à la longueur d’onde λ et correspond à laloi fondamentale de dispersion d’un réseau. A l’ordre 1, on utilise :α + sin β = ηλsin (II.5.2.1-6)Le paramètre η correspond au nombre de traits du réseau par unité de longueur :3600 mm -1 , 1281 mm -1 et 353,83 mm -1 respectivement pour les canaux UV, VISet IR. Sachant que l’angle de déviation β-α est constant, cette équation devient :(1 + cos ρ)sin ρλ = h ( α)= sinα+ cosα(II.5.2.1-7)ηηAvec : ρ = β - α. Pour SOLSPEC, cet angle vaut respectivement 38° 42 ‘, 38° 41’30″ et 19° 37’ 26 ″ pour les canaux UV, VIS et IR.Fonction composée hogofLa combinaison des équations (II.5.2.1-3) et (II.5.2.1-4) donne :( gp − p0f )( p)= α(L(p))= arcsin( ) + ∆rkro (II.5.2.1-8)Par ailleurs, l’équation (II.5.2.1-7) peut également s’écrire :ρ2cosλ = 1 (sinα+ sin( α + ρ))= 2 sin( α +ρ ) (II.5.2.1-9)ηη 2En combinant ces 2 équations, on obtient une fonction sinus à 4 paramètres :λ ( p ) = a sin( b + arcsin( cp + d )) (II.5.2.1-10)Cette équation représente la forme analytique exacte de la relation λ(p). Les 4paramètres (a,b,c,d) de l’équation sont eux-mêmes reliés aux 6 paramètres optomécaniquesfondamentaux (k, r, p 0 , η, ρ, ∆r) décrivant le fonctionnement d’unspectromètre SOLSPEC :81

ρ2cos( )2 ρa ≡, b ≡ + ∆rη 2,c1kr≡ etdp0≡ − (II.5.2.1-11)krAvec (a,λ) en nanomètre, b en radian, c en pas -1 et d en unité relative. La naturede la non-linéarité des lois de dispersion a été établie. Elle correspond à unsegment de la fonction sinus situé sur le premier quart de période. En effet, enconsidérant les valeurs (a 0 ,b 0 ,c 0 ,d 0 ) déduites des plans SOLSPEC ou demesures (pour p 0 ), on obtient pour la fonction normalisée λ(p)/a 0 :Segment du sinus :sin(b 0 +arcsin(c 0 p+d 0 )) = λ(p)/a 0pour les spectromètres UV, VIS et IRSinus(x)0.50.0-0.5-1.0SOLSPEC UV-VIS-IRFontion λ(p) normalisée par a 0Localisation des segmentsde la fonction sinus1.0 sin(x)λ(p)/a 0UV+VIS+IRDomaine de définition :(b 0 +arcsin(c 0 p+d 0 ))π/2 π 3π/2 2πpour : p = 0 → 27100spectromètres UV, VIS et IRFig. II.5.2.1-5Abscisse X (radian)Sinus (X)1.00.90.80.70.60.50.40.30.20.10.0SOLSPEC UV-VIS-IRFontion λ(p) normalisée par a 0Localisation précise des segmentsde la fonction sinusλ(p)/a 0 UV : (0.2940 → 0.7487)λ(p)/a 0 VIS : (0.1586 → 0.6275)Sinus(X)λ(p)/a 0 IR : (0.1094 → 0.5652)Absc. VIS : (0.1593 → 0.6783)Absc. IR : (0.1096 → 0.6007)0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0Abscisse X (radian)Absc. UV :(0.2985 → 0.8462)Sinus(X)Segment UVSegment VISSegment IRA gauche, localisation du domaine de définition de la loi dedispersion normalisée sin(b 0 +arcsin(c 0 p+d 0 )) = λ(p)/a 0 pourles spectromètres SOLSPEC. A droite, localisation précisedes segments de la fonction sinus pour les trois canaux.Une analyse des plages de fonctionnement a également démontré que lanon-linéarité de la fonction λ(p) n’était pas la même pour les trois spectromètresSOLSPEC (ci-dessus à droite). Elle est plus prononcée pour le spectromètre UVpar rapport aux spectromètres VIS et IR puisque la fonction sin(x) est proche dex au voisinage de 0.Dispersion angulaireLa dérivée de la fonction α(p) (cf. II.5.2.1-8) fournit l’expression de ladispersion angulaire :dαc=(II.5.2.1-11)dp21−( c.p + d)On a obtenu une expression indépendante des paramètres spécifiques à chaquemonochromateur (concentrés dans les paramètres a et b) puisque les réseauxsont solidaires d’un support mécanique unique (le cylindre alésé). Les deuxparamètres (c,d) ne concernent que le moteur, la vis et le levier.82

Loi de dispersion sous videLors du passage sous vide, les fréquences des ondes lumineuses sontinchangées mais les longueurs d’ondes changent. Pour une position angulairedonnée du réseau, la différence de chemin optique produisant les interférencesconstructives reste la même sous vide. Seules les fréquences associées auxlongueurs d’onde kλ sont modifiées. Ainsi, le sommet d’une raie spectrale defréquence υ observée en (p 0 , λ 0 ) au sol est déplacé en (p 1 , λ 1 ) sous vide. Ces 2couples de points vérifient la loi de dispersion λ(p) (II.5.2.1-10) gouvernée pardes paramètres (a,b,c,d) inchangés. On vérifie cependant que λ 0 /λ 1 = 1/n où nest l’indice de réfraction de l’air (Ciddor, 1996), et λ 1 = c/ν, où c est vitesse de lalumière.II.5.2.2 Démarche expérimentaleL’étalonnage a dû être complété par une démarche expérimentaleexploitant des mesures de raies spectrales. Un étalonnage de haute précision nepouvait pas reposer sur les seules valeurs théoriques des paramètres(a 0 ,b 0 ,c 0 ,d 0 ) qui, de plus, pouvaient légèrement différer de la réalité suite auxprocédures d’intégration et d’alignement des composants optiques etmécaniques de SOLSPEC.La démarche a consisté en une régression non-linéaire de la loi théoriquepour des points expérimentaux {p i ,λ i } afin de déduire les valeurs optimisées desparamètres (a 1 ,b 1 ,c 1 ,d 1 ). Un catalogue d’environ 200 raies UV-VIS émises par leséléments Hg, Zn, Cd, He, Ar et Cu (lampes spectrales externes) a été enregistré.Dans l’infrarouge, les ordres successifs des lasers He-Ne à 543,5 nm, 594,1 nm,612,0 nm, 632,8 nm et 1523 nm ont été exploités.Définition d’un critère de centrage d’une PSFLa mesure d’une raie spectrale est le produit de convolution entre la raied’émission d’un élément et la fonction de fente (cf. § II.5.6). Pour une largeurnaturelle très petite par rapport à la résolution spectrale d’un monochromateur,cette mesure est assimilable à la détermination de la fonction de fente, nomméePSF (Point Spread Function). Ce terme sera utilisé par la suite pour désigner lamesure d’un profil d’une raie d’émission.Certaines PSF assignées à une raie d’émission λ i présentent uneasymétrie. Un critère d’attribution d’un incrément moteur p i a été défini. Lesommet décentré de la PSF ne constitue plus un choix objectif. Il a été remplacépar le concept de la médiane où l’abscisse p i attribuée à ‘λ i ‘ divise l’intégrale duprofil de cette PSF en deux parts égales. Cette opération correspond à uneéquipartition de l’énergie de la raie. Pour affiner l’analyse de l’asymétrie, unvecteur d’incréments moteur médians a été calculé pour chaque PSF. Il étaitassocié aux valeurs de la médiane obtenues pour un profil de PSFprogressivement tronqué de bas en haut, de 0 à 100 % de sa hauteur. Unexemple d’analyse pour la raie He I à 447,15 nm est reproduit ci-dessous.83

Fig. II.5.2.2-1 Détermination d’un incrément moteur p i associé à une raie λ i .Exemple pour la raie He I à 447,15 nm. Méthode de lamédiane pour une PSF asymétrique. A gauche, profil de laPSF. A droite, incrément moteur médian du profil de la PSFprogressivement tronqué de bas en haut.Les valeurs stables de p i obtenues pour une troncature limitée à 30 % de lahauteur ont démontré la bonne symétrie du pied de la PSF. Après l’analyse desPSF les plus significatives du catalogue, on a obtenu la couverture suivante pourles plages spectrales des trois spectromètres.Fig. II.5.2.2-2Longueur d'onde (nm)100 1000+++ + +IR+ + ++++ + ++ +++VIS+++ + ++ ++ + +++++ +++ ++++ ++ + ++++ ++++++++++ ++ ++++ +++++ ++++UV++ + + + + +++++ ++ +++ +++ + + +++ ++ +++ ++ ++0 5000 10000 15000 20000 25000Incrément moteurRépartition des raies spectrales enregistrées pendant lacaractérisation des canaux UV, VIS et IR.Une régression non-linéaire (méthode de Levenberg-Marquardt) a étéeffectuée (Marquardt, 1963) pour les trois canaux en s’appuyant sur ces pointsexpérimentaux {p i ,λ i }. Un exemple d’application pour le canal UV est présenté enAnnexe E.3. Les valeurs obtenues pour les paramètres (a 1 ,b 1 ,c 1 ,d 1 ) sontrésumées ci-dessous. L’incertitude des échelles de longueurs d’onde estanalysée au paragraphe II.7.84

Paramètre Canal UV Canal VIS Canal IRa 1 (nm) 5,13114616 10 2 1,54866052 10 3 5,62902763 10 3b 1 (radian) 0,55294950 0,47730333 0,37721509c 1 (pas -1 ) 1,89045715 10 -5 1,73787408 10 -5 1,84769911 10 -5d 1 (sans unité) -0,25981720 -0,32182967 -0.25905565Tableau II.5.2.2-1Paramètres (a 1 ,b 1 ,c 1 ,d 1 ) obtenus pour les 3 canaux.DiscussionL’étalonnage en début et fin de plage spectrale est d’une grandeimportance pour les trois canaux et les plages de recouvrement UV-VIS et VIS-IR. Seul le canal VIS a présenté un déficit de raies en début de plage spectrale.Pour le canal UV entre 155 à 185 nm, l’absence de raies spectrales enregistréessous vide peut présenter un inconvénient. Cependant, une étude (réalisée pourle canal IR) a démontré qu’entre l’échelle de longueurs d’onde réelles en débutou fin de plage spectrale et l’extrapolation obtenue par la loi dispersion (II.5.2.1-10), la divergence reste naturellement faible compte tenu des capacitésprédictives de cette loi. L’extrapolation obtenue pour la plage UV est doncacceptable.Les échelles de longueurs d’onde peuvent être affinées lors de mesuressolaires en orbite. La méthode consiste à comparer la position enregistrée desraies de Fraunhofer par rapport à un spectre solaire de référence (Kurucz et Bell,1995). Un logiciel développé à l’IASB permet d’ajuster les échelles par de trèsfines translations et distensions (méthode de correction ‘shift & stretch’) demanière à faire coïncider les raies observées avec leur position dans le spectrede référence. Tous les termes d’erreur résiduels sont alors corrigéssimultanément. Cette procédure doit être appliquée systématiquement. Ce travailconstituera la suite immédiate de la thèse. L’objectif est d’amener le résidu del’étalonnage en longueur d’onde à une valeur minimale de 0,01 ou 0,02 nm.Cohérence de la dispersion angulaire.La régression non-linéaire devrait maintenir la cohérence d’une dispersionangulaire identique pour les 3 canaux, c’est-à-dire des valeurs identiques deparamètres (c,d). Cependant, les meilleures déterminations des lois dedispersion sont obtenues en ajustant les valeurs des 4 paramètres (a,b,c,d) lorsde la régression. Dans ce cas, les valeurs (c 1 ,d 1 ) ne sont plus identiques pour les3 canaux. Puisque la fonction principale de ce protocole d’étalonnage est defournir une échelle de longueurs d’onde de haute précision pour les mesuressolaires, nous avons jugé préférable de réaliser la régression à partir des 4paramètres, au détriment de la cohérence de la dispersion angulaire.85

II.5.3 Détermination des non-linéarités desdétecteursII.5.3.1 IntroductionUne chaîne de détection linéaire vérifie une proportionnalité entrel’éclairement incident et sa conversion en signaux électroniques. Dans le cascontraire, un terme de correction relatif C lin (S , λ) doit être appliqué. Il représentele rapport entre le signal linéaire souhaité et le signal non-linéaire réel dusystème. Cette fonction peut dépendre de la longueur d’onde λ et de l’intensité Sdu signal. Pour SOLSPEC, elle a été déterminée lors de la caractérisationradiométrique de l’instrument. Sa connaissance a été essentielle pour exploiterles mesures en orbite étant donnée la différence d’éclairement entre le Soleil etles étalons en éclairement spectral utilisé au sol.La stratégie générale d’une mesure consiste à disposer d’un rapportsignal à bruit élevé (cf. § II.3.3) tout en évitant les signaux trop intenses afin deminimiser les corrections liées aux non-linéarités et les risques de saturation. Uncompromis doit donc être trouvé.II.5.3.2 Linéarité des canaux UV-VISLes canaux UV-VIS sont équipés de tubes photomultiplicateursfonctionnant en mode de comptage de photons. Leur électronique de proximité(discriminateurs) a été conservée (héritage SOLSPEC SpaceLab). Lescomposants sont scellés et aucun réglage n’est possible.II.5.3.2.1 Non-linéarité en comptage de photonsLa correction de la non-linéarité C lin (S,λ) est associée au temps mort τ del’électronique (délai minimum pour pourvoir discerner 2 impulsions). Le moded’acquisition par comptage de photons est bien adapté aux faibles signaux.Cependant, la probabilité de sous-estimer le nombre réel d’impulsions par effetde chevauchement augmente avec l’intensité du signal. L’effet de non-linéarités’étend théoriquement sur toute la gamme dynamique (dès la premièreimpulsion). Il est très marqué pour les signaux intenses. Au-delà du taux desaturation (nombre d’impulsions par seconde N > 1/τ), le signal finit par diminuerpour une intensité croissante de l’éclairement incident et n’est plus interprétable.Pour un temps d’intégration ∆t >> τ, définissons le nombre moyend’impulsions mesuré N’ et le nombre moyen d’impulsions réellement générées N.Les taux moyens (en impulsions par seconde) associés à N et N’ sont désignéspar S et S’. La statistique de comptage est gouvernée par la distribution dePoisson. On démontre (Castelletto et al., 2005) que le déficit N – N’ est égal àN’Sτ. Dès lors :86

NN ' = et donc,1+ SτSS' = (II.5.3.2.1-1)1+ SτCe déficit de comptage propre au circuit électronique ne peut pas dépendre de lalongueur d’onde. La fonction C lin (S,λ) est donc égale à :S 1C linS') = = = 1 + SτS'1 − S'τ( (II.5.3.2.1-2)La détermination de la non-linéarité a fait appel à des mesures delaboratoire. L’expérience a consisté à réduire graduellement l’intensité d’unesource lumineuse incidente dans des proportions connues. On a analysé lesconséquences pour le signal du détecteur étudié. Définissons par S’ 1 , S’ 2 , S’ 3, …S’ n , les signaux atténués par un facteur de transmission δ’ 1 , δ’ 2 , δ’ 3 , … δ’ n , et S’ 0 ,le signal non atténué (sans filtre). Si les signaux S’ i restent confinés en début degamme dynamique du système de détection où les effets de non-linéarité sontnégligeables, alors leurs valeurs normalisées S’ i /δ’ i peuvent simuler en 1 èreapproximation le signal de référence S 0 d’un détecteur linéaire. Selon l’équation(II.5.3.2.1-2) et pour chaque filtre disponible, il est possible de déduire le tempsmort τ à partir de la pente des fonctions linéaires f i ainsi définies :''SiS0Siy = fi(x) avec y = ≈' ' ' et x = ≈ S0δ'(II.5.3.2.1-3)i. S0S0δiDiverses stratégies sont possibles pour atténuer le flux incident :- Exploiter la loi en 1/r² par l’éloignement d’une source lumineuse considéréecomme ponctuelle.- Intercepter et atténuer le faisceau d’une source fixe, par exemple avecl’ouverture calibrée d’un diaphragme en optique d’entrée ou une série de filtresneutres rigoureusement caractérisés.Nous avons choisi cette dernière option. Compte tenu des délais delivraison de l’instrument SOLSPEC à l’ESA, un nombre limité mais suffisant demesures de non-linéarité ont été réalisées. Pendant les mesures, le paramètre τa été assimilé à un coefficient de non-linéarité nommé K.II.5.3.2.2 Montage expérimentalExigences de stabilitéUne estimation précise de τ dépend de la stabilité de la source lumineuse,de l’instrument SOLSPEC et de l’alignement optique (si un condenseur estutilisé). La détermination précise de la transmission des filtres en fonction de lalongueur d’onde a été fondamentale. Un test de stabilité et de fiabilité de cesystème de mesure fut systématiquement réalisé en vérifiant au préalable quepour des signaux faibles et linéaires (respectivement < 15000 et 25000 cps/spour l’UV - VIS), le rapport S’ i / δ’ i S’ 0 était bien égal à 1.87

Filtres et sources lumineusesDeux filtres neutres de densité optique égale à 0,5 et 1,5 ont été utiliséspour les mesures de non-linéarité. Pour le canal VIS, une lampe externe de typeFEL a été utilisée. Elle a permis d’exploiter une grande part de la gammedynamique en se limitant à la plage spectrale comprise entre 350 et 550 nm.Pour le canal UV, une lampe à décharge à vapeur de mercure a été utilisée,combinée à un condenseur. L’analyse du profil de la raie intense à 253,65 nm apermis de couvrir la majeure partie de la gamme dynamique.Des précautions ont été prises pour éviter tout risque de lumière diffuse(obturation des canaux non utilisés, …).IRFace blancheVIS PSD UV deSOLSPECIR VIS PSD UVFiltreFiltreObturateursLampe FELCanal VISObturateurCondenseurCanal UVLampe HgFig. II.5.3.2.2-1 Alignement des sources lumineuses et des composantsoptiques pour la mesure de non-linéarité des spectromètresUV-VIS (vue de haut).La transmission des filtres a été déterminée au préalable avec précision.Des mesures répétées au laboratoire à l’aide d’un montage optique simulant unspectrophotomètre ont permis d’atteindre une précision de 0,1 %.Fig. II.5.3.2.2-2 Transmission externe des filtres neutres OD ~0,5 et OD ~1,5.En bleu : résultats expérimentaux. En rouge : interpolation.88

II.5.3.2.3 Détermination des coefficients K UV et K VISLa détermination du coefficient K a été itérative. En effet, pour chaquefiltre de densité OD i, , le signal mesuré S’ i pouvait en partie être affecté par lanon-linéarité malgré l’atténuation. La normalisation S’ i /δ’ i ne simulait donc pascorrectement S 0 à moins d’appliquer une correction préalable partant d’unevaleur de K a priori. Une cohérence a été obtenue lorsque les valeurs a priori etcelles déduites de l’équation (II.5.3.2.1-3) convergeaient.Spectromètre UVLa gamme dynamique a été analysée jusqu’à 1,34x10 6 cps/s (signal sansfiltre). Pour le filtre de densité optique 1,5, le signal atténué S’ culminant à~40000 cps/s a été corrigé de sa faible non-linéarité. Après normalisation etitération, on a déduit une valeur de K UV égale à 5,98x10 -7 s comme illustré parles Figures suivantes.Fig. II.5.3.2.3-1 A gauche, détermination du coefficient K UV en simulant lesignal d’un détecteur parfaitement linéaire à l’aide du filtre dedensité 1,5. A droite, expression de la non-linéarité (effet dutemps mort).Pour le filtre de densité 0,5, le signal atténué S’ culminait à ~370000 cps/s et adû être corrigé de sa non-linéarité. Une analyse similaire des données a fourni lavaleur de K UV égale à 6,15x10 -7 seconde.89

Fig. II.5.3.2.3-2 A gauche, détermination du coefficient K UV à l’aide du filtre dedensité 0,5. A droite, expression de la non-linéarité (effet dutemps mort). On note l’allure hyperbolique de la courbe bleue.Cohérence obtenue entre les valeurs a priori et calculées du coefficient K UV :Fig. II.5.3.2.3-3 Impact de la correction préalable de non-linéarité pour lesignal atténué par le filtre de densité 1,5 (à gauche) et 0,5 (àdroite). La cohérence est obtenue respectivement pour K UV =5,98 et 6,15x10 -7 s.Spectromètre VISPour le filtre de densité optique 1,5, le signal maximum obtenu (filtreinterne) fut de 330x10 5 cps/s. Aucune correction préalable de non-linéarité n’aété appliquée au signal atténué S’ (ne dépassant pas 12000 cps/s). L’analysedes données a fourni une valeur de K VIS égale à 3,05x10 -7 s.90

Fig. II.5.3.2.3-4 Présentation similaire des résultats pour la détermination ducoefficient K VIS . Utilisation du filtre de densité 1,5.A l’aide du filtre de densité optique 0,5, la gamme dynamique a été exploréejusqu’à 900x10 5 cps/s (signal sans filtre interne). Le signal atténué S’, de l’ordrede 250000 cps/s, a demandé une correction préalable de non-linéarité partantd’une valeur a priori de K VIS plausible. L’analyse des données a fourni une valeurde K VIS égale à 3,43x10 -7 seconde.Fig. II.5.3.2.3-5 Présentation des résultats pour la détermination du coefficientK VIS . Utilisation du filtre de densité 0,5.Les deux estimations divergent de plus de 10 %. On disposait cependantd’une mesure additionnelle liée à l’ancien filtre VIS interne n°1 de SOLSPEC, dedensité optique ~1,3, (héritage des missions ATLAS). Pour la mission SOLAR,ce filtre a été enlevé afin d’augmenter le rapport signal à bruit lors d’une mesuresolaire en début de spectre (cf. § II.3.3.3.3). Des spectres de lampes du typeFEL ont été enregistrés (à des dates différentes) avant et après extraction dufiltre. La transmission de ce filtre a également été mesurée par la suite aulaboratoire. En appliquant la même méthode d’analyse (intensité du signal sans91

filtre : ~10 6 cps/s, signal atténué ~70000 cps/s), on a obtenu une évaluation deK VIS égale à 3,12x10 -7 seconde. Ne disposant pas d’autres mesures, on a fixé lavaleur de K VIS à (3,2 ± 0.3)x10 -7 s.ConclusionsLa non-linéarité du canal VIS est moins élevée que celle du spectromètreUV. Les coefficients K UV et K VIS ont été déterminés avec une précision de l’ordrede 5 à 10 %. Partant de (II.5.3.2.1-2), on obtient pour des incréments finis :∆S'= S'∆τ(II.5.3.2.1-3)S'Pour un signal mesuré à 10 5 cps/s, l’impact d’une incertitude de 5 à 10 % sur τ(∆τ = 0,3x10 -7 ) se traduit donc par une erreur sur le signal limitée à 0,3 %.II.5.3.3 Linéarité du canal IRIntroductionLa chaîne de détection IR fonctionne en mode de détection synchrone à512 Hz (cf. § II.2.4.2 et Annexe C.3). Le signal VDC collecté en sortie de la cartede traitement est ensuite numérisé par un convertisseur 16 bits. Le concept delinéarité entre le signal lumineux incident et le signal électronique est lié audétecteur PbS (modèle P2682 Hamamatsu, 1 x 3 mm²). Les données duconstructeur indiquent que le détecteur est linéaire jusqu’à 10 -5 W/cm². Lors del’intégration de l’instrument SOLSPEC, une puissance lumineuse incidente de1,94x10 -9 W (générée par une source étalon du type FEL) a été mesurée dans leplan du détecteur au pic de réponse du canal IR (~0.95 µm). Après conversionpar unité de surface et pour une mesure solaire, on a obtenu une densité depuissance optique de l’ordre de 2,37x10 -7 W/cm², en accord avec la plage delinéarité.Vérification expérimentaleLa méthode appliquée aux spectromètres UV-VIS a été utilisée (cf.équation II.5.3.2.1-3). Les sources lumineuses étaient une lampe du type FEL etun laser He-Ne à 632,8 nm stabilisé en intensité (observé à l’ordre 2). Trois filtresde densité optique voisine de 0,7, 1,0 et 1,3 ont été utilisés. Ils ont étécaractérisés en transmission avec précision. Pour les signaux atténués par cesfiltres et après normalisation par leur transmission, on devait retrouver uneintensité superposable au signal de référence (enregistré sans filtre) si la chaînede détection IR était linéaire. La gamme dynamique qui s’étend de 0 à 32767 apu être entièrement explorée avec la mesure de la raie laser en utilisant lessignaux des trois gains IR1, IR2 et IR3. Les résultats obtenus ont été analysés etsont présentés ci-dessous (à gauche). Ils ont été confirmés pour une partie degamme dynamique par les données (non représentées) de la lampe FEL (source92

lumineuse moins intense), utilisée entre 650 et 1000 nm. Le nombre limité dedonnées disponibles n’a pas permis d’élever fortement le rapport signal à bruit.Les résultats combinant les signaux des trois canaux IR1 à IR3 ont confirméqualitativement la linéarité la chaîne de détection IR.Fig. II.5.3.3-1A gauche, vérification de la linéarité du spectromètre IR,déduite à partir d’une source laser He-Ne et de filtres dedensité optiques 0,3, 1,0 et 1,3. A droite, comparaison entrele rapport théorique (en rouge) et le rapport mesuré del’éclairement d’une cavité corps noir à 2664 et 3014 K.Lors de l’étalonnage absolu, le rayonnement corps noir fourni par l’étalonprimaire en éclairement spectral du PTB a été utilisé (cf. § II.6). Des mesures ontété réalisées pour une cavité chauffée à 3014 K et 2664 K. Après correction ducourant d’obscurité, le rapport des mesures a été comparé avec le rapport deséclairements fourni par la loi de Planck. La Figure ci-dessus (à droite) illustre lerésultat obtenu pour la voie de mesure IR2.En conclusion, Les études de la chaîne de détection IR n’ont pas révéléd’effets de non-linéarité pour la conversion entre l’éclairement IR incident et latension de sortie numérisée.II.5.4 Analyse de la lumière diffuseLa lumière diffuse est un flux de photons atteignant le détecteur sansemprunter le chemin optique de diffraction à l’ordre 1. Ce flux peut être externe(s’il atteint le détecteur sans traverser les monochromateurs) ou interne (lesphotons diffus franchissent une fente d’entrée). Ce flux ne vérifie pas la loi dedispersion (cf. § II.5.2). Pour toute position angulaire d’un réseau, unecontribution diffuse peut être polychromatique. Un montage en doublemonochromateur réduit le taux de lumière diffuse interne sous le seuil de ~10 -8 .La particularité de l’assemblage mécanique de SOLSPEC impose uneanalyse des taux de lumière diffuse externe. On relève les sources potentiellessuivantes :93

- Les trois canaux de mesure sont côte à côte. Les parois internes de séparationne sont totalement jointives car le cylindre portant les réseaux et sa structureprotective sont communs aux trois canaux.- Pour chaque canal, l’insertion de la roue à filtre entre une fente de sortie et ledétecteur expose celui-ci à une source de lumière diffuse externe.- Les ouvertures de la plaque centrale peuvent fournir une contribution diffuseexterne issue des étages supérieurs de l’instrument (flux solaire incident ouémission des lampes internes) vers la partie inférieure où sont localisées leschaînes de détection.Les couvercles de l’instrument SOLSPEC (et la couverture thermique enMLI, Multi Layer Insulation) constituent un caisson hermétique à la lumière endehors des axes optiques. L’éclairement solaire est bien canalisé par lesdélimiteurs de champ jusqu’aux fentes d’entrée. Il ressort de ces analyses queles contributions diffuses sont négligeables ou inexistantes, sauf pour le filtreVIS1 qui doit être mis à l’étude.Contribution diffuse pour la position de filtre VIS1L’étude principale a été réalisée à partir d’une mesure solaire en orbite.Une commande spéciale a été activée à l’aide du logiciel de vol selon leprotocole suivant.- Une acquisition d’un spectre solaire avec les obturateurs internes fermés.- Une acquisition avec les obturateurs internes VIS-IR fermés et UV ouvert.Les obturateurs principaux ont été maintenus ouverts. Les résultats sontprésentés ci-dessous en fonction du numéro de ligne de télémétrie (qui, en 1 èreapproximation, est proportionnelle à la longueur d’onde), complétés par lesmesures de courant d’obscurité (réalisées pour la position moteur ‘0’) avant etaprès l’acquisition du spectre.Fig. II.5.4-1Taux de lumière diffuse pour le canal VIS (obturateur interneVIS fermé). Pour le canal UV, l’obturateur interne est ouvert(courbe bleue) ou fermé (courbe rouge) en alternance.94

Discussion pour une mesure solaire en orbiteLa haute étanchéité du système d’obturateurs internes est avérée pourtous les canaux (UV-IR non illustrés ici, VIS : voir Figure ci-dessus, courberouge) car le signal observé est resté égal au niveau de courant d’obscurité.Lorsque l’obturateur interne du canal UV a été ouvert, une contributiondiffuse de l’ordre de 120 cps/s fut observable pour la position de filtre VIS1(densité optique nulle) du canal VIS. Ce flux provenait d’un transfert entre lespectromètre UV et VIS en interne (émergeant ensuite par la fente de sortieVIS), ou d’un transfert (moins probable) entre la fente de sortie UV et ledétecteur VIS. Il traversait nécessairement la roue à filtres VIS. Les atténuationsélevées des filtres neutres pour les positions VIS2, VIS3 et VIS4 (cf. § II.3.3.3.3)sont telles qu’un flux diffus voisin de 100 cps/s ne peut plus être détectable par ledétecteur VIS. Les données expérimentales ci-dessus ont démontré ce fait.Notons que l’étude d’une contribution diffuse observable pour le canalVIS, en provenance du canal IR n’est pas possible car les obturateurs internesVIS et IR sont activés de façon synchrone (simultanément ouverts ou fermés).Une expérience inverse (obturateur UV fermé, VIS-IR ouvert) a démontréune absence de lumière diffuse pour le canal UV, en provenance des canauxvoisins VIS-IR.Discussion pour l’étalonnage absolu au solLes sources étalons en éclairement spectral ont permis d’obtenir unecourbe de réponse au sol pour la plage spectrale 283 - 302 nm de la positionVIS1 (cf. § II.6.5.3). Contrairement aux mesures solaires, le taux de lumièrediffuse n’était plus détectable pour deux raisons :- Les canaux UV-VIS ne pouvaient être éclairés simultanément par une mêmesource étalon. Les canaux ont été étalonnés individuellement.- Le rapport entre l’éclairement solaire et celui du corps noir (positionné à1384,05 mm de SOLSPEC, cfr § II.6.2.1) est supérieur à 100 pour leslongueurs d’onde inférieures à 360 nm. Dans l’hypothèse où les canaux UV-VIS auraient pu tout de même être éclairés conjointement par cette sourceétalon, il eût été certain qu’un signal diffus issu du canal UV n’aurait plus étédétectable par le détecteur VIS pour la position VIS1 face au corps noir.Le taux de 120 cps/s doit uniquement être pris en considération pour lesmesures solaires (soustraction du courant d’obscurité et de la lumière diffuse).La position VIS1 contribue au recouvrement des canaux UV-VIS de SOLSPEC.Pour une longueur d’onde inférieure à 302 nm, le canal UV exempt de lumièrediffuse est pleinement opérationnel et peut être utilisé préférentiellement.95

II.5.5 Détermination des réponses angulairesLa réponse angulaire d’un spectromètre exprime la variation relative designal observée lors du dépointage d’une source lumineuse par rapport à l’axeoptique. L’agencement des lames de quartz dépolies constituant les optiquesd’entrée des spectromètres (cf. § II.3.2) minimisent ces variations grâce à leurspropriétés de diffusion.Angle de dépointage θAxe parallèleà la fenteAxe optiqueDirection de dépointageMéridien de dépointageFente d’entrée : plan horizontalCoordonnée azimutale ϕAxe perpendiculaireà la fenteFig. II.5.5-1Vue schématisée du plan de la fente d’entrée, de l’axeoptique, du plan méridien et de la direction de dépointageassociée à l’angle de dépointage θ selon une directionazimutale ϕ.La réponse angulaire doit être caractérisée expérimentalement en fonctionde la longueur d’onde. Plusieurs méridiens sont à explorer dans le système decoordonnées défini par le plan de la fente d’entrée et l’axe optique d’unspectromètre. On en déduit un facteur de correction angulaire K(λ,θ,ϕ) pour undépointage d’angle θ dans la direction azimutale ϕ. Ce facteur est normalisé à 1le long de l’axe optique. Cette mesure est une étape importante de lacaractérisation radiométrique. Elle est nécessaire pour des mesures solaires enorbite où des dépointages peuvent survenir pendant l’acquisition d’un spectre. Lacorrection angulaire doit alors être appliquée avant la conversion du signal enéclairement spectral. En dépointant suffisamment la source lumineuse lors de lacaractérisation, il a été possible de déterminer le champ de vue total de chaquecanal. La conformité des déflecteurs internes de SOLSPEC a ainsi été vérifiée.Le cahier des charges fixait cette valeur à 6°.La mesure de réponse angulaire a été déterminée au sol en assemblantun montage optique contrôlant le dépointage d’une source de laboratoire. Lacaractérisation a été complétée en exploitant le mode criss-cross en orbite(dépointage solaire par la CPD, cf. § II.2.5). Pour la cohérence, la synthèse desmesures au sol et en orbite est présentée conjointement ci-dessous.96

II.5.5.1 Protocoles de mesures expérimentalesProtocole de mesures au solUne source lumineuse du type FEL intégrée dans une monture rotative aété déplacée dans le champ de vue d’un spectromètre SOLSPEC. Undiaphragme a permis de simuler l’extension angulaire du disque solaire (0,5°).Fig. II.5.5.1-1Source lumineuse du type FEL et sa monture pour la mesurede réponse angulaire au sol. Le diaphragme limitaitl’extension angulaire de la source pour simuler celle du Soleil.A droite, les canaux non activés ont été obturés afin d’évitertoute source de lumière diffuse.La monture a permis de déplacer la source selon un arc de cercle, enprésentant la même section du filament (en projection) face au spectromètre.Vue de hautDéplacement linéaire tangentielLampe (vue de haut)Filament (schématisé)Déplacement linéairevers l’arc de cercleArc de cercleVers le centre du cercle,centre de rotation appartenantau plan de la préfenteRotation du filament de manière àprésenter une section constanteface à SOLSPECFig. II.5.5.1-2Protocole de mesure. La monture de la lampe a permis dedéplacer la source lumineuse le long d’un arc de cercle.97

La mesure était polychromatique et l’éclairement de la source était plusfaible que le Soleil, en particulier dans l’UV. En conséquence, la plage spectraleexplorée était incomplète, limitée aux longueurs d’onde garantissant un bonrapport signal à bruit. L’échéance imminente de livraison de SOLSPEC n’a paspermis d’étendre les temps d’intégration.Protocole de mesures en orbiteLe mode criss-cross est utilisé en orbite. Il consiste en un dépointagecontrôlé du Soleil par la CPD. Le débattement angulaire s’étend nominalementde -5° à +5° pour un incrément de 0,5°. La mesure e st monochromatique. Seuleune accumulation de mesures criss-cross en modifiant la longueur d’ondesélectionnée permet d’explorer l’ensemble de la plage spectrale.Comparaison des méthodes- Les techniques de mesure utilisées en orbite et au sol ne permettent pasd’explorer des méridiens autres que ceux parallèles et perpendiculaires auxfentes d’entrée. La résolution azimutale (angle ϕ) reste donc très limitée.- En orbite, la mise en œuvre est lourde et s’étend sur plusieurs mois.Cependant, le Soleil représente la source lumineuse optimale. Son intensitépermet d’étendre les mesures dans l’UV. La mesure a été sérieusementaffectée par l’intégration imparfaite de la charge utile SOLAR dans la CPD (cf.§ III.1.1). Un désalignement existe entre l’axe optique de SOLSPEC et celui dusenseur solaire de la CPD. De plus, le logiciel de la CPD ne permet pas decompenser ce désalignement par l’application d’un terme correcteur lors dubasculement du mode criss-cross. En conséquence, l’intersection des deuxméridiens explorés ne passait pas par l’axe optique des spectromètres !- Au laboratoire, la réponse angulaire était bien normalisée par rapport à l’axeoptique. Les mesures ont été reproductibles mais limitées à quelques jours detests. Cependant, la géométrie de la source lumineuse était imparfaite, sonintensité était plus faible que l’éclairement solaire et des sources lumineusesparasites (sources diffuses : murs du laboratoire) ont pu survenir.Mesure de l’angle de dépointage et interprétationAu laboratoire, la mesure de l’angle a été obtenue géométriquement. LePSD y était inopérant car non éclairé et trop peu sensible. En orbite, le signaldélivré par le PSD est l’unique référence angulaire. Il nous permet d’associer unangle de dépointage aux signaux enregistrés en sortie des spectromètresSOLSPEC lors du basculement de la CPD. L’interprétation de l’ensemble desdonnées demande donc :- pour une comparaison des réponses angulaires entre le sol et ISS, de tenircompte du biais angulaire interne à l’instrument SOLSPEC existant entre l’axedu PSD et les axes optiques des spectromètres (cf. § III.1.1),- pour l’application d’une correction angulaire lors d’une mesure solaire, uneconversion des réponses angulaires est nécessaire. Elle a été obtenue en98

extrapolant les résultats des 2 méridiens explorés lors des modes criss-crossen des résultats valides pour les 2 méridiens se croisant nominalement àhauteur de l’axe optique de SOLSPEC (cf. § III.1.3.5).II.5.5.2 RésultatsLes plages spectrales suivantes ont été explorées pendant lescampagnes de mesures. Les mesures en orbite couvrent des plages nettementplus étendues, surtout dans l’UV et l’IR.Canal UV(nm)Canal VIS(nm)Canal IR(nm)Mesures sol 280-294 427-725 701-1619Mesures ISS 176-349 317-839 650-2902Tableau II.5.5.2-1 Tableau de comparaison des plages spectrales exploréesau sol et en orbite pour les réponses angulaires.Mesures au laboratoire avant livraison de SOLSPECUn champ de vue total voisin de 7° a été observé p our les troisspectromètres. Il était compatible avec le cahier de charge.Pour les canaux UV-VIS, il n’y a pas eu de dépendance en longueurd’onde significative pour les deux méridiens analysés. On a alors procédé à uneintégration spectrale pour rehausser le rapport signal à bruit.Fig. II.5.5.2-1Canaux UV-VIS. Réponses angulaires mesurées au sol.Résultats pour les 2 méridiens perpendiculaires et parallèlesaux fentes. Les signaux ont été intégrés en longueur d’ondeet normalisés par rapport à l’axe optique des spectromètres.99

L’asymétrie entre demi-méridiens semble systématique mais limitée, saufpour le méridien parallèle à la fente d’entrée du canal UV. Pour de faiblesdépointages restant dans les limites de performance de la CPD (stabilité ± 5minutes d’arc), la correction angulaire s’avère négligeable.Pour l’infrarouge, on a observé une dépendance importante en longueurd’onde. La réponse angulaire est moins performante. L’agencement des lamesquartz dépolies n’a pu être modifié car cette mesure de réponse angulaire s’estachevée peu avant la date de livraison de SOLAR SOLSPEC à l’ESA. Cesrésultats semblent résulter d’une inadéquation entre l’optique d’entrée inchangée(une seule lame dépolie, héritage SpaceLab) et la nouvelle résolution spectralede SOLAR SOLSPEC (fentes plus fines). L’éclairement incident est moinshomogénéisé et l’alignement optique de l’instrument est plus sensible.Fig. II.5.5.2-2Canal IR. Réponses angulaires mesurées au sol en fonctiondu dépointage et de la longueur d’onde. Résultats pour lesdeux méridiens perpendiculaires et parallèles aux fentes. Lanormalisation a été effectuée par rapport à l’axe optique duspectromètre.La solution consiste à utiliser exactement le même alignement lors del’étalonnage absolu au sol et pour les mesures solaires en orbite. Cettetechnique permet de s’affranchir de toute correction angulaire.Résultats des modes criss-crossUn total de 44 acquisitions monochromatiques criss-cross ont étécompilées. Elles ont couvert plus d’une année de mesures et elles ont permisd’obtenir une reconstruction spectrale des réponses angulaires pour les deuxméridiens. La continuité obtenue pour les surfaces (voir ci-dessous) apporte unepreuve de la stabilité mécanique de l’instrument en orbite. Les mesures sontrelatives. Elles s’affranchissent de toute dérive de réponse de SOLSPEC et de lavariation de distance Terre - Soleil.La géométrie de l’acquisition est représentée ci-dessous. Les axes deréférences sont les lignes de coordonnées du PSD (en noir). Le biais angulairedu PSD, interne à SOLSPEC (cf. § III.1.1), est représenté par l’écart entre cesaxes et le curseur (en bleu) désignant l’axe optique des spectromètres. Les axes100

du senseur solaire de la CPD (en rouge) sont également décalés (erreurd’alignement de la charge utile). Ils représentent donc en projection les méridiensexplorés lors de l’application du mode criss-cross en orbite.Fig. II.5.5.2-3Configuration géométrique des axes du PSD (en noir) et dusenseur solaire de la CPD (en rouge). L’axe optique desspectromètres SOLSPEC est également représenté (curseurbleu).La réponse angulaire mesurée en orbite selon le méridien parallèle à lafente a donc été enregistrée avec une inclinaison permanente de -105 minutesd’arc selon l’autre axe. De même, cette inclinaison est de -32 minutes d’arc pourl’étude du méridien perpendiculaire aux fentes.Canaux UV-VISChaque méridien est présenté sous forme graphique à deux dimensions(θ,λ). Le champ est limité à la zone centrale, soit quelques degrés autour de l’axede référence. En complément (à droite), une Figure en projection montrel’étendue du domaine (θ,λ) limitant la variation de réponse à ± 1 % autour de cetaxe.101

Fig. II.5.5.2-4Canal UV. Ci-dessus et page précédente : réponse angulaireselon le méridien parallèle puis perpendiculaire aux fentes. Adroite : domaines de variations de ±1 % autour de l’axe deréférence.Fig. II.5.5.2-5Canal VIS, même représentation que ci-dessus.102

De façon attendue, les réponses angulaires varient moins pour undépointage dans le sens d’une hauteur de fente (selon le méridien parallèle). Parailleurs, on constate qu’un dépointage limité de quelques minutes d’arc lorsd’une mesure solaire ne peut jamais engendrer une variation de réponsesupérieure à 1 %.Canal IRPour le canal IR, l’échelle de variation des Figures en projection est de ±10 % de telle sorte que les plus fortes variations puissent être illustrées.Fig. II.5.5.2-6Canal IR. Réponse angulaire selon le méridien parallèle (enhaut) et perpendiculaire (en bas) à la fente. A droite :domaines de variations de ± 10 % autour de l’axe deréférence.Ces Figures confirment qu’une mesure solaire IR ne peut être dépointéede plus de quelques minutes d’arc pour éviter des corrections angulaires degrande amplitude.103

Comparaison sol - ISSLes comparaisons sont possibles entre les mesures de laboratoire et enorbite. Elles ont été effectuées et les correspondances ont été observées pourtous canaux et méridiens. Elles offrent une indication claire quant à la stabilitémécanique des optiques d’entrée pendant la mise en orbite. Des écarts deréponse peuvent être attribuables à la différence entre les méridiens analysés ausol et à bord d’ISS (problème de désalignement entre SOLSPEC et la CPD).L’analyse comparative des réponses UV-VIS a permis de déterminer avecsuccès un biais angulaire interne à SOLSPEC non mesuré au sol : l’angled’inclinaison entre l’axe optique du PSD et celui des spectromètres. Cetteanalyse est développée au paragraphe III.1.1.ConclusionsVu l’importance de la détermination des réponses angulaires, tout a étémis en œuvre lors de la remise à niveau pour doter SOLAR SOLSPEC decapacités internes permettant de mener à bien cette caractérisation. La mise enpratique est un succès grâce aux fonctionnalités combinées du PSD, du logicielet de la CPD. L’offset non corrigé de la CPD constitue cependant un obstaclepour l’interprétation des résultats.Les performances des diffuseurs en entrée des canaux UV-VIS sontnominales. Il était justifié de conserver l’héritage SpaceLab. Pour le canal IR, unaccroissement des propriétés de diffusion de l’optique d’entrée aurait étéfavorable, obtenu cependant au détriment de sa transmission. L’analyse de lalimite de détection IR et le calcul d’incertitude (cf. § II.7 & II.8) montrent qu’unealtération du rapport signal à bruit en fin de spectre IR aurait posé un problème,sachant que l’extension de la mesure spectrale IR de 2,4 à 3,1 µm par rapport àATLAS est une innovation marquante de SOLAR SOLSPEC.II.5.6 Fonction d’instrumentII.5.6.1 DéfinitionLa fonction d’instrument (ou fonction de fente) d’un monochromateur estla fonction de transfert F(λ) de son système dispersif. Dans le plan image duréseau, elle engendre une dispersion de l’énergie associée à toute longueurd’onde incidente vers les longueurs d’onde voisines. Cette distribution est induitepar :- les largeurs de fente. La figure de diffraction générée par une fente de largeurinfinitésimale présente le profil d’une fonction sinc (sinx/x). Or, la fente d’entréepeut être considérée comme une intégrale de fentes élémentaires. Ellecontribue donc à la dispersion de l’énergie.- les aberrations optiques (courbure de champ, astigmatisme, …). Elles peuventaffecter la forme et la symétrie de la fonction d’instrument.104

- la Figure de diffraction (tache d’Airy) générée par le diamètre de la surfaceactive des réseaux (pupille de symétrie circulaire).L’éclairement S(λ) observé en sortie d’un monochromateur correspond auproduit de convolution entre l’éclairement incident E(λ) et la fonction de transfert.S( λ)= ∫ F(λ − ξ ). E(ξ ). dξ(II.5.6.1-1)Pour un éclairement incident quasi monochromatique, comme l’émissioncohérente d’une source laser, le terme E(λ) est neutre pour le produit deconvolution et la fonction F(λ) aussi appelée point spread function (PSF) estassimilée à S(λ) et devient donc mesurable. Dans l’approximation d’une optiquegéométrique, son profil est triangulaire pour des fentes d’entrée et de sortie demême largeur. Il correspond au défilement de l’image de la fente d’entrée devantla fente de sortie lors de la rotation des réseaux.Pour un éclairement polychromatique, le spectre S(λ) est constitué parl’ensemble des images de la fente d’entrée associées aux longueurs d’ondeincidentes. Le pouvoir de résolution décrit la capacité d’un monochromateur àséparer deux longueurs d’onde. Il est définie comme suit :λR =(II.5.6.1-2)∆λLe terme ∆λ représente la séparation minimale entre deux longueursd’onde pour lesquelles une information distincte peut être extraite. Parconvention, la largeur pleine à mi-hauteur (nommée FWHM) de la PSF estassimilée à ∆λ. Pour SOLSPEC, la contribution dominante pour ∆λ provientgénéralement des largeurs de fentes d’entrée et de sortie. Cependant, ladiffraction et les aberrations optiques modifient quelque peu le profil de la PSFen fonction de la longueur d’onde. Son profil réel est plutôt de forme gaussienne.L’astigmatisme des réseaux Jobin-Yvon a été minimisé mais le plan tangentield’un réseau ne coïncide pas toujours avec le plan de la fente de sortie. Enconséquence, le profil des PSF peut localement présenter des asymétries.La configuration Czerny-Turner de chaque double monochromateurSOLSPEC a été assemblée en montage additif. Une dispersion linéaire est doncobservée dans le plan de la fente de sortie et la lumière émergente n’est doncpas spectralement homogène.II.5.6.2 Détermination expérimentalePour chaque monochromateur, les variations de forme et de largeur à mihauteurdes fonctions d’instrument ont été déterminées au laboratoire. Deslasers et des raies d’émission Hg, Zn, Cd, He et Ar dont les largeurs naturellessont négligeables par rapport à ∆λ (utilisation de lampes spectrales à bassepression) ont été utilisés pour obtenir des séries de fonctions d’instrument. Descorrections de linéarité ont été appliquées pour la mesure de raies de forteintensité. Une interpolation polynomiale à l’ordre trois a ensuite été réalisée pour105

obtenir les profils intermédiaires de ces fonctions pour l’ensemble des longueursd’onde situées entre les raies.Les mesures n’ont pas été réalisées sous vide lors de la caractérisationau sol. Les résultats sont donc limités à 185 nm vers les courtes longueursd’onde du canal UV. Pour les autres spectromètres, les séries de fonctionsd’instrument couvrent presque totalement les plages spectrales.Les résultats ci-dessous montrent la variation de résolution spectrale (àgauche) et l’évolution continue du profil de la PSF (à droite) pour chaquespectromètre.Les profils des PSF sont très symétriques pour le spectromètre UV et larésolution spectrale s’améliore, passant de 1,6 nm à 0,5 nm en fin de plagespectrale. Pour le spectromètre VIS, les variations de forme et une certaineasymétrie des PSF sont présentes pour l’ensemble de la plage spectrale (cf. §II.5.2.2). La meilleure résolution spectrale (de l’ordre de 1,65 nm) est atteinteentre 600 et 700 nm. Les profils des PSF sont légèrement asymétriques pour lespectromètre IR. Ils peuvent être corrélés à la courbure de champ des réseauxconcaves projetant une image de fente légèrement courbe dans le plan de lafente de sortie. La résolution spectrale varie entre 7 et 9,5 nm.Cette connaissance approfondie des fonctions d’instrument est d’unegrande importante pour la comparaison de spectres solaires entre desinstruments différents réalisant des mesures en orbite. La normalisation de larésolution spectrale vers une valeur standardisée est recommandée pour réduirele bruit des rapports de spectres. Elle peut être obtenue par un processus dedéconvolution et reconvolution exploitant ces fonctions.106

Fig. II.6.5.2-1A gauche, variations des résolutions spectrales en fonction dela longueur d’onde pour chaque spectromètre. A droite,variations continues du profil des PSF après interpolationentre les différentes raies spectrales mesurées.107

II.6 Etalonnage radiométrique absoluII.6.1 IntroductionPhotométrieUn rayonnement électromagnétique est défini en termes d’énergie, depuissance et de flux. La géométrie associée à sa mesure doit être biencaractérisée.- L’éclairement est la grandeur physique décrivant le transfert d’énergie d’unchamp de radiation vers une surface réceptrice dA.- Le flux d’énergie dQ observé à travers dA pendant l’intervalle de temps dtdéfinit une puissance (W).dQΦ =(II.6.1-1)dt- Ce transfert d’énergie exprimé par unité de surface réceptrice et de longueurd’onde correspond à l’éclairement spectral (W.m -2 .nm -1 ).Eλd2 Φ= (II.6.1-2)dA.dλ- Pour une source émettrice ponctuelle, le flux d’énergie émis par unité d’anglesolide et de longueur d’onde définit l’intensité énergétique (ou excitance)spectrale (W.sr -1 .nm -1 ).Iλd2 Φ= (II.6.1-3)dω.dλ- Par ailleurs, le flux d’énergie émis par une source de surface dA par unitéd’angle solide et de longueur d’onde, dans une direction θ (par rapport à lanormale à dA) définit la luminance spectrale (W.m -2 .sr -1 .nm -1 ).d3 ΦLλ= (II.6.1-4)dA.cosθ. dω.dλ108

θdφdAdφdωdφdAdωEclairement spectral :ddA.dλ2 ΦFig. II.6.1-1Illustration des caractéristiques géométriques associées à unéclairement, une excitance et une luminance (directionnelle)par unité de longueur d’onde.Etalonnage en éclairement spectralL’étalonnage en éclairement spectral d’un spectromètre est obtenu enenregistrant le signal électronique S(λ) généré par une source étalond’éclairement E(λ). On établit une courbe de réponse spectrale R(λ) égale àS(λ)/E(λ). La mission SOLAR SOLSPEC a été associée à l’échelle radiométriquedu PTB (Physikalish-Technische Bundesanstalt, RFA). Cette échelle (Sperfeld etal., 1995) a été intégrée dans les courbes de réponse et embarquée pour lesopérations en orbite.En mission, la détermination de l’éclairement spectral d’une sourcelumineuse comme le Soleil s’obtient par conversion du signal électronique S 1 (λ)obtenu lors de la mesure par la courbe de réponse R(λ). L’étalonnage restitue lavaleur de l’éclairement spectral recherché.E1( 1 lin 1λλ)= R(λ).S ( λ).C ( S , ) (II.6.1-5)La fonction C lin (λ) compense les écarts entre une loi purementproportionnelle et la réponse réelle du spectromètre en fonction de l’intensité dusignal S 1 (cf. § II.5.3). Elle est parfois appliquée dès la mesure d’étalonnageS(λ).Géométrie coupléeExcitance spectrale :ddω.dλ2 ΦLuminance spectrale :ddA.cosθ. dω.dλL’éclairement du récepteur peut être exprimé en termes de luminance dela source. Après intégration sur un angle solide ω soutenu par une surface3 Φ109

éceptrice, puis sur la surface de la source A, on obtient pour une sourcelambertienne (de luminance uniforme) :dΦλ= Lλ∫A∫dω.dAcosθω(II.6.1-6)Selon le principe de conservation de la luminance pour une propagationlibre, on peut passer de manière équivalente vers une intégrale sur l’angle solidede la source vue depuis le récepteur, combinée à une intégrale sur la surface durécepteur. Pour SOLSPEC, le récepteur se résume à un élément de surface depetite taille (le diffuseur délimité par la pré-fente). La géométrie de la sourcelumineuse est circulaire (Soleil, corps noir). En résolvant analytiquementl’équation ci-dessus (Boyd, 1983), on obtient :2REλ = π Lλ( )2 2(II.6.1-7)R + doù d est la distance entre la source et le récepteur et R est le rayon de la source.Il est clair que d >> R puisque le champ de vue de la source est limité à 0,5°environ pour le Soleil. On obtient alors une excellente approximation par uneexpression obéissant à la loi en 1/r² car la source peut être considérée commeponctuelle :2πLλREλ=2(II.6.1-8)dLa stratégie adoptée pour l’étalonnage absolu de SOLSPEC a consisté àmesurer le signal d’un étalon primaire sous-tendant le même angle solide que leSoleil. Le traitement des données SOLSPEC fut de la sorte affranchi de toutecorrection liée à une différence de géométrie entre la source étalon et unesource lumineuse à mesurer. En effet, pour intégrer correctement la luminancesur les éléments de surfaces en projection de la source, le dépoli d’entrée (dontla fonction est d’homogénéiser puis de transférer le signal collecté vers lespectromètre, cf. § II.5.5) doit disposer d’une réponse angulaire en cosinus.Cependant, les optiques d’entrée ont précisément été définies de manière àobtenir la réponse la moins variable possible dans le champ de vue del’instrument afin de neutraliser les conséquences d’un dépointage éventuel.L’impact d’un tel antagonisme est nul uniquement lorsque les sources étalons etla source lumineuse à mesurer ont la même extension, sauf si la source étalonest strictement ponctuelle.II.6.2 Sources étalons disponiblesL’étalonnage absolu a été fondé sur le rayonnement d’un corps noir,étalon primaire en éclairement spectral. Il a été complété par l’éclairement110

d’étalons secondaires tels que des lampes au deutérium et à filament detungstène du type FEL.II.6.2.1 Corps noir du PTBUne source étalon corps noir consiste en une cavité cylindrique degraphite munie d’un diaphragme et portée à haute température par un courantélectrique (Sapritsky et al., 1997). Nous avons utilisé le modèle BB3200pgdisponible au PTB (Sperfeld et al.,, 1998a et 1998b) pour la campagned’étalonnage de SOLSPEC (juin 2007) qui dura deux semaines.Fig. II.6.2.1-1Etalon corps noir opérationnel au PTB (modèle BB3200pg) etface blanche de SOLSPEC pendant les étalonnages.La luminance spectrale peut être déterminée analytiquement parl’équation de Planck. Elle dépend de la température absolue de la cavité et estdonc reliée à une échelle thermométrique (point triple de l’eau, …). D’autresparamètres entrent en compte, tels que l’émissivité, l’indice de réfraction de l’airet des constantes physiques contenues dans C 1L et C 2 . Elle est décrite commesuit :ελ.C1LαLλ( λ,T ) ==(II.6.2.1-1)Cβ2⎛ ⎞2 5 . .5 T. ⎜ n Tλλ λn e −1⎟λ .( e −1)λλ⎜ ⎟⎝εavec λ. C1α = Let2nλ⎠Cβ = 2(II.6.2.1-2)n- La valeur assignée par le PTB pour l’émissivité ε λ est 0,99988 ± 0,0001.- L’indice de réfraction de l’air n λ est maintenu par le PTB à une valeurconstante de 1,00029 pour toutes les longueurs d’onde.- C 1L : 1 ère constante de radiation (2hc²)- C 2 : 2 ème constante de radiation (hc/k)Les valeurs des constantes de radiation recommandées par le PTB sontfournies par la base de données CODATA (NIST SP 961, 2005) :C 1L = 1,191042759(59) 10 -12 [W.cm².sr -1 ]C 2 = 1,4387752(25) [cm.K]λ111

Les valeurs correspondantes de α et β sont donc respectivement égales à1,190209412 10 -12 [W.cm².sr -1 ] et 1,4383581 [cm.K].En combinant (II.6.1-8) et (II.6.2.1-2), on déduit l’expression del’éclairement spectral du corps noir du PTB.2π.L(λ,T ). DEλ ( λ,T ) =2(II.6.2.1-3)4dAvec :D : diamètre du diaphragme du corps noir du PTB, 11,909 ± 0,002 mm.d : distance entre le diaphragme du corps noir et le quartz dépoli d’une optiqued’entrée de SOLSPEC. Elle a été fixée à 1384,05 mm. A cette distance,SOLSPEC ne voit pas les parois de la cavité. L’extension angulaire de lasource est alors similaire au Soleil et couvre 0,493 degré.Par la suite, on exprimera toujours l’éclairement spectral en mW.m -2 .nm -1 .Détermination de la température absolue et stabilitéLa mesure de la température T est toujours effectuée sous laresponsabilité du PTB. Elle a été déterminée à l’aide de 4 radiomètres étalonnésselon une échelle radiométrique absolue (Sperfeld et al., 2000, Yoon et al., 2000)et régulièrement positionnés devant le diaphragme du corps noir.L’incertitude standard associée à la température absolue de la cavité estestimée à 0,44 K par le PTB. La stabilité est de l’ordre de 0,5 K par heure. Pources 2 critères, un gain d’un facteur 10 est obtenu par rapport au corps noirexpérimental de l’observatoire d’Heidelberg utilisé pour les missions ATLAS(Mandel et al., 1998).II.6.2.2 Etalons secondairesLes lampes du type FEL (puissance 1000 W) sont des étalonssecondaires en éclairement spectral. Elles sont étalonnées au NIST (NationalInstitute for Standards and Technology, USA) entre 250 et 2400 nm (distanced’utilisation de 50 cm). Les numéros de référence 545, 546, 455 et 456 ont étéutilisés. Les deux dernières, également étalonnées au PTB ont été prêtées parles concepteurs de l’expérience spatiale Sciamachy (Noël et al., 1998).Les lampes au deutérium (30 W) sont des étalons secondairesgénéralement utilisés sous 250 nm. La source V0132 (Cathodeon Ltd, RoyaumeUni), a été livrée par l’Observatoire d’Heidelberg. Elle a été étalonnée sous vide(à partir de 166 nm) en excitance spectrale (µW.sr -1 .nm -1 ) face au rayonnementsynchrotron Bessy II du PTB (Beckhoff, 2009). La lampe EF 159 a été utiliséeentre 200 et 340 nm. Elle a été ré-étalonnée à pression atmosphérique par lesservices du PTB pour la campagne SOLSPEC.112

II.6.3 Radiomètre SOLSPECII.6.3.1 Description succincteLa mesure de la température absolue de la cavité corps noir est certifiéepar le PTB. Cette mesure et l’étalonnage de SOLSPEC ne pouvaient êtresimultanés puisque les radiomètres du PTB interceptaient le faisceau. Le PTBpouvait également enregistrer la température à l’arrière de la cavité mais cesmesures hors axe optique délivraient des résultats moins corrélés (cf. FigureII.6.3.3-2). Nous avons donc développé un radiomètre réalisant une mesurecomplémentaire et continue de la température de la cavité. La tête de lecture (cidessousà droite) a été constituée du détecteur à six canaux du radiomètre MFR-7 (VIS-NIR, bandes passantes ~10 nm) de la société YES Inc. (USA). L’optiqued’entrée (ci-dessous à gauche) consistait en un miroir de renvoi et une fibreoptique collectant la lumière à proximité de la face blanche de SOLSPEC.Fig. II.6.3.1-1Vues du radiomètre SOLSPEC. De gauche à droite : l’optiqued’entrée (miroir de renvoi et fibre optique) et la tête de lecture.Les réponses spectrales relatives SRF i des six canaux ont été mesuréesdans les laboratoires de l’IASB (cf. Figure II.6.3.3-1). L’étalonnage absolu dechaque canal de ce radiomètre repose sur la connaissance combinée desfonctions SRF i et de coefficients k i . Ceux-ci représentent la conversion entrel’éclairement intégré et les tensions V i collectées en sortie de l’instrument selonla relation suivante :∫ Eλ( λ).SRFi( λ).dλV = k(II.6.3.1-1)i iSRF ( λ).dλ∫Le terme au dénominateur effectue une normalisation de la bande passante. Lescoefficients k i peuvent être déterminés à partir de l’éclairement spectral E λ d’unesource étalon et des tensions V i mesurées en sortie. La meilleure stratégieconsiste à étalonner le radiomètre en l’exposant face à l’émission du corps noirdu PTB. Cette procédure a été réalisée lors des préparatifs de la campagned’étalonnage de SOLSPEC.i113

II.6.3.2 Mode opératoireConnaissant les coefficients k i, on a développé une méthode d’analysepermettant de surveiller la température absolue du corps noir à tout instantpendant la campagne SOLSPEC. La méthode est rendue indépendante de ladistance entre le corps noir et le radiomètre car elle revient à déterminer saluminance au lieu de son éclairement. Définissons :- les longueurs d’onde médianes λ i des bandes passantes (SRF i ) des canauxde mesure,- les signaux V’ i enregistrés pour chaque canal lors d’une mesure durayonnement corps noir. On en déduit les éclairements intégrés E i = V i / k i .Après normalisation des éclairements par rapport au premier canal (E’ i =E i / E 1 ), on ajuste par une interpolation non-linéaire (méthode de Levenberg-Marquardt) et pour les points expérimentaux (λ i , E’ i ), la fonction de Planck sousla forme P(λ,T)/P(λ 1 ,T), normalisée par rapport à sa valeur en λ i=1 . Le paramètred’ajustement est la température absolue T de la cavité. La normalisation est àl’origine de l’indépendance du résultat en la distance radiomètre - corps noir.II.6.3.3 Exemple d’applicationExemple d’interpolation entre la fonction de Planck et l’éclairement intégrédes six canaux du radiomètre pendant la campagne SOLSPEC (ci-dessous àdroite. La température la plus plausible était égale à 3052,38 K. Lesperformances élevées du radiomètre ont permis de détecter des variations detempérature de l’ordre de 0,05 K. Les réponses spectrales relatives SRF i sontillustrées ci-dessous à gauche.Fig. II.6.3.3-1A gauche, détermination des réponses spectrales relativesSRF i du radiomètre SOLSPEC. A droite, exemple dedétermination de la température absolue du corps noir avecce radiomètre.114

Le radiomètre a contribué à la fiabilité du transfert de l’échelleradiométrique du PTB vers l’instrument SOLSPEC. Les Figures suivantesdémontrent que cet objectif a été atteint. On observe une complémentarité entreles radiomètres (PTB et SOLSPEC) pendant un jour de mesure (ci-dessous àgauche) ainsi qu’une bonne cohérence entre les températures moyennesquotidiennes de la cavité relevées pendant toute la campagne d’étalonnage deSOLSPEC (ci-dessous à droite).Fig. II.6.3.3-2A gauche, surveillance de la stabilité du corps noir du PTBpendant un jour de mesure. Les concordances etcomplémentarités entre les radiomètres SOLSPEC et PTBsont illustrées. A droite : comparaison entre les mesures detempérature certifiées par le PTB et celles déduites duradiomètre SOLSPEC pour l’ensemble de la campagne.II.6.4 Réponse absolue du canal UVII.6.4.1 Courant d’obscuritéLe courant obscurité du détecteur UV (photocathode Cs 2 Te) est très faibleet n’a pas de dépendance mesurable en fonction de la température. Cependant,il ne peut être négligé lorsque de faibles signaux lumineux sont mesurés. Unedétermination approfondie a livré une valeur moyenne de 0,27 (cps/s).II.6.4.2 Etalonnage à pression atmosphériqueL’étalonnage à la pression atmosphérique a été limité aux longueursd’onde supérieures à 200 nm. La courbe de réponse UV a été déterminée parsegments, généralement associés aux trois plages de passage du filtre UV (cf. §II.3.3.3.2). L’alternative consistant à prolonger la plage #1 jusqu’à 263 nm a étéprise en compte. Elle a conduit à un chevauchement des courbes de réponsepour les plages #1 et #2 entre 217 et 263 nm.Le rayonnement corps noir a été sélectionné comme source étalon deréférence. Les mesures accumulées au fil des jours lorsque la cavité était115

chauffée entre 3000 et 3100 K ont été normalisées à 3050 K. Pour le canal UV,le signal généré par le corps noir est resté inférieur à 130 cps/s et de l’ordre de10 cps/s ou moins en début et fin de plage spectrale (c’est pourquoi d’autressources étalons ont été utilisées en complément pour le spectromètre UV). Pourchaque longueur d’onde, la statistique de comptage de 10000 coupsgarantissant une incertitude relative (bruit de photons) de 1 % n’a pas étésystématiquement atteinte malgré l’accumulation des mesures. Les deuxsemaines de disponibilité du corps noir ont en effet dû être bien réparties pourl’étalonnage des trois canaux.L’étalonnage de SOLSPEC a été renforcé par l’utilisation des lampesF545 et F546 (pour λ > 250 nm). Cet étalonnage a été réalisé 5 mois plus tôt (enjanvier 2007) à l’IASB. Malgré le délai entre les deux campagnes, ledéplacement de l’instrument entre l’IASB et le PTB et la différence d’extensionangulaire des sources corps noir et de type FEL, une excellente correspondancea été obtenue. Les deux familles de courbes de réponse UV sont présentées cidessousà gauche. La courbe de réponse finale, obtenue après combinaison etfiltrage des données est présentée ci-dessous à droite.Fig. II.6.4.2-1Etalonnage absolu du canal UV de SOLSPEC à pressionatmosphérique. A gauche, cohérence obtenue entre lescourbes de réponse corps noir (PTB, juin 2007, en bleu) etFEL (IASB, janvier 2007, en rouge). A droite, compilation etfiltrage des données.Les courbes de réponses intègrent les signatures spectrales de latransmission des doubles monochromateurs et de la réponse du détecteur. Laperte de sensibilité en fin de plage du canal UV est importante (quasiexponentielle). Elle est imputable pour l’essentiel au type de détecteur (solarblind), optimisé pour l’UV lointain.La lampe au deutérium EF159 a été utilisée tant à l’IASB qu’au PTB. Sous260 nm environ, son éclairement était supérieur en intensité à ceux d’une lampeFEL ou du corps noir.116

Fig. II.6.4.2-2Concordance entre la courbe de réponse établie avec lalampe au deutérium EF159 (en bleu après filtrage desdonnées) et les résultats précédents (corps noir et lampeFEL, en rouge).Pour la plage comprise entre 200 et 217 nm difficile à étalonner, l’écartentre les deux courbes de réponse varie entre 1 à 3 %. Par ailleurs, l’incertitudestandard du certificat PTB d’étalonnage de la lampe EF 159 évolue entre 9 %vers 200 nm, 4 % vers 280 nm et 6 % vers 340 nm. Cette lampe a donc permisde valider la courbe de réponse composite corps noir - FEL (en rouge ci-dessus)du canal UV de SOLSPEC, en particulier entre 200 et 250 nm. On a cependantrenoncé à intégrer les résultats EF 159 pour la détermination d’une courbe deréponse finale, laissant la priorité à l’usage de l’étalon primaire.II.6.4.3 Etalonnage sous videCe complément d’étalonnage a été réalisé dans la cuve de tests de videthermique de l’IASB. En effet, le PTB ne disposait pas de cuve à videsuffisamment grande pour intégrer et aligner SOLSPEC face au rayonnementsynchrotron. La lampe V0132 a présenté une excellente reproductibilitéd’éclairement.Fig. II.6.4.3-1Insertion de SOLSPEC et de la lampe V0132 dans la cuve detests de vide thermique de l’IASB.117

Malgré le confinement du montage et la proximité de la lampe par rapportà SOLSPEC, le plasma formé au niveau de l’anode a pu être considéré commeune source ponctuelle. La conversion du certificat d’étalonnage (exprimé enµW.sr -1 .nm -1 ) en éclairement spectral a été réalisée comme suit (Boyd, 1983) :Iλ. 10 −3Eλ = d2(II.6.4.3-1)Avec I λ ; l’excitance spectrale, E λ ; l’éclairement spectral (mW.m -2 .nm -1 ) et d ; ladistance exprimée en mètre.Les mesures ont été réalisées entre 166 à 245 nm pour garantir lerecouvrement avec la courbe de réponse précédente. Pour cette plage spectrale,le flux engendré par la source V0132 a pu atteindre 1200 cps/s. Les résultatssont présentés ci-dessous (cf. Figure II.6.4.3-3 à gauche). Une différencemoyenne de 14,8 % ne variant que de 1 % a été observée entre 200 et 245 nm.DiscussionLa convergence de résultats obtenus sous 250 nm entre le corps noir et lalampe EF 159 tend à conforter la validité de cette courbe de réponse. Parailleurs, le PTB a relevé que les conditions d’utilisation de la lampe V0132 àproximité de SOLSPEC ont pu être inappropriées. Une contribution peut provenird’une réflexion du faisceau émergent de cette lampe (45° de divergence) sur lesparois du déflecteur interne solaire (longueur : 90 mm) de SOLSPEC. Il se situeentre l’obturateur principal et la pré-fente UV.Une expérience a été entreprise au laboratoire après livraison deSOLSPEC afin de vérifier cette hypothèse.Signal diode (nAmps)Mesure de la contribution diffuse du déflecteur UVpour la mesure du signal de la lampe V01322422201816141210Signal (nAmps) AVEC déflecteur UVSignal SANS déflecteur UVGain de signal= ~17 %Position du déflecteurpour SOLSPEC = ~12 cm0 2 4 6 8 10 12 14 16 18Distance pré-fente / base du déflecteur (cm)Fig. II.6.4.3-2Analyse de la contribution par réflexion et diffusion dudéflecteur solaire lors de l’étalonnage absolu V0132. On aobservé un accroissement de signal de ~17 % imputable à laréflexion du faisceau divergent (à 45°) de la lampe sur lesparois du déflecteur.118

Une simulation de l’agencement de la lampe V0132, du déflecteur solaireet de la pré-fente UV a été réalisée. Le signal a été mesuré en éclairementintégré par une photodiode à l’arrière de la pré-fente. Les mesures ont étéréalisées avec et sans déflecteur. Pour sa position nominale à 12 cm de la préfente,on a observé un accroissement de signal de l’ordre de 17 %, compatible(en signe et intensité) avec le décalage des courbes de réponse.L’hypothèse d’une contribution diffuse a été validée par ces mesures. Lacourbe de réponse sous vide établie avec la lampe V0132 a été corrigée par lefacteur multiplicatif égal à 1/0,852. La jonction a été obtenue entre les deuxcourbes de réponse (ci-dessous à droite).Fig. II.6.4.3-3 Etalonnage du canal UV sous vide. A gauche, décalage (14,8%) observé entre la courbe de réponse V0132 et la courbecomposite corps noir - FEL. A droite, jonction des courbes parcorrection d’une contribution diffuse du déflecteur pour lacourbe V0132.En conclusion, à partir de sources étalons indépendantes associées tant àl’échelle radiométrique du PTB que du NIST, on a obtenu des famillessuperposables de courbes de réponse UV. La courbe composite corps noir - FELa été sélectionnée préférentiellement, prolongée sous vide par la courbe V0132.Pour l’instrument SOLSPEC de 1 ère génération (SpaceLab-ATLAS), l’étalonnagesous vide n’était pas disponible. Le nouvel étalonnage a apporté un gain notablepour l’optimisation des performances de l’instrument. Pour le canal UV, la plagede ~13 nm contenue entre 153 nm (extinction de la transmission du Suprasil) et166 nm n’a pas pu être étalonnée. Le bilan d’incertitudes est reporté auparagraphe § II.7.119

II.6.5 Réponse absolue du canal VISII.6.5.1 Stratégie de mesureLe rayonnement corps noir a été sélectionné comme source étalon deréférence. Les données recueillies ont été normalisées pour une cavité chaufféeà 3050 K avant d’effectuer des moyennes. L’étalonnage VIS de SOLSPEC a étérenforcé par l’ensemble des lampes du type FEL. Ces sources ont été utilisées àl’IASB (janvier et février 2007) et au PTB (juin 2007).La réponse a été déterminée pour les 4 plages spectrales associées àl’activation des filtres VIS. Des discontinuités ont été observées pour l’intensitédu signal en sortie du canal VIS lors d’un changement de filtre. Elles sont liées àla présence d’atténuateurs de densités optiques différentes (cf. § II.3.3.3.3). On aélaboré en conséquence une stratégie de recouvrement de plages spectrales.Elle consistait en une légère extension d’une plage spectrale associée àl’activation d’un filtre vers celles des filtres voisins.L’intensité maximale des signaux observées pendant les étalonnagesétaient respectivement de ~4000 cps/s et ~15000 cps/s face au corps noir et auxlampes de type FEL. La correction maximale de non-linéarité n’a pas excédé 0,5% (0,12 % pour 4000 cps/s) et a été appliquée au signal.Courant d’obscuritéLa photocathode du détecteur VIS est du type tri-alkali (cf. Annexe B.4).Son courant d’obscurité augmente avec la température, par émissionthermoïonique de la cathode. Le refroidisseur Peltier accolé au détecteur nous apermis de maintenir son niveau à une valeur voisine de 300 cps/s correspondantà un environnement thermique de ~18° C.Deux régimes transitoires ont été observés. La décroissanceexponentielle du courant d’obscurité lors de l’activation de l’élément Peltier étaitsuivie d’une remontée lente et linéaire dans le temps, liée au dégagementinterne de chaleur par l’électronique de SOLSPEC. Le premier régime a éténeutralisé par une stabilisation du courant d’obscurité préalable à toute mesured’étalonnage du canal VIS (pré-refroidissement). Les régimes transitoiresrésiduels ont été pris en compte pour la soustraction du courant d’obscurité, parune mesure directe avant et après l’acquisition d’un spectre, complétée par uneinterpolation temporelle.II.6.5.2 Détermination de la courbe de réponse VISLa compilation des données provenant des différentes sources étalons estillustrée ci-dessous.120

Fig. II.6.5.2-1Etalonnage du canal VIS de SOLSPEC. A gauche,compilation des mesures corps noir. A droite, ces mesures(filtrées) sont comparées aux données obtenues pour leslampes FEL 545, 546 et 455 (en rouge).Les courbes de réponse additionnelles obtenues à partir des lampes FELont été combinées comme suit : signal F545 (juin 2007, campagne PTB) pour laplage VIS1 et VIS2, signal F546 (février 2007, IASB) pour la plage VIS3 et F455(même date) pour la plage VIS4.DiscussionEn raison de l’éclairement limité des sources étalons combiné àl’activation de filtres VIS de grande densité optique, l’étalonnage de certainesplages spectrales a été plus difficile. Nous avons identifié principalement leslongueurs d’onde inférieures à 290 nm, supérieures à 850 nm, les plagesspectrales 670-695 nm (forte variation de l’efficacité des réseaux) et 302-328 nm(début d’activation du filtre VIS2). Elles sont intégrées dans les plages derecouvrement avec les canaux UV et IR qui peuvent apporter unecomplémentarité pour les mesures solaires.A partir de 302 nm, le courant d’obscurité devient nettement supérieur ausignal généré par la source étalon et sa soustraction peut engendrer des erreurs.La solution a été apportée par le prolongement de la plage VIS1 jusqu’à ~315nm. Elle permet actuellement d’étalonner une mesure solaire mais au détrimentd’une correction plus importante (~20 %) des effets de non-linéarité. Au-delà de315 nm, le signal généré par les sources étalons pour le filtre VIS2 devient ànouveau nominal.Seules les courbes de réponse établies par l’étalon primaire ‘corps noir’ont été retenues pour le traitement des mesures solaires en orbite. L’extensionangulaire identique au Soleil et le rapport signal à bruit élevé obtenus par delongues accumulations du signal corps noir ont été prépondérants pour cettedécision.121

La particularité des courbes de réponse associées aux lampes FEL est dese référer à deux échelles radiométriques (NIST et PTB) et deux expériencesspatiales (SOLSPEC et Sciamachy). Elles ont conforté les courbes de réponsecorps noir. Les écarts entre les deux séries n’excèdent pas 3 à 5 % et sontcompatibles avec l’incertitude des procédures d’étalonnage (cf. § II.7).II.6.6 Réponse absolue du canal IRII.6.6.1 Stratégie de mesureTrois courbes de réponse ont été produites pour l’étalonnage du canal IR.Elles sont associées aux trois voies de mesures IR1 à IR3. Seul le rayonnementcorps noir a été utilisé pour l’étalonnage absolu. Les sources lumineuses du typeFEL (filament de 6 x 20 mm², bulbe de 60 mm de longueur) se positionnent àune distance de 50 cm pour l’application de leur certificat d’étalonnage. A cettedistance, les extensions angulaires du filament et du bulbe (2,29° et 6,86°) nesous-tendent pas le même angle solide que le Soleil. Ces lampes n’ont paspermis de renforcer l’étalonnage du spectromètre IR compte tenu de la réponseangulaire du canal IR (cf. § II.5.5.2).Lors des étalonnages, la température de la cavité est restée voisine de3014 K. Cette valeur a été sélectionnée pour la normalisation de l’ensemble desdonnées. Une mesure complémentaire à 2664 K a été utilisée pour étalonner lavoie IR3 qui saturait entre ~900 et ~1350 nm lorsque la cavité était chauffée àplus de 3000 K. A ces températures, le rapport d’éclairement entre le Soleil et lecorps noir est peu élevé en comparaison aux plages spectrales UV-VIS. Il est del’ordre de 31, 12, 5 et 3,5 respectivement pour 0,7 µm, 1 µm, 2 µm et 2,7 µm. Lalinéarité du détecteur IR combinée à ces valeurs ont conforté la validité del’étalonnage. Notons que la voie de mesure IR1 ne sature jamais lors d’unemesure solaire.Les signaux des 3 voies de mesure (gains respectifs x1, x10 et x40) sonttoujours enregistrés simultanément. Une lecture du signal est réalisée en 100 µs(stabilisation de l’électronique comprise). Pour chaque position du réseau IR (soitpour chaque ligne de télémétrie), le concept de temps d’intégration propre auxcanaux UV-VIS est remplacé par une moyenne de N lectures du signal IR. Lorsde la campagne d’étalonnage au PTB, cette valeur N est restée fixée à 128. Afind’améliorer le rapport signal à bruit en fin de plage spectrale, l’enregistrementdes spectres a été répété. Par exemple, 12 accumulations ont été réalisées pourla plage spectrale du filtre F-IR3 et jusqu’à 45 au-delà de 2,6 µm. L’étalonnageabsolu au-delà de 2,4 µm est une mesure nouvelle, spécifique à la missionSOLAR SOLSPEC.L’étalonnage absolu a été limité à 647 nm (position associée à l’origine del’échelle des incréments du moteur). Pour la plage résiduelle de fonctionnementdu détecteur (540 - 647 nm), des données ont été accumulées en mode manuelface au corps noir. Une courbe de réponse a été calculée mais cette plagespectrale n’est pas exploitée en orbite et reste dévolue au canal VIS.122

II.6.6.2 Courant obscurité et bruit du signal IRLe courant d’obscurité du détecteur IR est un bruit de scintillement àbasse fréquence. Son niveau est réduit par le refroidissement Peltier qui lui estappliqué. La température est électroniquement stabilisée à (-21,8 ± 0,05) °C. Parrapport à la gamme dynamique s’étendant de -32767 à +32767 Volts digitauxaprès numérisation, le niveau de courant d’obscurité est affiché en valeurslégèrement négatives. Ce niveau est imputable au filtre passe-bas électroniquesitué en fin de chaîne de détection synchrone, dont le biais n’est pas corrigé.Dans l’infrarouge, le terme dominant du bruit (blanc) du signal IR est celuide la chaîne de détection. Il ne dépend pas de l’intensité du signal lumineuxmesuré (bruit de photon négligeable). Le rapport signal à bruit est identique pourles trois voies de mesure. Une étude détaillée est présentée en Annexe A.5.2.II.6.6.3 Détection de signaux IR secondairesL’influence de sources secondaires d’émission IR a été analysée. Cessources correspondent aux contributions thermiques des éléments mécaniquesdu spectromètre et à certaines sources lumineuses interceptées dans son champde vue. L’étude détaillée est reportée en Annexe E.2. Les résultats ont démontréle caractère négligeable de ces contributions parasites pour les longueurs d’ondeinférieures à 3,1 µm.II.6.6.4 Correction de l’absorption H 2 ODans l’infrarouge, un terme de correction d’importance primordiale doitêtre pris en compte lors de l’étalonnage absolu au sol. En effet, la colonne d’airsituée entre le corps noir et SOLSPEC (1384,05 mm) n’est plus transparente enraison de l’absorption moléculaire de la vapeur d’eau, en particulier vers 2,7 µm.Le chemin optique interne du spectromètre SOLSPEC a été maintenu sousconditionnement d’azote gazeux froid. L’absorption observée était de l’ordre de 1% vers 1 µm, ~10 % à 1,4 et 1,8 µm et jusqu’à 60 % à 2,7 µm. Un programmedéveloppé à l’IASB (Asimut) pour l’analyse spectroscopique des atmosphèresplanétaires a été utilisé pour quantifier l’absorption (Vandaele et al., 2006, 2008).La technique de correction est fondée sur l’ajustement itératif des sectionsefficaces d’absorption par la vapeur d’eau (HITRAN 2008) sur le signalSOLSPEC pour en déduire une abondance moléculaire. Elle a permis dedéterminer précisément la transmission de la colonne d’air (ci-dessous à droite)et accessoirement, son contenu en vapeur d’eau (~6,1x10 19 molécules/cm²).Pour le calcul de la courbe de réponse, la soustraction complète des structuresspectrales H 2 O dans le signal brut de SOLSPEC a été réalisée au préalable(courbe bleue, ci-dessous à gauche). D’autres molécules ont été testées. Lacorrection pour le CO 2 a été jugée négligeable.123

Fig. II.6.6.4-1Correction de l’absorption par la vapeur d’eau pour la colonned’air de 1384,05 mm (distance entre le corps noir etSOLSPEC). A gauche : signal SOLSPEC face au corps noiravec et sans signature spectrale de la vapeur d’eau. A droite :transmission de la colonne d’air déduite de l’ajustement dessections efficaces d’absorption sur le signal brut deSOLSPEC.II.6.6.5 Détermination de la courbe de réponse IRLa détection du rayonnement corps noir par SOLSPEC s’estompe vers3,1 µm comme illustré ci-dessous à gauche (signal IR2). Les courbes de réponsefiltrées (en rouge) sont représentées ci-dessous à droite. Le segment en vert aété déduit de mesures à 2664 K.Fig. II.6.6.5-1Etalonnage radiométrique absolu du canal IR. A gauche,exemple d’extinction en fin de spectre du signal SOLSPECface au corps noir. A droite, courbes de réponses pour lestrois voies de mesure du spectromètre IR. Les données sontfiltrées en fin de spectre.124

La sensibilité maximale du canal IR survient vers 1,3 µm. La réponse dudétecteur PbS atteint son maximum vers 2,7 µm mais la transmission optiquedes spectromètres et l’efficacité des réseaux expliquent ce déplacement de laréponse de toute la chaîne de détection vers 1,3 µm. Le rapport signal à bruit sedégrade à partir de 2,5 µm. On peut aussi noter un changement important de laréponse du spectromètre autour de 1,6 et 2,2 µm, vraisemblablement dû à l’effetde polarisation des réseaux.En raison de l’absence de filtres neutres, le passage des filtres IR estquasiment indétectable car leurs transmissions sont similaires (plateau à ~95 %).Une exception concerne le filtre IR n°2 activé à 90 2 nm juste avant d’atteindre satransmission nominale.125

II.7 Détermination des incertitudesL’incertitude standard associée à la mesure de l’éclairement spectralsolaire hors atmosphère par l’expérience SOLSPEC a été calculée. Nous avonsdéveloppé une étude spectrale tenant compte de l’ensemble des sourcesd’incertitude affectant les plages spectrales des trois canaux. Deux situations ontété analysées pour l’incertitude.- Une mesure solaire nominale (temps d’intégration UV-VIS de 0,6 s, moyennede 128 lectures pour l’IR).- Une accumulation tendant vers l’infini de mesures nominales. Cette étudelimite a consisté à augmenter vers l’infini le temps d’intégration (UV-VIS) et lenombre de lecture par position du réseau (IR).L’étude a intégré le développement de modèles mathématiques pour lessources étalons en éclairement spectral, l’expression du signal électronique deSOLSPEC face à ces sources étalons et les équations déterminant l’éclairementsolaire en orbite. Le formalisme mathématique utilisé pour ces modèles estconforme au ‘Guide to the expression of uncertainty in measurement’ (JCGM100:2008) dont la théorie est résumée en Annexe A.1.II.7.1 Les sources d’incertitudesL’ensemble des sources d’incertitudes impliquées dans l’estimation del’incertitude standard composée (combined standard uncertainty) pour la mesurede l’éclairement solaire a pu être défini comme suit. Le champ d’application estspécifié en fonction du canal de mesure SOLSPEC et des opérations au sol ouen orbite :# Nature des incertitudes Canaux MesuresUV VIS IR Sol ISSI) Situations spécifiques à l’étalonnageau sol.a) Instrument SOLSPECI.1 Alignement d’un axe optique de SOLSPEC par rapport àune source étalonI.2 Transmission de la colonne d’air entre SOLSPEC et unesource étalon● ● ● ●● ● ● ●b) Sources étalons (corps noir etlampes étalons secondaires)126

I.3 Distance entre la source étalon et SOLSPEC● ● ● ●I.4 Homogénéité de l’éclairement d’une source étalon● ● ● ●● ● ● ●I.5 Groupe d’incertitudes associées à la valeur absolue dela luminance du corps noir (incluant : températureabsolue, émissivité, …)I.6 Stabilité de la luminance du corps noir : dérive au coursdu temps● ● ● ●I.7 Diamètre du diaphragme du corps noir● ● ● ●● ● ●I.8 Etalonnage des lampes étalons en unité absolue(éclairement spectral ou excitance spectrale)I.9 Dérive de l’éclairement des lampes étalons(vieillissement).I.10 Interpolation du signal d’une lampe étalon secondaire àpartir des points du certificat d’étalonnageI.11 Influence de la lumière diffuse dans le délimiteur dechamp du cône solaire lors d’une trop grande proximitéde la lampe D2● ● ●● ● ●●●II.1II.2II) Situations spécifiques aux mesuresen orbiteCorrection d’un dépointage solaire (exploitation du signalPSD et des réponses angulaires)Changements de réponse des PM en fonction de latempérature● ● ● ●● ● ●III.1III) Situations mixtes (mesures au sol eten orbite)Groupe d’incertitudes pour le convertisseur CAD 16 bits(linéarité intégrale, différentielle, dérive en température,full scale error, ….)● ● ●III.2 Mesure du courant d’obscurité● ● ● ● ●III.3 Mesure de température des détecteurs de SOLSPEC● ● ● ● ●III.4● ● ● ●III.5III.6Lumière diffuse externe pour les canaux UV-VIS (sourceparasites présentes dans le FOV lors des étalonnages)Lumière diffuse interne pour les canaux UV-VIS (fonctiond’instrument + éclairement du détecteur en ligne directe)Lumière diffuse interne et externe IR (température despales de l’échantillonneur, température des lames dequartz, émission IR d’un laboratoire, …)● ● ● ●● ● ●III.7 Linéarité des PM UV-VIS● ● ● ●III.8 Linéarité du détecteur PbS IR● ● ●III.9 Temps d’intégration pour les PM UV-VIS● ● ● ●III.10● ● ● ●Fluctuation du signal UV-VIS associée au bruit dephotoélectrons (3 sources). Remarque : le bruit del’électronique est négligeable.III.11 Fluctuations du signal IR associées au bruit de la chaîne● ● ●127

III.12III.13III.14de détection. Remarque : ce bruit domine le bruit dephotons.Qualité de l’étalonnage en longueur d’onde des canauxSOLSPEC (cf. coefficient C λ )Reproductibilité des échelles de longueurs d’onde(performances mécaniques de la vis micrométrique).Dérive des échelles de longueur d’onde en fonction de latempérature (dilatation mécanique).● ● ● ● ●● ● ● ● ●● ● ● ● ●III.15 Bande passante finie des canaux (cf. coefficient C ∆λ )● ● ● ● ●III.16 Stabilité des hautes tensions des PM UV-VIS● ● ● ●III.17● ● ●Changement de réponse du détecteur PbS en fonctionde la température.III.18 Modification du fonctionnement de la détectionsynchrone en fonction de la température.● ● ●Tableau II.7.1-1 Inventaire des sources d’incertitude contribuant àl’estimation de l’incertitude standard composée lors de lamesure de l’éclairement solaire.Sources d’incertitudes négligeablesLes sources d’incertitudes III.1, 4, 6, 8, 13, 14 et 16 à 18 sont considéréescomme négligeables. Les discussions détaillées sont reportées en Annexe A.2.La contribution III.5 est négligeable (sauf pour le filtre VIS1, cf. § II.5.4). Ladiscussion pour la contribution III.6 est reportée en Annexe E.2.II.7.2 Modèles mathématiques pour SOLSPECII.7.2.1 Relations fonctionnelles (formes génériques)Détermination de l’éclairement solaireOn a défini la relation fonctionnelle suivante :Ef(1X1,...,XN, R)sol= II.7.2.1-1)Le terme E sol représente l’éclairement spectral (mW.m -2 .nm -1 ). Lesvariables dépendent de la longueur d’onde. Le coefficient d’étalonnage R(λ) estutilisé comme variable d’entrée. Il a été obtenu à partir d’un modèlemathématique développé pour les étalonnages au sol (voir ci-dessous). Uneincertitude standard composée lui est associée. Les variables ‘X i ’ décrivent lesignal brut en orbite et les paramètres de corrections (linéarité, température,pointage solaire, …) permettant la conversion du signal en éclairement. On adéfini respectivement pour l’UV-VIS (II.7.2.1-2) et l’IR (II.7.2.1-3) :128

Esol= f ( S,< DC > , ∆t, ∆t, K,T , T , α , F(x,y),R)(II.7.2.1-2)SDCISSPTBE solf ( S,< DC > , F(x,y),R,n)= (II.7.2.1-3)TDescription des variables X i communes aux différents canaux :- S : signal solaire brut, en coups (échelle ouverte) ou volts digitaux pour lecanal IR (numérisation : 16 bits, mode bipolaire).- : valeur moyenne du courant d’obscurité, calculée nominalement sur les120 acquisitions (60 avant et 60 après le spectre). est exprimé en coups(avec une partie décimale pour cette valeur moyenne) ou en volts digitaux.- F(x,y) est la réponse angulaire du canal en fonction des coordonnées (x,y) del’image du Soleil sur le PSD. La fonction F est normalisée à 1 lorsque le Soleilest sur l’axe optique des spectromètres. Ces conditions de pointage sontvérifiées lorsque (x,y) = (x 0 ,y 0 ). En cas de biais entre le PSD et l’axe optiquedu spectromètre, il est possible que les coordonnées (x 0 ,y 0 ) soient différentesde (0,0).- R : coefficient d’étalonnage (courbe de réponse). C’est un facteur multiplicatif.Il convertit le signal électronique en éclairement spectral.Unités : mW.m -2 .nm -1 .s.cps -1 (UV-VIS)mW.m -2 .nm -1 .VoltsDigitaux -1 (IR).Description des variables X i ’ spécifiques :1) Canaux UV-VIS- ∆t S : temps d’intégration associé à S (en secondes).- ∆t DC : temps d’intégration associé à une mesure individuelle du courantd’obscurité (en secondes).- K : coefficient de non-linéarité. Il correspond au temps mort du système decomptage de photons (en secondes, cf. § II.5.3).- T ISS : température du détecteur à l’instant de la mesure lors d’une acquisitionen orbite (°C).- T PTB : température du détecteur lors des étalonnages au PTB (°C).- α T : coefficient exprimant le changement de sensibilité d’un photomultiplicateuren fonction de la température. Un coefficient négatif signifie un gain desensibilité pour des températures décroissantes (%/°C).2) Canal IR- n : facteur de réduction du bruit. C’est un paramètre d’acquisition sansincertitude associée. Il exprime le nombre de lectures (2 n ) du signal IReffectuées par ligne de télémétrie. L’intensité du signal IR transmise par latélémétrie de SOLSPEC est la moyenne pour ce nombre de lectures.Détermination de la courbe de réponsePour la réponse R(λ), on a défini une fonction à 2 variables (l’éclairementde la source étalon et le signal mesuré par SOLSPEC). Ces variables sontcorrélées.129

R = g) =étalon( Eétalon,SigSOLSPEC(II.7.2.1-4)SIGSOLSPECUn modèle mathématique a été développé pour ces 2 variables. On aétabli les relations fonctionnelles suivantes :1) Eclairement des sources étalonsEE = S b ,.., b )(II.7.2.1-5)étalonX(1 N 2L’indice ‘X’ peut désigner le corps noir (BB), une lampe étalon audeutérium (D2) ou un étalon secondaire telle qu’une lampe à filament detungstène de 1000 W (FEL).On obtient successivement pour l’éclairement spectral (mW.m -2 .nm -1 ) :ES( D,d,Lλ)étalon=BB(II.7.2.1-6)Avec :- D : diamètre du diaphragme du corps noir (mm)- d : distance (mm) entre le diaphragme du corps noir et la première surfaceoptique active de SOLSPEC (lames dépolies en quartz).-L(λ) : luminance du corps noir, exprimé en W.cm -3 .sr -1 ou en mW.m -2 .nm -1 .sr -1Pour la lampe au deutérium, on désigne les lampes étalonnées au PTB enexcitance spectrale. Elles ont été utilisées sous vide :Eétalon = SD2(d,Iλ)(II.7.2.1-7)Avec :- d : distance (mm) entre l’arc de la lampe et SOLSPEC.- I λ : excitance spectrale (µW.nm -1 .sr -1 ).Pour la source du type FEL, on se réfère aux valeurs tabulées del’éclairement spectral (certificat NIST) :E = S E )(II.7.2.1-8)étalonFEL(std2) Signal SOLSPEC face aux sources étalonsLe modèle mathématique est similaire à celui développé pour l’expressiondu signal en orbite (cf. éq. II.7.2.1-1).Sig = S a ,.., a ) (II.7.2.1-9)SOLSPECs(1 N 3130

Les termes associés au pointage et aux changements de sensibilité enfonction de la température ne sont plus présents. Un nouveau terme associé à latransmission de la colonne d’air entre la source étalon et SOLSPEC apparaît. Onle définit respectivement pour l’UV-VIS et l’IR :SigSigSOLSPECa= S ( S,< DC > , ∆t, ∆t, K,T ) (II.7.2.1-10)SSDCa= S ( S,< DC , T , n)(II.7.2.1-11)SOLSPEC S>Avec :a- Tr: transmission de la colonne d’air (en unité relative). Sous vide (canal UV)et pour le canal VIS, ce terme est égal à 1.II.7.2.2 Développements détaillésII.7.2.2.1 Eclairement solaire hors atmosphèreLes incertitudes standard composées sont exprimées ci-dessous enunités absolues (mW.m -2 .nm -1 ) ou en unité relative (%). Dans ce cas, le résultatest égal à 100 x u c (E sol )/E sol .1) Canaux UV-VISRelation fonctionnelleLa relation fonctionnelle est identique pour les deux canaux de mesure eta été définie comme suit. Les unités seront exprimées entre crochets.Esol⎛⎞⎜⎟= ⎜R(λ)⎟ ⎡⎛< DC > ⎞⎤( λ)⎢⎜ −⎟⎜⎟. S+ + ⎥⎛ − ⎞ ⎣⎝∆)netC λ( λ)C ( λ( ). ( )⎜ ⎜ −⎟ ⎟⎠∆ λTPTBTISSαTλtDCF(x,y).1⎦⎝ ⎝ 100 ⎠ ⎠[mW.m -2 .nm -1 ] (II.7.2.2.1-1)rrAvecSnetS(λ)∆ts=S(λ)1−k∆ts[cps.s -1 ](II.7.2.2.1-2)Ce modèle mathématique présente des caractéristiques non linéairesliées aux détecteurs. Deux termes de correction ont été pris en compte : C λ , etC ∆λ . Ils représentent respectivement les incertitudes engendrées parl’imprécision de l’échelle de longueur d’onde et par l’effet de la bande passantefinie des spectromètres. Ces corrections, exprimées en coups par seconde131

(cps/s) sont de moyenne nulle (cf. Annexe A.4). La correction de linéarité n’a pasété prise en compte pour des signaux inférieurs à 500 cps/s, tels que desniveaux de courant d’obscurité.On a retenu les corrélations suivantes :- Corrélation (R,S). Elle est liée à la sensibilité d’un canal pour la longueurd’onde donnée. Une modification de la sensibilité modifiera à la fois la réponseface à l’étalon primaire et le signal en orbite. On attribue un coefficient decorrélation r(R,S) = 1.- Corrélation (S,T ISS ). Une variation de température du détecteur modifie lesignal mesuré. On définit un coefficient de corrélation r(S,T ISS ) = 1.Evaluation de l’incertitude composéeOn a utilisé la loi de propagation des incertitudes. Dérivation de la fonctionE sol= f (...) en tenant compte des corrélations :u2c( Esol⎛ ∂f+⎜⎝ ∂T⎛ ∂f+⎜⎝ ∂Snet⎛ ∂f⎞) = ⎜ ⎟⎝ ∂R⎠PTB⎞⎟⎠22⎞⎟ . u⎠2) Canal IR22 ∂f∂f∂f∂f( u ( C ) + u ( C )) + 2 . . u(S).u(R)+ 2 . . u(S).u(T ).22( T. uPTBλ2⎛ ∂f⎞( R)+ ⎜ ⎟⎝ ∂F⎠2⎛ ∂f⎞) + ⎜ ⎟⎝ ∂K⎠∆λ. u22. u2⎛ ∂f⎞( F)+⎜⎟⎝ ∂αT⎠. u⎛ ∂f⎞( K)+ ⎜ ⎟⎝ ∂ < DC > ⎠∂S∂R222⎛ ∂f( αT) +⎜⎝ ∂T. u2( T⎛ ∂f⎞( < DC > ) + ⎜ ⎟⎝ ∂S⎠∂S∂TISSISS2⎞⎟ . u⎠22ISS. u2ISS)( S)(II.7.2.2.1-3)L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.1.La mesure est assurée par une détection synchrone. Le calculd’incertitude a été développé uniquement pour le gain IR2 car les trois gains ontle même rapport signal à bruit (Annexe A.5.2). Pour le canal IR, les spécificitésde la relation fonctionnelle concernent l’absence de termes de correction liés àune non-linéarité (cf. § II.5.3.3) et au changement de réponse du détecteur enfonction de la température (cf. § II.6.6.2)Relation fonctionnelleLes signaux S(λ) et sont exprimés en volts digitaux selon unegamme bipolaire (16 bits) allant de -32767 à 32767.R(λ)E sol( λ)= .( S(λ)− < DC > + Cλ( λ)+ C∆λ( λ)) [mW.m -2 .nm -1 ] (II.7.2.2.1-4)F(x,y)132

Le facteur de réduction du bruit (paramètre ‘n’) a été intégré dansl’expression des incertitudes pour S et . Les termes de correction C λ , et C ∆λont été maintenus car inhérents au fonctionnement de tout monochromateur. Ilssont exprimés en Volts digitaux. La corrélation entre les variables R et S a étémaintenue.Evaluation de l’incertitude composéeu2c( Esol⎛ ∂f⎞) = ⎜ ⎟⎝ ∂R⎠2⎛ ∂f⎞+ ⎜ ⎟ .⎝ ∂S⎠2. u22⎛ ∂f⎞( R)+ ⎜ ⎟⎝ ∂F⎠. u⎛ ∂f⎞( F)+ ⎜ ⎟⎝ ∂ < DC > ⎠. u222 ∂f∂f( u ( S)+ u ( C ) + u ( C )) + 2 . . u(S).u(R)λ∆λ2∂S∂R22( < DC > )(II.7.2.2.1-5)L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.1.II.7.2.2.2 Etalonnage absolu1) Canaux UV-VIS, signal SOLSPEC face aux sources étalonsL’équation est similaire à (II.7.2.2.1-1). L’alignement a été optimisé aulaser et n’a engendré aucune correction. Les mesures ont été effectuées à latempérature de référence T PTB et le terme de transmission de la colonne d’airgénéralement présente entre la source étalon et SOLSPEC a été intégré. Pour lecanal UV, on a tenu compte de la diffusion Rayleigh et de l’absorptionmoléculaire par l’O 2 et l’O 3 principalement sous 250 nm. Pour le canal VIS, lacolonne d’air a été considérée comme étant transparente.Relation fonctionnelle1 ⎡⎛< DC > ⎞⎤SIG ( λ)= . ⎢⎜ S −⎟ + C λ( λ)+ C∆ ( λ)⎥ [cps.s -1 ] (II.7.2.2.2-1)SOLSPEC anetλTr( λ)⎣⎝∆tDC ⎠⎦Evaluation de l’incertitude composéeL’incertitude u c (E sol ) est exprimée en coups par seconde ou en uneunité relative (%). Il n’y pas de terme de corrélation.u ( SIG2cSOLSPEC2⎛ ∂SS ⎞+ ⎜ ⎟⎝ ∂K⎠. u2⎛ ∂SS ⎞( K)+ ⎜ ⎟⎝ ∂ < DC > ⎠222( u ( C ) + u ( C ))⎛ ∂SS⎞) = ⎜ .S⎟λ∆λ⎝ ∂net ⎠2. u2⎛ ∂S( < DC > ) +⎜⎝ ∂TSar22⎛ ∂SS ⎞+ ⎜ ⎟⎝ ∂S⎠. u⎞⎟ . u⎠22( S)( Tar)(II.7.3.2.2-2)133

L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.2.2) Canal IR, signal SOLSPEC face au corps noirLa relation fonctionnelle est similaire à (II.7.2.2.1-4) mais avec disparitiondu terme de pointage (alignement optimisé au laser face au corps noir). Le termede transmission de la colonne d’air est d’une importance primordiale pour lecanal IR. Il corrige l’absorption moléculaire par la vapeur d’eau présentéeprécédemment (cf. § II.6.6.4).Relation fonctionnelle1SIGSOLSPEC ( λ)= .( S(λ)− < DC > + Cλ( λ)+ C∆λ( λ)) [VoltDigitaux] (II.7.2.2.2-3)aT ( λ)rAu sol, les conditions d’utilisation de SOLSPEC et du logiciel nous ontconduit à maintenir le facteur de réduction du bruit à la valeur n = 7. Leparamètre ‘n’ disparaît donc de l’équation. Nous l’avons remplacé par leparamètre ‘N’ indiquant le nombre de mesures face au corps noir pour unelongueur d’onde donnée. Par mesure, on entend donc une moyenne de 128lectures.Evaluation de l’incertitude composéeL’incertitude u c (SIG SOLSPEC ) est exprimée en Volts digitaux ou en une unitérelative (%). Il n’y pas de terme de corrélation.u ( SIG2cSOLSPEC⎛ ∂SS ⎞+ ⎜ ⎟⎝ ∂ < DC > ⎠)22⎛ ∂SS ⎞ 222= ⎜ ⎟ .( u ( S)+ u ( Cλ) + u ( C∆λ. u⎝ ∂S⎠2⎛ ∂S( < DC > ) +⎜⎝ ∂TSar2⎞⎟ . u⎠2( Tar)))[VoltDigitaux](II.7.2.2.2-4)L’expression des coefficients de sensibilité est reportée en Annexe A.3.2.3) Eclairement des sources étalonsLe rayonnement corps noir a été utilisé pour toute longueur d’ondesupérieure à 200 nm. Pour le canal UV, deux types de sources étalonscomplémentaires ont été utilisées : la source au deutérium V0132 sous vide etles lampes à filament de tungstène du type FEL (entre 250 et 371 nm).134

Rayonnement corps noirL’expression de l’éclairement spectral E étalon = S BB (…) a été présentéeprécédemment (cf. § II.6.2.1). Cette équation (II.7.2.1-6) se développe commesuit :2πL(λ).DαE étalon( λ ) = avec L ( λ ) =+ c2Un[mW.m -2 .nm -1 ] (II.7.2.2.2-5)β4d5 λ. Tλ .( e −1)Les paramètres (α,β) contiennent des constantes physiques. L’émissivitéde la cavité et son incertitude associée ont été intégrées dans α. Le terme C Unest de moyenne nulle. Il décrit la correction à apporter pour la luminance due àl’inhomogénéité du faisceau. L’évaluation de l’incertitude composée dépend doncde (α,T, C Un ) :222 ⎛ ∂L⎞ 2 ⎛ ∂L⎞ 2c( L)= ⎜ ⎟ . u(α)+ ⎜ ⎟ . u(T)u(CUnu +⎝ ∂α⎠ ⎝ ∂T⎠)2[mW.m -2 .nm -1 .sr -1 ](II.7.2.2.2-6)L’incertitude pour l’éclairement spectral du corps noir a pu être estiméeaprès introduction des fonctions de distribution des variables (D,d) et de leurcoefficient de sensibilité.u ( E2cétalon⎛ ∂S) = ⎜⎝ ∂LBB2⎞⎟⎠. u2c⎛ ∂S( L)+ ⎜⎝ ∂DBB2⎞⎟⎠. u2⎛ ∂SBB ⎞( D)+ ⎜ ⎟ . u⎝ ∂d⎠[mW.m -2 .nm -1 ]22( d)(II.7.2.2.2-7)Source au deutérium V0132 (étalonnée au PTB sous vide)La relation fonctionnelle intègre la conversion de l’excitance spectrale enéclairement spectral pour la distance donnée, ainsi qu’une série de termes decorrection caractérisant l’incertitude associée à l’étalonnage d’un étalonsecondaire et à son utilisation (alignement).( I+ C+ Cλ std drift itp −3Eétalon= SD2(d,Iλ) =. 10 + CAl+2d+ C)[mW.m -2 .nm -1 ]CUn(II.7.2.2.2-8)Les termes C std , C drift et C itp caractérisent respectivement l’incertitude del’étalonnage, la dérive de la lampe par rapport à son certificat et l’incertitude liéeà l’interpolation de l’étalonnage pour des longueurs d’onde intermédiaires autresque celles tabulées dans le certificat. Les termes C Al et C Un prennent en compteles incertitudes engendrées par un défaut d’alignement et d’homogénéité dufaisceau. L’analyse montre (cf. § II.7.3.1) que seuls quelques termes non nulspeuvent être retenus. Pour l’expression de l’incertitude composée, on a obtenu :135

u2c( Eétalon⎛ ∂S) =⎜⎝ ∂ID2λ2⎞⎟ .( u⎠2( Cstd) + u2⎛ ∂SD2⎞( Citp)) + ⎜ ⎟⎝ ∂d⎠[mW.m -2 .nm -1 ]2. u2( d)(II.7.2.2.2-9)L’incertitude pour C stdt et C itp est exprimée dans la même unité que l’excitancespectrale (µW.sr -1 .nm -1 ).Source tungstène du type FEL (1000 W)L’estimation de l‘incertitude pour l’éclairement spectral d’une lampe dutype FEL a été déduite du certificat d’étalonnage délivré par le NIST (distanced’utilisation de 50 cm) et des conditions d’utilisation. Des termes de corrections(C std , C drift , C itp et C Al ) ont intégré les incertitudes liées au positionnement de lalampe et la dérive de son éclairement (vieillissement). Le terme d’homogénéitéC Un n’a plus été repris. Une lampe du type FEL est une source étalon secondairede petite étendue constituée de multiples spires de tungstène. Son éclairementn’est pas isotrope. Cependant, la mise en station devant SOLSPEC de manièreidentique au NIST (en utilisant le même socle de lampe et la même mired’alignement) a permis de neutraliser cette incertitude C Un . On a obtenu pour larelation fonctionnelle :E = S ( E ) = E + C + C + C + C + C (II.7.2.2.2-10)étalonFELstdstdstddriftitpdistAlToutes les variables sont en [mW.m -2 .nm -1 ]. Le terme C dist décrit l’incertitude pourl’éclairement engendrée par une erreur de distance entre la lampe et SOLSPEC.2222u ( E ) = u ( C ) + u ( C ) + u ( C ) + ucétalon4) Détermination des courbes de réponsestddriftitp[mW.m -2 .nm -1 ]2( Cdist)(II.7.2.2.2-11)La courbe de réponse est le rapport des fonctions E étalon et SIG SOLSPEC (cf.équation II.7.2.1-4). Lorsque seul le corps noir a été utilisé (λ > 200 nm) et entenant compte de la corrélation entre les variables, on a obtenu :22⎡ ∂g∂g⎤uc( R)= ⎢ . u(Eétalon)+. u(SIGSOLSPEC) ⎥⎣∂Eétalon∂SIGSOLSPEC⎦[mW.m -2 .nm -1 .cps -1 .s] (II.7.2.2.2-12)Les coefficients de sensibilité pour l’incertitude standard composée u c (R)du coefficient d’étalonnage s’expriment comme suit :∂ g / ∂E= R /[cps -1 .s] (II.7.2.2.2-13)étalonE étalon136

∂ g / ∂SIG= −R/[mW.m -2 .nm -1 ] (II.7.2.2.2-14)solspecSIG solspecPour le canal UV, deux situations particulières ont été retenues.1) Aux longueurs d’onde inférieures à 200 nm, un coefficient de correction de14.8 % a été appliqué pour la jonction avec les données corps noir (cf. §II.6.4.2). L’équation II.7.2.1-4 a été reformulée :EétalonR = g( Eétalon, SIGSOLSPEC) =C . SIGdiffSOLSPEC[mW.m -2 .nm -1 .cps -1 .s](II.7.2.2.2-15)Un coefficient de sensibilité additionnel a été intégré pour l’incertitude :u2⎛ ⎞22⎡⎤( ) ⎜∂g⎟∂g∂gcR = . u ( C ) + ⎢ . ( ) +. ( )diffu Eétalonu SIGSOLSPEC⎥∂Cdiff∂Eétalon∂SIGSOLSPEC⎦⎝⎠Ce coefficient est décrit ci-dessous.diffC diff⎣[mW.m -2 .nm -1 .cps -1 .s](II.7.2.2.2-16)∂ g / ∂C= −R/[mW.m -2 .nm -1 .cps -1 .s] (II.7.2.2.2-17)22) Entre 250 et 371 nm, la réponse de l’instrument SOLSPEC est unecombinaison de données obtenues à partir du corps noir et des lampes FEL.Les courbes de réponses respectives R BB et R FEL ont été calculéesindividuellement avant la jonction finale suivante :2 1 2 BB 1 2 FELuc( R)= uc( R ) + uc( R ) [mW.m -2 .nm -1 .cps -1 .s] (II.7.2.2.2-18)2 2II.7.3 RésultatsLes évaluations détaillées des incertitudes individuelles sont reportées enannexe. Elles y sont résumées sous forme de tableaux accompagnés dediscussions pour certains termes particuliers. Lors de la détermination d’uneincertitude composée, certaines formulations sont apparues communes àplusieurs types de mesure (étalonnage, mesure solaire, …) et à plusieurscanaux. Un exemple typique est représenté par les termes de correction C λ etC ∆λ . Ces contributions sont présentées en Annexe A.4.Les résultats présentés ci-dessous sont commentés et résumés sousforme graphique (étude spectrale). Les courbes représentent successivement lesincertitudes :- pour l’éclairement spectral des sources étalons,137

- pour le signal SOLSPEC face aux sources étalons,- pour les courbes de réponses,- pour les mesures solaires en orbite (mesure nominale et accumulation infinie).Les incertitudes composées sont toujours exprimées pour k = 1(incertitudes standard).II.7.3.1 Incertitudes associées à l’éclairement des sourcesétalonsLuminance et éclairement spectral du corps noirLe tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.1(tableau A.5.1-1). Ci-dessous, nous présentons l’estimation de l’incertitudestandard composée (%) pour la luminance et l’éclairement spectral du corps noir.Fig. II.7.3.1-1Canal UV (haut) et VIS (bas). Incertitude standard composée(%) pour la luminance (à gauche) et l’éclairement (à droite) ducorps noir à 3050 K.138

Grâce à une incertitude standard limitée à 0,44 K pour la températureabsolue, on dispose d’un étalon primaire fournissant une luminance de hauteprécision pour la plage spectrale UV. Les contributions individuelles associées àl’incertitude pour l’émissivité et l’uniformité du faisceau ne doivent pas êtrenégligées. On observe (Figure de droite) que l’incertitude standard composée(%) pour l’éclairement et la luminance spectrale sont quasi superposables.Fig. II.7.3.1-2Canal IR. Incertitude standard composée (%) pour laluminance (à gauche) et l’éclairement (à droite) du corps noirà 3014 K.Pour la luminance du canal IR (à gauche), la contribution liée àl’incertitude pour la température n’est plus dominante. Au final, pour l’éclairementspectral, on observe une incertitude standard comprise entre 0,22 – 0,37 %, 0,15– 0,27 % et 0,13 – 0,17 %, respectivement pour les canaux UV, VIS et IR.Eclairement spectral d’une lampe du type FELLe tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.1(tableau A.5.1-2). Après analyse, on a obtenu pour la plage spectrale UV uneincertitude standard composée inférieure à ~1 %.139

Fig. II.7.3.1-3 Incertitude standard composée (%) pour l’éclairementspectral d’une lampe du type FEL (canal UV).Eclairement spectral d’une source au deutérium (sous vide)Un certificat du PTB est exprimé en excitance spectrale (µW/nm.sr) etdonne une incertitude étendue relative (k = 2) de 5 % pour chaque longueurd’onde. Le terme de dérive C drift a été mis à zéro car la lampe avait étérécemment étalonnée. Les termes pour l’alignement et l’homogénéité (C Al et C Un )sont négligeables. Les équations II.7.2.2.2-6 à -9 ont été utilisées. L’analyse adonné une courbe d’incertitude standard centrée globalement sur 2,5 % sansdépendance spectrale car le terme C std est dominant. Le tableau d’évaluationdes incertitudes est reporté en Annexe A.5.1 (tableau A.5.1-3).II.7.3.2 Incertitudes associées au signal SOLSPEC face auxsources étalonsCanaux UV-VISLe tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.2(tableau A.5.2-1). L’extinction du rayonnement corps noir a été calculée pour unecolonne d’air de 1384,05 mm. Elle a atteint 0,2 % et 0,6 % respectivement à 260et 200 nm. Elle était presque négligeable pour λ > 300 nm Les différentescontributions sont illustrées ci-dessous. Pour une lampe du type FEL(distance d’utilisation de 50 cm), l’atténuation est plus faible et proportionnelle àla modification du chemin optique. Une incertitude de 10 % a été maintenue pources estimations.140

Fig. II.7.3.2-1Extinction engendrée par la diffusion Rayleigh et l’absorptionmoléculaire (O 2 , O 3 ) pour un chemin optique de 1384,05 mm.Canal UV, estimation des incertitudes standard composées (%) pour lesignal net SOLSPEC (cps/s) face aux sources deutérium et du type FEL.Fig. II.7.3.2-2Canal UV. Incertitude standard composée (%) pour le signalSOLSPEC face à la lampe au deutérium V0132 (166-200 nm,à gauche) et une lampe du type FEL (250-371 nm, à droite).La source d’incertitude dominante provient généralement du signal brutSOLSPEC (coups). Pour la lampe au deutérium V0132 dont le signal est assezintense, l’intégration des mesures a permis de limiter l’incertitude à une valeurdépassant à peine 1 %. Celle-ci diminue pour les grandes longueurs d’onde.Pour une lampe de type FEL, l’incertitude minimale observée en milieu despectre est de l’ordre de 2 %. Elle augmente à plus de 25 % en fin de plagespectrale UV. Les autres contributions individuelles sont comparables entre elles,à l’exception de la linéarité, négligeable du fait de la faible intensité du signalSOLSPEC.Estimation des incertitudes standard composées (%) pour le signal netSOLSPEC (cps/s) face au corps noir. Canal UV (à gauche) et VIS (à droite).141

Fig. II.7.3.2-3Etalonnage des canaux UV (à gauche) et VIS (à droite).Signal net SOLSPEC face au corps noir à 3050 K. Incertitudestandard composée et contributions individuelles (%).Face au corps noir, la source d’incertitude dominante pour le signal netSOLSPEC provient également du signal brut.Pour le canal UV, l’incertitude composée décroît à ~1 % en milieu despectre (~290 nm). Elle reste inférieure à 3 % entre 211 et 330 nm, à l’exceptionde la plage 217-235 nm, défavorable et associée à l’activation du filtre UV(incertitude de 13 à 3 %). Elle augmente légèrement au-delà de 10 % en fin despectre et varie de 6 à 3 % entre 200 et 211 nm.Pour le canal VIS, on obtient une incertitude standard composéeinférieure à 1 % entre 450 et 800 nm et inférieure à 3 % entre 353 et 834 nm.L’incertitude est supérieure à 10 % au-delà de 870 nm (15 % à 908 nm) et endessous de 335 nm (sauf entre 294 et 312 nm, plage de bonne efficacité du filtreVIS1 étendue au début du filtre VIS2). Localement, en début de plagesspectrales VIS1 et VIS2, (vers 285 et 315 nm), l’incertitude est défavorable etpeut atteindre 100 %. Le spectromètre UV est alors utilisé pour cette plagespectrale.Canal IRLe tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.2(tableau A.5.2-2). L’analyse du bruit du signal IR y est également intégrée.L’estimation de l’incertitude standard composée (%) pour le signal net SOLSPEC(volts digitaux, voie de mesure IR2) face au corps noir est illustrée ci-dessous.142

Fig. II.7.3.2-4Etalonnage PTB du canal IR. Signal net SOLSPEC IR2 faceau corps noir à 3014 K. Incertitude standard composée etcontributions individuelles (%).La source dominante d’incertitude provient également du signal brut deSOLSPEC. Le bon rapport signal à bruit obtenu face au corps noir pour la voiede mesure IR2 et la répétition des mesures ont permis de limiter l’incertitudestandard sous la valeur de 1 % entre 750 et 2025 nm. En début de plagespectrale, elle varie entre 1 et 2 %. On observe de 1 à 10 % d’incertitude entre2025 et 2900 nm et une augmentation de 10 à 40 % entre 2900 et 3088 nm(perte de performance du canal IR). Localement, l’effet de bande passantecombiné à la variation rapide de transmission du spectromètre rehaussel’incertitude (à 0,97, 1,35, 1,6 et 2,21 µm). L’incertitude associée à la correctionimportante pour l’absorption moléculaire (H 2 O) laisse une signaturecaractéristique vers 2.7 µm (2 à 3 % additionnels), moins importante à 1,4 µm(~0,2 % additionnel) et à 1,85 µm (0,3 à 0,4 % additionnel).II.7.3.3 Incertitudes associées aux courbes de réponsesL’incertitude standard composée attribuée à la réponse absolue dechaque spectromètre est une donnée fondamentale pour les mesures en orbite.Elle représente une limite inférieure d’incertitude sous laquelle on ne peutdescendre quelle que soit le temps d’intégration ou la qualité du pointage solaire.Le temps consacré à l’accumulation du signal face aux sources étalons étaitdonc fondamental pour le bilan d’incertitude. Les travaux sont résumés cidessouspour les 3 canaux.Canal UVUne jonction a été réalisée entre les résultats obtenus à partir desdifférentes sources étalons utilisées pour la réponse absolue du canal UV.143

L’analyse des incertitudes pour les courbes de réponse individuelles est reportéeen Annexe A.5.3. L’incertitude finale pour la courbe de réponse composite(deutérium - corps noir - lampes FEL) a été obtenue à partir de l’équationII.7.2.2.2-18. Elle est présentée ci-dessous.Fig. II.7.3.3-1Etalonnage du canal UV. Résultat composite pour l’incertitudestandard (%) associée à la réponse obtenue en combinant lestrois types de sources étalons.L’incertitude standard minimale est de l’ordre de 2 %. Elle se maintientgénéralement en-dessous de 10 % sauf au-delà de 350 nm. Le passage du filtreà 217 nm est visible.Canal VISFig. II.7.3.3-2Incertitude standard composée (%) pour l’étalonnage ducanal VIS. A gauche, contributions individuelles (%). A droite :courbe résultante en échelle linéaire (%).144

Les courbes ci-dessus ont été obtenues pour un étalonnage à partir durayonnement corps noir. La contribution dominante pour l’incertitude de la courbede réponse est liée à celle du signal SOLSPEC malgré l’accumulation desmesures. L’incertitude finale est reste inférieure à 2 % entre 365 et 822 nm. Lepassage du filtre VIS2 provoque un saut très marqué d’incertitude. A l’exceptionde la plage 295-310 nm, le canal VIS excède 10 % pour λ < 335 nm.Canal IRDe même, à partir du rayonnement corps noir, on a obtenu :Fig. II.7.3.3-3Incertitude standard composée (%) pour l’étalonnage duspectromètre IR. A gauche, contributions individuelles etrésultante (%), affichée à droite en échelle linéaire (%).L’incertitude standard reste inférieure à 2 % jusqu’à 2,5 µm et 10 % audelàjusqu’à 2,9 µm. Entre 740 et 1900 nm, elle devient inférieure à 1 %. Lafaible intensité du signal enregistré face au corps noir explique la montée rapide(de 10 à 40 %) entre 2,9 et 3,1 µm. On identifie les signatures spectrales liée àl’absorption par la vapeur d’eau et à la transmission du spectromètre.II.7.3.4 Incertitudes associées aux mesures solaires en orbitePour les mesures solaires, de nouvelles contributions associées aupointage et à l’environnement thermique apparaissent dans le bilan d’incertitudestandard (cf. éq. II.7.2.2.1-1 à -5). Celui-ci intègre également les résultatsobtenus au paragraphe précédent pour les courbes de réponses.145

II.7.3.4.1 Mesure nominaleL’étude a été développée pour une mesure nominale en orbite avec destemps d’intégration de 0,6 s pour l’UV-VIS et une moyenne de 2 7 lectures pour lesignal IR. L’environnement thermique en orbite diffère des conditions au sol. Unrefroidissement de l’ordre de 15 à 20 degrés induisant un changement de gaindes détecteurs UV-VIS (cf. Annexe A.4) a été pris en compte. Les incertitudessont présentées sous forme graphique en coordonnées linéaires de manière àmettre en évidence les termes dominants. Une étude en échelle logarithmique(non représentée) a également été réalisée.Canal UVLe tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.4(tableau A.5.4-1), valable également pour le canal VIS. L’incertitude standardcomposée (%) du canal UV pour la détermination de l’éclairement solaire en 0,6s est illustrée ci-dessous.Fig. II.7.3.4.1-1 Mesures solaires nominales, canal UV. Incertitude standardcomposée (%) et contributions individuelles associées à lamesure de l’éclairement spectral (mW.m -2 .nm -1 )Deux termes dominent ces incertitudes. Ils concernent principalementl’héritage des incertitudes accumulées lors de l’étalonnage absolu, intégréesdans le terme u(Courbe de réponse UV), et le signal brut collecté par l’instrumentlors de la mesure solaire. L’incertitude de cette mesure est en S , inférieure à 1% entre 225 et 330 nm. Elle est nettement plus faible (au moins un facteur 3) que146

celle affectant la réponse absolue. L’effet de bande passante finie et sonincertitude associée u(C ∆λ ) sont localement dominants lorsque des mesures deraies de Fraunhofer sont réalisées (voir ci-dessus, entre 260 et 290 nm).L’incertitude composée peut alors dépasser temporairement les 10 % (raies MgII). Les raies engendrent en effet des variations de signal à forte pente (cf.Annexes A.4 et A.5.4). Ceci confirme la nécessité de normaliser la résolutionspectrale lorsque des spectres solaires acquis par des instruments différentsdoivent être comparés (cf. § II.5.6.2). On comprend également pourquoi unevaleur d’index Mg II est spécifique à chaque spectroradiomètre, même si dansl’ensemble, ceux-ci peuvent être référencés à une même échelle radiométrique.Ces index portent la signature des bandes passantes spécifiques auxinstruments.Canal VISIncertitude standard composée (%) du canal VIS pour la détermination del’éclairement solaire en 0,6 s.Fig. II.7.3.4.1-2 Mesures solaires nominales, canal VIS. Incertitude standardcomposée (%) et contributions individuelles associées à lamesure de l’éclairement spectral (mW.m -2 .nm -1 )Le terme dominant est à nouveau lié à la courbe de réponse. L’incertitudecomposée est cependant amplifiée par la faible intensité du signal solaire pourles grandes longueurs d’onde et par quelques contributions nouvelles (pointage,raies solaires, changement de température du détecteur, …). Elle demeureinférieure à 2 % entre 370 et 800 nm.147

Canal IRLe tableau d’évaluation des incertitudes est reporté en Annexe A.5.4(tableau A.5.4-2). Incertitude standard composée (%) du canal IR pour ladétermination de l’éclairement solaire en 2 7 lectures. Pour rappel, il n’y a pas decorrection de température pour le détecteur IR (stabilisé à -21,8 °C).Fig. II.7.3.4.1-3 Mesure solaire nominale, canal IR (n = 7). Incertitude standardcomposée et contributions individuelles (%) associées à lamesure de l’éclairement spectral (mW.m -2 .nm -1 ). Signal IR2.La source d’incertitude liée à la réponse du spectromètre est dominante,sauf au-delà de 2,7 µm en raison du faible signal solaire. L’incertitude resteinférieure à 2 % jusqu’à 2 µm, à 5 % jusqu’à 2,5 µm et à 20 % jusqu’à 2,9 µmsuivie d’une montée rapide à 90 % vers 3,1 µm.II.7.3.4.2 Etude limiteUne étude asymptotique est devenue possible grâce aux relationsfonctionnelles et à la mise en équation du calcul d’incertitude. Pour des tempsd’intégration UV-VIS tendant vers 10000 s et une accumulation évoluant vers 2 30lectures du signal IR, on a observé une convergence naturelle vers uneincertitude minimale proche du seuil défini par la courbe de réponse.148

Canal UVFig. II.7.3.4.2-1 Canal UV. Mesure de l’éclairement solaire (mW.m -2 .nm -1 ) enorbite. Réduction de l’incertitude standard composée (%) par une augmentationdu temps d’intégration (0,6, 10, 100 et 10000 s). En mauve : limite inférieurereprésentée par la réponse du spectromètre. A droite, échelle linéaire entre 0 et10 %.La répétition de la même mesure et de longs temps d’intégration tendent àneutraliser les contributions de moyenne nulle. La convergence est observéeentre l’incertitude en orbite et celle de la réponse (Figure de gauche). Les seulesdifférences peuvent être attribuées aux contributions propres à la mise enorbite (température, pointage) et à la signature spectrale des raies solaires (vers280 nm, raies Mg II et vers 390-400 nm, raies Ca ci-dessous pour le canal VIS).Canal VISFig. II.7.3.4.2-2 Canal VIS. Présentation similaire à la Figure précédente.149

Canal IRFig. II.7.3.4.2-3 Canal IR. Présentation similaire aux Figures précédentes,illustrant le résultat de l’intégration pour 2 7 , 2 10 , 2 13 , 2 16 et 2 30lectures du signal IR.Pour le canal IR, la réduction asymptotique de l’incertitude est effectivepour les longueurs d’onde supérieures à 1500 nm et moins apparente ailleurs.II.7.3.5 Bilan des incertitudesL’étude spectrale fondée sur une mise en équation complète a permisd’évaluer l’incertitude standard d’une mesure solaire réalisée par SOLSPEC.Pour simplifier, nous avons neutralisé toute dérive de réponse absolue et deperformances radiométriques (linéarité, …) de l’instrument au sol et lors de lamise en orbite. Nous avons cependant tenu compte d’un dépointage éventuellors d’une mesure solaire, corrigé grâce à la connaissance de la réponseangulaire. Le changement de régime thermique entre les étalonnages au sol etles opérations en orbite a été pris en compte.Les courbes finales de l’étude asymptotique ont été combinées dans laFigure ci-dessous pour les trois canaux. L’analyse des plages de recouvrementUV-VIS et VIS-IR d’incertitudes a permis de déduire les longueurs pivot λ UV-VIS etλ VIS-IR entre les canaux. Elles déterminent le choix opportun d’un canal ou l’autrelors du prélèvement de données destinées à la production du spectre solairefinal. Elles correspondent au croisement des courbes d’incertitudesasymptotiques (lignes pointillées ci-dessous). L’objectif est d’obtenir uneincertitude minimale bien que les différences de résolution spectrale puissentparfois modifier ce jugement. Les valeurs de λ UV-VIS et λ VIS-IR sont respectivementégales à 340 et 775 nm.150

Fig. II.7.3.5-1 Incertitude standard composée (%) pour l’éclairementspectral solaire (mW.m -2 .nm -1 ). Courbes limites obtenuespour les 3 canaux (temps d’intégration UV-VIS de 10000secondes, 2 30 lectures pour l’IR). En pointillé : intersectiondes courbes UV-VIS à 340 nm et VIS-IR à 775 nm.L’enveloppe inférieure des courbes ci-dessus tend vers un minimum auvoisinage de 1 µm. Elle peut être liée à la signature de la température corps noireffective des sources étalons utilisées à pression atmosphérique, de l’ordre de3000 K. En effet, leur éclairement spectral culmine vers 1 µm.Le recouvrement d’incertitudes pour les canaux UV-VIS présente un faitmarquant : ces courbes se rejoignent une première fois entre 305 et 312 nm(plage d'extension du filtre VIS1). Cette équivalence est liée au fait que la mêmesource étalon a été utilisée sur cette plage pour les 2 canaux et en mesuresolaire, le signal atteint dans les 2 cas le seuil de 10 5 cps/s. Le décrochageobservé par la suite (entre 312 et ~370 nm) pour le canal VIS est lié au passagedu filtre VIS2.Entre 750 et ~820 nm (recouvrement d’incertitudes VIS-IR), les donnéesdu spectromètre VIS ou IR peuvent être sélectionnées alternativement selon lanécessité de maintenir une résolution spectrale minimale (< 2 nm pour le VIS) ouune incertitude minimale (obtenue par une mesure IR). Au-delà de 820 nm,l’incertitude du canal VIS excède 2 % et le canal IR devient pleinementopérationnel.Le tableau suivant reprend l’incertitude standard minimale atteinte aprèsaccumulation de mesures d’éclairement solaire par l’instrument SOLSPEC. Cesvaleurs sont associées à l’enveloppe inférieure des courbes de la Figure II.7.3.5-151

1. Les conventions de couleur ont été conservées pour illustrer la sélectionalternative d’un canal de mesure SOLSPEC.λ (nm) u(E λ )( %)Eclairement spectral solaire - Etude limiteIncertitude standard composée (%)λ (nm) u(E λ )(%)λ (nm) u(E λ )(%)λ (nm) u(E λ )(%)170 4.3 430 1.7 690 0.85 1250 0.4180 3.8 440 1.4 700 0.8 1300 0.41190 3.7 450 1.3 710 0.75 1350 0.45200 6.8 460 1.2 720 0.72 1400 0.48210 3.8 470 1.12 730 0.73 1450 0.48220 11 480 1.06 740 0.75 1500 0.53230 4 490 1.04 750 0.78 1600 0.6240 3.1 500 1.01 760 0.8 1700 0.6250 3.5 510 0.99 770 0.77 1800 0.75260 3.6 520 0.97 780 0.83 1900 1270 3 530 0.96 790 0.8 2000 1.1280 2.5 540 0.95 800 0.7 2100 1.5290 2 550 0.92 820 0.65 2200 3300 2 560 0.92 840 0.57 2300 1.7310 2.2 570 0.92 860 0.55 2400 2.2320 3 580 0.91 880 0.53 2500 2.8330 3 590 0.91 900 0.49 2600 6.5340 6 600 0.91 920 0.46 2650 3350 4 610 0.91 940 0.44 2700 6360 2.5 620 0.91 960 0.43 2750 8370 1.9 630 0.92 980 0.42 2800 7380 1.8 640 0.92 1000 0.41 2850 7390 1.7 650 0.92 1050 0.4 2900 9400 1.6 660 0.92 1100 0.4 2950 12.5410 3.3 670 0.92 1150 0.4 3000 19420 2.6 680 0.9 1200 0.4 3050 32Tableau II.7.3.5-1 Incertitude standard minimale (%) pour la mesure del’éclairement spectral solaire par l’instrument SOLSPEC.Les couleurs (bleu-vert-rouge) désignent respectivement leprélèvement de données SOLSPEC UV, VIS ou IR.152

AnalyseL’incertitude standard est de l’ordre de 3 % dans l’UV. Elle atteint unminimum de 2% vers 300 nm et reste généralement inférieure à 5 % (sauflocalement) pour λ < 340 nm. Au-delà de 350 nm, le seuil de 10 % est franchi.Entre 500 et 1900 nm, l’incertitude standard reste inférieure à 1 %.- Pour le canal VIS, cette incertitude est inférieure à 1 % entre 430 et 770 nm.Elle est inférieure à 5 % entre 300 et 310 nm (fin de plage du filtre VIS1) etentre 346 et 845 nm.- Pour le canal IR, l’incertitude est inférieure à 1 % entre 750 et 1900 nm etinférieure à 2 % entre 646 et 2350 nm. Elle reste contenue entre 2 et 5 % entre2350 et 2580 nm, entre 5 et 10 % entre 2580 et 2920 nm puis augmente de 10à 40 % entre 2900 et 3088 nm.Lors d’un étalonnage absolu, la mesure du signal SOLSPEC génère uneincertitude généralement bien supérieure à celle des sources étalons, sauf sous200 nm pour la lampe au deutérium. Pour une mesure solaire, l’incertitudeassociée à l’étalonnage radiométrique est dominante et porte la signature del’accumulation de signal que l’on a pu acquérir face aux sources étalons.Les changements de filtres, les variations de la transmission desspectromètres et les raies solaires intenses laissent une signature spectraletypique, parfois supérieure à 10 %. Elle trouve son origine dans l’imprécision del’échelle de longueur d’onde et l’effet de bande passante finie.Stratégie de mesure en orbiteLes recommandations suivantes prévalent pour une acquisition réelle d’unspectre solaire en orbite :- Ajuster l’alignement de l’axe de pointage de la CPD de manière à garantirl’absence de dépointage solaire pour SOLSPEC.- Favoriser l’accumulation du signal. Pour une fenêtre temporelle de pointagesolaire de 20 minutes, le temps d’intégration d’une mesure nominale peut êtreaugmenté à 1 seconde et le nombre de lectures IR peut être porté à 2 10 ou 2 11 .153

II.8 Limites de détectionPour un signal collecté en sortie d’une chaîne de détection, le rapportsignal à bruit est égal au quotient entre un signal net (signal moyen diminué ducourant d’obscurité moyen et du fond diffus) et la fluctuation rms de ce signal.Pour définir la limite de détection des canaux de mesure SOLSPEC, nous avonschoisi un critère fixant le rapport signal à bruit égal à 1.Pour SOLSPEC, le signal électronique vérifiant ce critère a été converti enéclairement spectral puis comparé à l’éclairement solaire. Cette analyse a permisd’estimer pour chaque canal la gamme dynamique disponible lors d’une mesuresolaire et sa réduction en début et fin de plage spectrale, lorsque la réponse dusystème est atténuée.II.8.1 Canaux UV-VISLe nombre d’impulsions correspondant à la limite de détection pour uncomptage de photons peut être évalué selon l’équation suivante dont ledéveloppement théorique est reporté en Annexe E.5.1 + 1+8T( Nb+ Nd)Ns= (II.8.1-1)2Tavec :N s : signal moyen net mesuré en sortie (cps/s).N b : signal moyen généré par la lumière diffuse (cps/s).N d : courant d’obscurité moyen du détecteur (cps/s).Le signal net N s est la soustraction du signal total moins le courantd’obscurité et la lumière diffuse : Ns = N total – (N b + N d ).T : temps d’intégration (s).Résultats expérimentauxLa limite de détection des canaux UV-VIS a été déterminée pour troistemps d’intégration : 0,6, 10 et 100 s.Pour cette application, les valeurs communément observées pour lesconditions thermiques en orbite (cf. § III.1.2.2) ont été utilisées pour N b et N d . Lescontributions diffuses (N b ) ont été mises à 0 pour l’exercice bien que la questionde la lumière diffuse ait été mise à l’étude pour le filtre VIS1 (cf. § II.5.4). Lesvaleurs N d ont été fixées à 0,27 cps/s (cf. § II.6.4.1) et 76 cps/s (cf. § III.1.2.2)respectivement pour les canaux UV et VIS. Après conversion des signauxmoyens associés N s en éclairement spectral, une comparaison avecl’éclairement solaire est devenue possible.154

Fig. II.8.1-1Détermination de la limite de détection (en bleu) pour troistemps d’intégration (0,6, 10 et 100 s). Comparaison avecl’éclairement solaire (en rouge). De gauche à droite : canauxUV et VIS.AnalyseL’éclairement solaire excède toujours les limites de détection, y comprisaux extrémités des domaines spectraux où une gamme dynamique de plus d’unedécade reste disponible en mode solaire nominal (T = 0,6 s). L’augmentation dutemps d’intégration améliore cette situation selon une loi proche de la racinecarrée de T. La gamme dynamique peut atteindre un maximum de 6 décadespour le canal UV et 5 pour le VIS. Le seuil de détection exprimé en éclairementspectral est limité à 10 -2 mW.m -2 .nm -1 environ pour le canal VIS mais peutdescendre à 10 -4 mW.m -2 .nm -1 pour le canal UV. Ces valeurs sont nominales.Une diminution de trois décades environ est observée pour la limite de détectionUV entre le milieu et la fin de plage spectrale. Cette réduction est de l’ordre dedeux décades pour le canal VIS.155

II.8.2 Canal IRDans l’infrarouge, le bruit de photon n’est pas négligeable mais il estdominé par le bruit provenant de l’électronique de la chaîne de détection. Lestrois voies de mesure IR1 à IR3 présentent le même rapport signal à bruit (cf.Annexe A.5.2, Figure A.5.2-1).Fig. II.8.2-1Détermination de la limite de détection IR pour une moyennede 2 7 , 2 10 et 2 13 lectures du signal (en bleu). Comparaisonavec une émission corps noir à 5870 K (en rouge : fragmentde ce spectre représenté ci-dessus à partir de 1 µm).La fluctuation du signal (déviation standard, en volts digitaux) a étédéduite d’une série d’acquisitions de courant d’obscurité. Cette valeur a ensuiteété convertie en éclairement spectral pour obtenir la limite de détection. Elle aété comparée à l’émission d’un corps noir à 5870 K en fin de plage spectrale,représentant en approximation l’équivalent d’un éclairement solaire. Trois valeursdu facteur de réduction du bruit (n = 7, 10 et 13) IR ont été analysées. Un gaind’une décade est observé lors du passage de 2 7 à 2 13 lectures du signal. Lerapport signal à bruit est supérieur à 100 en dessous de 2500 nm. Il resteinférieur à 10 au-delà de 3 µm.156

Chapitre – IIIRésultats en orbiteLes résultats présentés ci-dessous (paragraphe III.1) démontrent lemaintien des performances radiométriques de l’instrument après son arrimage àISS. Ces analyses concernent le système PSD, l’unité de lampes internes, lesfiltres, le régime thermique de SOLSPEC, les échelles de longueur de d‘onde etles réponses angulaires. Ensuite, l’éclairement solaire calculé en début missionavant la montée du cycle solaire 24 est présenté au paragraphe III.2.III.1 Stabilité de l’instrumentIII.1.1 Système PSDStabilitéLe fonctionnement du système PSD est nominal en orbite. Enadditionnant les 4 photocourants (cf. § II.5.1), il peut être interprété comme unradiomètre intégrant l’éclairement solaire dans une bande passante de 250 nmcentrée à 500 nm. Sa stabilité a été vérifiée. Après normalisation à 1 UA pourune année témoin (2009), nous avons observé une dérive limitée à 0,2 % (cf.Annexe F.1).Le PSD analyse la stabilité de pointage solaire. Celui-ci est effectué par laCPD. Ces mesures sont primordiales pour l’application d’éventuelles correctionsangulaires (cf. § II.5.5). Pendant les 14 minutes d’enregistrement d’un spectresolaire, la stabilité du pointage est de l’ordre de 6 à 7 minutes d’arc selon l’axede rotation CPD Y SOLAR et de 2 minutes selon X SOLAR . Des oscillations depointage ont été observées selon les deux axes. Elles sont liées à l’algorithme depointage de la CPD.Détermination du biais angulaire interneLe maintien de l’intégrité mécanique de l’instrument SOLSPEC lors de samise en orbite a été exploité afin de compléter sa caractérisation radiométrique.L’exemple ci-dessous utilise les données du système PSD.L’existence d’un biais angulaire interne à SOLSPEC a été évoquée (cf. §II.5.5.1). Il est associé à un désalignement résiduel (non mesuré au sol) entre lesaxes optiques du PSD et des spectromètres. Ce biais a pu être déduit d’unecomparaison de réponses angulaires. En effet, elles ont été mesurées au sol157

dans le système d’axes des spectromètres, mais sont référencées par rapport àl’axe du PSD en orbite. Nous avons ajusté par itération (jusqu’à la superpositiondes données sol et ISS) les structures fines des profils de réponses angulairesUV-VIS. Nous en avons déduit un biais angulaire interne de (10 ± 5) minutesd’arc selon X PSD et (25 ± 5) minutes d’arc selon Y PSD . Un exemple d’analyse estreproduit ci-dessous pour chaque axe du PSD, et de gauche à droite, pour lescanaux VIS et UV.Fig. III.1.1-1Exemple de détermination du biais angulaire interne deSOLSPEC par comparaison entre les mesures UV-VIS deréponse angulaire au sol et en orbite.Détermination du biais angulaire externeAprès livraison à l’ESA, l’intégration de SOLSPEC dans la CPD ne semblepas avoir été effectuée selon les critères de tolérance imposés (5 minutes d’arc).Les instruments Sol-ACES et SOVIM étaient également désalignés. Ces écartsn’ont pas été détectés au sol. Pour SOLSPEC, ils ont pu être déterminés enorbite par comparaison entre de séries temporelles de données du senseursolaire de la CPD avec celles du PSD. Nous avons obtenu des biais de l’ordre de-32 et -106 minutes d’arc en fonction des axes pris en considération (cfr AnnexeF.1). Ces corrections sont actuellement appliquées par le logiciel de la CPD afind’aligner nominalement les axes optiques de SOLSPEC lors de l’acquisition d’unspectre solaire. En l’absence du système PSD, une erreur systématique depointage de nature indétectable aurait dégradé la détermination de l’éclairementsolaire.Limite de détection d’un déplacement angulaire minimum par le PSDL’analyse de séries de données PSD de pointage solaire ont faitapparaître (en l’absence d’oscillations CPD) un écart type de l’ordre de 0,5minute d’arc. Cette valeur a été considérée comme limite effective de détectiond’un déplacement angulaire minimum. Le terme dominant est lié à lanumérisation du signal PSD dans la télémétrie de SOLSPEC et à la gamme158

dynamique limitée du système. La limite théorique de détection du détecteur (6secondes d’arc, cf. § II.5.1) est donc masquée par l’action de l’électronique delecture. La limite de détection du senseur solaire de la CPD est du même ordrede grandeur mais ce composant occupe un volume beaucoup plus importantdans la charge utile SOLAR. La bonne conception du module PSD et saréalisation ont donc conduit à d’excellentes performances en orbite.III.1.2 Stabilité des lampesLes lampes internes jouent un rôle primordial pour le maintien desperformances radiométriques de SOLSPEC. Le concept de cette unité interned’étalonnage a été présenté au paragraphe II.2.3.1. Pour les lampes à spectrecontinu (à ruban de tungstène et au deutérium) utilisées comme étalons relatifsen éclairement spectral, la stabilité de l’éclairement a été analysée. Les résultatsprésentés ci-dessous concernent les spectres de lampes internes, régulièrementenregistrés lors de :- La surveillance de la réponse de SOLSPEC organisée au sol pour la périodecomprenant la campagne d’étalonnage au PTB, la livraison à l’ESA et lesdernières mesures au KSC (Kennedy Space Center, USA).- La surveillance organisée après la mise en orbite, pendant la phase de recetteprécédent les 1 ère mesures solaires (avril-mai 2008).La lampe spectrale à cathode creuse contrôle les échelles de longueursd’onde UV-VIS et les résolutions spectrales. L’utilisation de cette lampe en orbiteest présentée au paragraphe III.1.2.3.III.1.2.1 Lampes au deutériumCertaines mesures de lampes au deutérium #1 et #2 ont été enregistréessous vide lors de tests environnementaux au sol. Elles ont confirmé le bonalignement optique du canal UV. Un signal a en effet été détecté jusqu’à 153 nm(limite de transmission du Suprasil).Une mesure sans filtre UV fournit une information complémentaire car ladérive de réponse du canal de mesure UV est alors mesurée avec un meilleurrapport signal à bruit. La contribution propre au filtre UV peut ensuite être déduitede cette dérive par soustraction. Une sélection de ces mesures est présentée cidessous.Discussion- Les données présentées pour la lampe #1 montrent une correspondanced’éclairement très satisfaisante entre le PTB et ISS. Une période de 8 moisséparait les deux mesures, incluant le transfert PTB / ALENIA (Turin, Italie),l’intégration dans la CPD, la livraison à la NASA, l’intégration dans ATLANTIS,les vibrations lors de la mise en orbite et l’arrimage au module COLOMBUS.Le rapport des intensités oscille entre 1 et 1.03 pour la plage spectrale 200-260 nm. Pour les données de la lampe #2, les mesures ont été effectuées à 8159

mois d’intervalle. Le rapport oscille entre 0.98 et 1.02 pour la plage spectrale200-280 nm.- L’ordre 2 n’a pas été supprimé pour le canal UV (cf. § II.3.4.3.2). Lesconséquences ne sont mesurables qu’au-delà de 330 nm et expliquent ladifférence entre les mesures sous vide et à l’air.- Sous 200 nm, le signal enregistré en orbite diffère des mesures à pressionatmosphérique et ne peut être corrélé au signal corps noir (limité à 200 nm).De plus, lors de l’étalonnage absolu sous vide à l’aide de la lampe V0132 (cf. §II.6.4.2), des spectres de lampes internes au deutérium n’ont pas étéenregistrés conjointement. Il serait donc possible que la réponse du canal UVde SOLSPEC ait changé sous 200 nm lors de la mise en orbite sans que celapuisse être détecté directement par une lampe interne. Les résultats obtenusavec SOLAR SOLSPEC ont cependant été excellents (cf. § III.2).Fig. III.1.2.1-1 Stabilité du canal UV et de la lampe au deutérium #1.Comparaison entre les mesures effectuées lors desétalonnages absolus au PTB (juin 2007) avec et sans filtre, etla 1 ère mesure SOLSPEC en orbite (février 2008).Fig. III.1.2.1-2Exploitation du signal de la lampe D2 #2. Comparaison entrela dernière activation au sol (KSC, septembre 2007) et unedes premières mesures en orbite (mai 2008).160

On dispose donc de sources UV internes de stabilité nominale permettantde valider le concept de l’unité interne d’étalonnage.III.1.2.2 Lampes à ruban de tungstèneL’utilisation des 4 lampes à ruban de tungstène est équivalente à celle deslampes au deutérium. Des spectres ont été enregistrés au PTB, lors de lalivraison à l’ESA et à KSC. Ces mesures réalisées au sol ont été comparées auxpremières mesures en orbite pour les canaux VIS et IR.Canal VISUne modification de la réponse du canal VIS a été mise en évidence lorsde l’activation des lampes à ruban de tungstène VIS (W1 et W2) en orbite. Ellesemble imputable aux contraintes engendrées lors du lancement sans qu’il soitpossible de déterminer avec certitude quel composant optique ou mécanique aété affecté. La réponse VIS s’est ensuite stabilisée en impesanteur. Les lampesont permis de déterminer la dépendance spectrale de la perturbation. Latechnique d’analyse a consisté à comparer les spectres W1 et W2 enregistrés auPTB avec la moyenne des premières mesures sur ISS. La redondance deslampes a offert la possibilité de juger si une modification du signal avait étéengendrée par une dégradation de la lampe ou un changement de réponse ducanal. Pour le rapport d’éclairement PTB / ISS, une superposition de résultats aété obtenue à 1 % près pour les 2 lampes indépendantes. Ces résultatscohérents nous ont permis de mettre hors de cause les lampes pour la recherchede l’origine du problème.Nous avons déduit une courbe résultante (filtrée), moyenne du rapportpour W1 et W2 (courbe bleue ci-dessous). Le rapport final a été normalisé auxconditions de mesures du PTB (courbe verte). Nous avons intégré lechangement d’émission d’une lampe à ruban de tungstène sous vide (cf. AnnexeE.1) et le changement de réponse du photomultiplicateur VIS en orbite, pour unenvironnement thermique passant de 18 °C à 6,5 °C (cf. Annexe A.4, FigureA.4.1-1).L’application des deux termes de correction ne peut ramener le rapport àl’unité. Un changement de réponse VIS est donc intervenu et une courbe decorrection a dû être appliquée pour les mesures solaires. Le concept de l’unitéinterne d’étalonnage a cette fois été validé pour son aptitude à détecter etcorriger un changement de réponse lors d’une mise en orbite.161

Fig. III.1.2.2-1Utilisation des lampes à ruban de tungstène W1 et W2 pourl’étude de stabilité de la réponse du canal VIS lors de la miseen orbite. En bleu : rapport du signal PTB / ISS (moyennepour les 2 lampes). En vert, idem après la prise en compte de2 termes de corrections (émission du tungstène sous vide etréponse du détecteur).Canal IRLe signal des lampes W3 et W4 ne permet pas de travailler avec précisionau-delà de 2500 nm. La voie de mesure IR3 a été sélectionnée pour lescomparaisons de spectres (courant d’obscurité soustrait). Les spectres moyenspour les premiers mois d’utilisation en orbite ont été comparés à une série demesures réalisées au sol (PTB, Turin et KSC). Les dérives observées étaient del’ordre de 2 à 3 % maximum, confirmant le statut opérationnel du canal IR pour lamission SOLAR SOLSPEC.Fig. III.1.2.2-1Signal IR3 (volts digitaux) des lampes à ruban de tungstèneW3 (à gauche) et W4 (à droite). Comparaison entre lesspectres de référence au sol et les 1 ères mesures en orbite.162

III.1.2.3 Lampe à cathode creuseSa mise sous tension est nominale en orbite. Des paramètrescaractérisant cette lampe sont analysés ci-dessous.Contrôle de l’intensité des raiesLa stabilité de la lampe et sa durée de vie ont été évaluées en analysantla perte d’intensité des raies. Les résultats sont présentés pour la période février2008 - janvier 2010 pour deux raies UV-VIS témoins : Cu I à 249,22 nm et Ar I à738,40 nm. Ces longueurs d’onde sont données dans l’air. En orbite, ces deuxraies apparaissent décalées respectivement de +0,07 nm et +0,23 nm.Une perte d’intensité de ~60 % a été observée. Elle n’entrave pasl’utilisation de cette lampe pour le contrôle des échelles de longueur d’onde. Unrégime transitoire de six mois environ a donné suite à une décroissance dusignal proportionnelle au temps écoulé. Ces résultats ont été obtenus aprèscorrection de la dérive des canaux de mesure UV-VIS.Fig. III.1.2.3-1Lampe HCL. Perte d’intensité de l’ordre de 60 % pour deuxraies témoins (Ar I 738,4 nm et Cu I 249,22 nm) pendant lesdeux premières années d’utilisation en orbite.Cette perte d’intensité peut résulter d’une perte de transmission del’optique de couplage (cf. § II.2.3.4.2) et d’une fuite du gaz argon. Ladécroissance doit être du même ordre pour des raies provenant des troiséléments (Ar, Cu, Zn) puisque les atomes de la cathode sont éjectés et excitéspar les ions argon. Ce critère est bien vérifié pour les deux raies témoinsanalysées. Après validation de ce critère pour un échantillon plus étendu de raies(à réaliser par exemple lors de tests au sol avec une lampe de réserve), onenvisage d’étendre le champ d’application de la lampe HCL. En effet, larépartition de son éclairement entre les deux canaux UV-VIS de SOLSPECdonne accès à un couplage de ces canaux. La correction de dérive de réponseUV-VIS est calculée avec les lampes à spectre continu (cf. paragraphe suivant).163

Une vérification pourrait être obtenue avec la lampe HCL par une analyse de ladécroissance d’intensité des raies.Analyse de la tensionLe courant est stabilisé à 5 mA par l’alimentation de la lampe. La variationde tension est un indicateur du vieillissement de la lampe. Après deux années,une réduction de 223 à 218 volts a été observée. Les observations ont montréque cette variation de tension n’était pas toujours proportionnelle à la perted’intensité des raies.III.1.3 Performances de l’instrumentLa robustesse du montage mécanique de SOLSPEC, la stabilitéradiométrique et la fiabilité de son l’électronique ont été certifiées avant livraisonde l’instrument. Les tests réalisés pendant la phase de recette en vol ont permisde confirmer le maintien de ces performances dans l’environnement spatial (àl’exception du changement de réponse VIS) et pour les différents régimesthermiques auxquels SOLSPEC est soumis. Le logiciel et les motorisations n’ontconnu aucune défaillance.Quelques paragraphes sont développés ci-dessous à titre démonstratif. Ilsconcernent l’algorithme d’exploitation du signal des lampes, le régime thermiquede l’instrument, les courants d’obscurité, les échelles de longueurs d’onde, lesfiltres et la validation d’une correction angulaire.III.1.3.1 Algorithme pour la mesure de dérive des canauxL’algorithme développé pour le contrôle de la réponse absolue del’instrument SUSIM (Floyd et al., 1996, Prinz et al., 1996) a été transposé pourSOLSPEC. Il optimise la redondance des lampes et génère une fonction à deuxvariables (date et longueur d’onde) pour la correction de la réponse absolue encours de mission.Une lampe est sujette à une dérive d’éclairement (vieillissement de lafenêtre d’émission, modification de l’éclairement de l’arc ou du ruban detungstène). En orbite, cette dérive propre aux lampes ne peut être mesurée quepar les monochromateurs de SOLSPEC, eux-mêmes sujets à une dérive deréponse. L’algorithme SUSIM montre qu’il est possible de résoudre ces deuxproblèmes à condition de disposer de deux lampes dont la dynamique devieillissement est apparue identique lors des tests de sélection. De plus, les deuxlampes ne doivent pas avoir la même fréquence d’utilisation en orbite (il fautpréserver une lampe en réserve et l’utiliser rarement). Une mesure conjointe del’émission des lampes doit être programmée (typiquement chaque mois).Les équations développées pour le canal UV sont reportées en AnnexeE.4. Elles sont également applicables pour le système de lampes à ruban detungstène des canaux VIS et IR.164

III.1.3.2 Etude thermique et courants d’obscurité en orbiteStabilité thermiqueLa stabilité thermique de SOLAR SOLSPEC est assurée par l’actioncombinée de la couverture thermique (MLI) de la face blanche (radiateur) et desthermostats internes contrôlant des résistances chauffantes. Elle est aussifavorisée par la nouvelle géométrie de l’instrument limitant l’interface avec laCPD à six supports de fixation (cf. Figure II.1.2.5) dont l’isolation thermique estélevée. Cette configuration procure une stabilité supérieure à celle des missionsATLAS et Spacelab qui utilisaient le concept d’une plaque d’interface froide.Des sources additionnelles de chaleur (cartes électroniques, moteurs,lampes) sont présentes au sein de l’instrument SOLAR SOLSPEC. Ellesengendrent une légère élévation de température lors de chaque mise soustension. Seul le photomultiplicateur VIS et le détecteur IR présentent un gradientnégatif (action des refroidisseurs à effet Peltier). L’amplitude des variationsthermiques observées pendant la mission est de l’ordre de 5 °C. Lestempératures moyennes et les plages de variation sont conformes aux étudesréalisées au sol lors des tests de vide thermique et par modélisation (cf. AnnexeD.3). Des données issues de quelques thermistances sont présentées enAnnexe F.2 pour une année témoin (2009).Courants d’obscuritéLes courants d’obscurité des détecteurs ont été analysés pour une sériede mesures solaires (année 2010).Fig. III.1.3.2-1 Courants d’obscurité pour les mesures solaires (année 2010)pour les canaux UV-VIS (à gauche) et les trois voies demesures IR (à droite).Pour la plage nominale de température en orbite (0 à 5 °C) et enl’absence de perturbations particulaires, le courant d’obscurité des détecteursSOLSPEC est resté nominal (premiers points ci-dessus à gauche, ~0,3 cps/s et70 cps/s respectivement pour l’UV et le VIS). Ces valeurs se sont parfois165

dégradées de façon synchrone (points verts ci-dessus à gauche). Une zone deperturbation telle que l‘anomalie de l’Atlantique sud‘ (SAA) dont les limitesd’extension ne sont pas parfaitement définies peut en être partiellementresponsable. Certaines activations de SOLSPEC ont eu lieu au voisinage prochede cette zone en 2010. Par ailleurs, les rayons cosmiques n’ont pas de zoneprivilégiée de précipitation. De plus, leur flux est en opposition de phase avecl’activité solaire. Ceux-ci ont donc eu des effets importants en début de mission.Une perturbation magnétique interne à ISS a aussi été envisagée. Cescirconstances démontrent l’importance de mesurer de courant d’obscuritéconjointement à chaque acquisition spectrale.III.1.3.3 Contrôle des échelles de longueurs d’ondeDeux raies d’émission ont été analysées précédemment pour l’étude de lastabilité de l’émission de la lampe HCL en orbite (cf. § III.1.2.3). Chaqueenregistrement d’un profil de PSF contribue à la caractérisation radiométrique deSOLSPEC en orbite.- La détermination de l’incrément moteur associé au sommet des PSF contribueà détecter une dérive éventuelle des échelles de longueurs d’onde UV-VIS.- L’analyse de la largeur à mi-hauteur des PSF permet de suivre l’évolution de larésolution spectrale des spectromètres UV-VIS.La Figure suivante présente l’analyse du sommet des PSF pour la périodecomprise entre février 2008 et juin 2010.Fig. III.1.3.3-1Analyse de l’incrément moteur associé aux sommets des PSFCu I (canal UV, 249.22 nm) et Ar I (canal VIS, 738.40 nm).Une dérive de l’ordre de 20 incréments a été observée pourles deux premières années de mission.Une dérive progressive mais limitée des échelles a été observée à partirdu printemps 2009. Exprimée en incréments moteur, sa dynamique est identiquepour les deux canaux (∆p ≈20 incréments) puisque le mécanisme de rotation desréseaux est commun. Pour le canal UV, la dérive est limitée à 0,15 nm soit ~1/9166

de la résolution spectrale à 249 nm. Pour le canal VIS, on obtient 0,47 nm soit~1/4 de la résolution spectrale à 738 nm. Une légère modification du côned’émission d’une LED située sur la carte moteur est sans doute à l’origine de ladérive observée (cf. Annexe C.1, procédure de remise à zéro). La lampe àcathode creuse interne de SOLSPEC a permis de détecter des dérivesd’échelles avec une haute précision (à 1 ou 2 incrément(s) moteur près). Leconcept de l’unité interne d’étalonnage a été pleinement validé. Cette dérive aété prise en compte pour le traitement des mesures solaires. Les raies deFraunhofer peuvent également être utilisées pour cette détection de dérive.Les largeurs à mi-hauteur des PSF sont analysées ci-dessous pour lamême période.Fig. III.1.3.3-2 Largeur à mi-hauteur des PSF HCL analysées. La stabilité de larésolution spectrale des spectromètres a été confirmée.La dispersion des points (légère augmentation au cours du temps) traduitplus une incertitude croissante associée à la perte d’intensité des raies qu’uneinstabilité des résolutions spectrales.III.1.3.4 Performances des filtresUne analyse de données enregistrées lors de mesures solaires démontrel’estimation correcte des densités optiques des filtres atténuateurs établie lors dela caractérisation radiométrique au sol.Pour le canal UV, une moyenne de cinq spectres solaires (exprimés enunités relatives) est présentée (ci-dessous à gauche). Le signal est conforme auxprévisions. Il a été détecté entre 153 nm (limite de transmission du Suprasil) et371 nm (fin de course du réseau). Il n’excède pas le seuil de 10 5 cps/s sauf trèslocalement vers 290 nm. La stabilisation du signal entre 217 et 263 nm estnominale.Pour le canal VIS, une mesure nominale (ci-dessous à droite) a démontréque les filtres atténuateurs étaient appropriés car le signal maximum n’a pasexcédé la limite de ~10 5 cps/s. La stabilisation effective du signal entre 365 et410 nm justifiait le passage du filtre VIS3 à 410 nm. La situation est moins167

favorable vers 302 nm car la densité optique constante du filtre atténuateur de laposition VIS2 n’a pas favorisé le rapport signal à bruit.Fig. III.1.3.4-1Signal solaire observé en orbite en unités relatives. Degauche à droite : canaux UV et VIS. La limitation du signal à10 5 cps/s et les plages de fonctionnement des canauxapparaissent nominales.Signal VIS en dessous de 302 nm (filtre VIS1)Lors des étalonnages au sol, aucune source étalon en éclairementspectral n’a pu délivrer un signal détectable en-dessous de ~285 nm, empêchanttoute détermination d’une courbe de réponse VIS entre 231 et 285 nm et toutesimulation du signal solaire en orbite. L’analyse de la moyenne des mesuressolaires nominales accumulées pendant les cinq premiers mois de la missionSOLAR a révélé l’existence d’un signal (après soustraction du courantd’obscurité). Pour les longueurs d’onde inférieures à 250 nm, il correspond à unniveau constant de lumière diffuse pour la position de filtre VIS1 qui a été étudié(cf. § II.5.4) et doit être soustrait. Au-delà de 250 nm, on observe l’émergenced’un signal additionnel.Fig. III.1.3.4-2 Signal VIS solaire en orbite (cps/s, avril-septembre 2008)pour la position de filtre VIS1.168

Le rapport entre ce spectre solaire moyen et une interpolation polynomialed’ordre 3 révèle la présence de raies de Fraunhofer, mesurables jusqu’à 260 nm(ci-dessous à gauche). En effet, la structure caractéristique des raies Mg II et MgI (280 et 285 nm) est bien visible. Un spectre solaire enregistré par le canal UVpermet de comparer ces structures spectrales (ci-dessous à droite). Une mesurede l’indice Mg II (cf. § I.2.2) serait donc possible avec le canal VIS.Fig. III.1.3.4-3A gauche, signal solaire en unités relatives (plage VIS1). Lesraies de Fraunhofer (Mg II, …) sont visibles à partir de 260nm. Un spectre solaire enregistré par le canal UV (à droite)permet de comparer les structures spectrales.III.1.3.5 Validation d’une correction angulaireLes réponses angulaires des trois canaux et leur dépendance spectraleont été confirmées en orbite (cf. § II.5.5) en exploitant le mode de basculementde la CPD (criss-cross).Les géométries respectives des axes de la CPD et du PSD sont connues(cf. Figure II.5.5.2-3 et Annexe F.1). Pour la détermination des réponsesangulaires, les plans méridiens analysés lors du mode criss-cross se croisentselon l’axe optique de la CPD (cf. § II.5.5.1). Les facteurs de correction du signalsolaire (applicables lors d’un dépointage) ont été déduits par défaut dans cesplans ne passant pas par l’axe optique des spectromètres de SOLSPEC. Unedouble validation s’imposait :- Vérifier la validité d’un facteur obtenu dans un de ces plans.- Vérifier si le résultat était transposable vers d’autres plans méridiens tels queceux passant par l’axe optique des spectromètres.La validation a été réalisée pour le canal IR. La configuration géométriquede l’étude est reproduite ci-dessous. Pour l’application, nous avons sélectionnéun facteur de correction défini dans le plan méridien perpendiculaire. Le point (1)représente en projection l’axe optique des spectromètres SOLSPEC. Le point (2)désigne la projection de la direction de pointage solaire de compromis entreSOLSPEC et Sol-ACES. Il a été utilisé temporairement entre le 28 décembre2008 et le 9 juillet 2010, avant l’application d’un pointage nominal permanent169

pour SOLSPEC. On considère également les projections Pj1 et Pj2 des pointsrespectifs (1) et (2) sur le méridien de la CPD.X PSD = -32’Axe de coordonnée Y PSDX PSD = -10’Axe de coordonnée X PSDP j 1P j 212Y PSD = -25’Y PSD = -36’Y PSD = -105’Méridien ‘CPD perpendiculaire’Méridien ‘SOLSPEC perpendiculaire’Fig. III.1.3.5-1Configuration géométrique pour la validation d’une correctionangulaire. Le dépointage est analysé entre les points (1) et(2). La correction a été calculée entre les projections Pj1 etPj2 de ces points.Des demandes ont régulièrement été transmises aux opérateurs de lacharge utile SOLAR (situés au B.Usoc) pour approfondir la caractérisationradiométrique de SOLSPEC. Ainsi, des mesures solaires spécifiques ont pu êtreenregistrées en Pj1 et Pj2. D’autres spectres associés aux pointages (1) et (2)ont aussi été disponibles, par exemple, lors de requêtes particulières (juillet etnovembre 2009), ou en profitant du changement de pointage (juillet 2010).RésultatsLe facteur de correction angulaire analysé correspond à la différence deréponse entre les points Pj2 et Pj1, soit le vecteur bleu ci-dessus. Le quotientavec dépendance spectrale de ces réponses a été déduit de la matrice decaractérisation angulaire (cf. Figure II.5.5.2-6). Les points expérimentauxcombinés à une interpolation polynomiale d’ordre 5 sont présentés ci-dessous (àgauche). Pour la validation, les rapports de spectres solaires ont été comparés àce facteur. On a analysé ces quotients entre Pj2 et Pj1 mais aussi pour levecteur rouge entre (2) et (1).170

Fig. III.1.3.5-2A gauche, calcul du facteur de correction angulaire pour undépointage limité le long du méridien ‘CPD perpendiculaire’(vecteur bleu, Figure précédente). A droite, validation de lacorrection en comparant des rapports de spectres solairespour ce dépointage.Les résultats (ci-dessus à droite) montrent la bonne correspondance entrele calcul de la correction angulaire et la variation réelle de signal. Les pointsexpérimentaux bleus et mauves, associés au méridien ‘SOLSPECperpendiculaire’ sont une moyenne des mesures de 2009 et 2010 évoquées cidessus,soit un rapport entre les pointages (2) et (1). Les points verts découlentd’un rapport de spectres du méridien ‘CPD perpendiculaire’. Malgré les légersécarts observés, on constate que le calcul de la correction est validé. De plus, cefacteur de correction semble clairement transposable au méridien ‘SOLSPECperpendiculaire’ contenant l’axe optique de SOLSPEC pourtant décalé de 22minutes d’arc.En conclusion, on peut confirmer la bonne maîtrise de la réponseangulaire du canal IR grâce à une caractérisation approfondie. Elle étaitnécessaire à cause de la configuration particulière de l’optique d’entrée IR. Lavalidation des corrections angulaires a été certifiée.171

III.2 Détermination de l’éclairement spectralsolaireLe spectre solaire présenté ci-dessous a été mesuré par l’instrumentSOLAR SOLSPEC. Il est associé au contexte particulier du minimum d’activitésolaire de l’intercycle 23-24, reconnu comme étant atypique par sa durée et lefaible niveau d’éclairement (Thuillier et al. 2012). Pour la plage spectralecouverte par SOLSPEC, le minimum d’activité solaire est associé à la période demai - juin 2008. Des recherches en cours tendent à démontrer l’existence d’unedépendance spectrale de ce minimum. Les mesures SolACES à 50 nm indiquentun déphasage jusqu’en août 2009 pour les très courtes longueurs d’onde.L’éclairement solaire pour la mission SOLAR et ses conditions d’acquisitionssont présentées ci-dessous. Une comparaison avec les mesures actuelles dusatellite SORCE et le spectre SOLSPEC ATLAS 3 est ensuite menée, suivied’une discussion.III.2.1 Spectre SOLSPEC associé auminimum solaire (intercycle 23-24)Les données expérimentales disponibles répondent aux conditionsd’acquisition suivantes :- On dispose d’une série de mesures solaires n’exigeant pas de correctionsangulaires. En effet, un programme de compensation itérative du biaisangulaire de la CPD a été initié en 2008 pour la recherche d’un alignement decompromis entre les instruments de la charge utile SOLAR (cf. § III.1.3.5).Pendant cette période, SOLSPEC a été temporairement pointé en juin 2008 defaçon optimale face au Soleil. Ces données sont exploitées ici, essentiellementpour le canal IR.- Les spectres ont été étalonnés en éclairement spectral à l’aide des courbes deréponse présentées aux paragraphes II.6.4 à II.6.6, sans correction de dériveliée au vieillissement des optiques. Les corrections régulières sont appliquées(soustraction du courant d’obscurité, non-linéarités, normalisation à 1 UA).Pour chaque canal, des traitements spécifiques ont été effectués et sontprésentés ci-dessous.Canal UVOn présente une moyenne pour 5 mesures solaires enregistrées pendantle 1 er mois de la mission SOLAR. En fin de spectre (340-370 nm), une séried’acquisitions spéciales à temps d’intégration 10 à 20 fois plus élevés a été priseen compte. La correction angulaire reste négligeable et n’a pas été appliquée.172

Une correction de réponse du photomultiplicateur liée au changement de régimethermique entre le PTB et ISS a été intégrée (cf. Annexe A.4).Canal VISLe travail préparatoire a consisté à modifier la courbe de réponse VISsuite aux changements détectés par les lampes à ruban de tungstèneindépendantes W1 et W2 entre le PTB et ISS (cf. § III.1.2.2). L’étalonnage a étérestauré entre 340 et 800 nm par une démarche objective validant le concept etl’utilisation de l’unité interne d’étalonnage. Les mesures solaires prises enconsidération pour établir l’éclairement spectral moyen correspondent auxacquisitions enregistrées entre avril et novembre 2008. Pour cette période, unecorrection de dérive de réponse liée au vieillissement du canal VIS n’était pasd’application. Le canal VIS étant moins sensible à un dépointage (cf. FigureII.5.5.2-5), aucune correction angulaire n’a été nécessaire malgré lesajustements de pointage réalisés en début de campagne. Le changement deréponse du photomultiplicateur VIS en fonction de l’environnement thermique estconnu et a été étudié (cf. Annexe A.4). Il a été pris en compte, tant pour lesspectres de lampes internes que pour les mesures solaires.Canal IRLa variabilité de l’éclairement spectral NIR pendant un cycle solaire estinférieure ou égale à 0,05 % (Fontenla et al., 2004). Il est donc possibled’étendre la période de sélection de spectres pour en établir la moyenne.L’échantillon initial est constitué des acquisitions du 9 au 13 juin 2008, sanscorrection angulaire. Le second échantillon est constitué de 20 spectres du 1 ersemestre 2009 pour lesquels la correction angulaire est connue et a été validée(voir paragraphe précédent). Une excellente stabilité (de l’ordre de 1 à 2 %) a étéobservée pour le canal IR jusqu’en 2009. Ces spectres ont contribué àaugmenter le rapport signal à bruit pour les grandes longueurs d’onde. Les troisvoies de mesure ont été exploitées. Entre 740 et 1350 nm, seule la voie IR1 estnon saturée lors des mesures en orbite.Spectre solaireLe spectre SOLAR SOLSPEC est présenté par canaux individuels. Lesplages de recouvrement UV-VIS (340-371 nm) et VIS-IR (647-800 nm) ont étémaintenues. L’étalonnage sous vide du canal UV et la remise à niveau du canalIR ont permis de repousser les limites respectives à 166 et 2900 nm. Ellesétaient limitées à 200 - 2400 nm pour la version Spacelab de SOLSPEC.173

Fig. III.2.1-1Spectre solaire SOLAR SOLSPEC associé à l’activité solaireminimale de l’intercycle 23-24. L’éclairement spectral descanaux individuels et les plages de recouvrement sontreprésentés.Pour la livraison du spectre final SOLAR SOLSPEC minimisantl’incertitude standard, la jonction des 3 spectres individuels a été effectuée à 340et 775 nm (cf. calcul d’incertitude, Figures II.7.3.5-1).III.2.2 Comparaisons SOLSPEC – SORCE –ATLAS 3La comparaison de l’éclairement spectral solaire est effectuée avec lespectre ATLAS 3 et les mesures de la mission SORCE.- Le spectre solaire de référence ATLAS 3 (Thuillier et al., 2004a) s’est imposédans la communauté scientifique internationale (incertitude standard : 3 %).C’est un produit composite combinant les données de l’instrument SOLSPECde 1 ère génération pour les missions ATLAS 3 et EURECA, et des instrumentsSUSIM, SOLSTICE et SSBUV essentiellement en dessous 200 nm (cf. §I.2.3). Il est associé à la date du 11 novembre 1994.- Les mesures simultanées de la mission SORCE sélectionnées pour lacomparaison datent de juin 2008. Elles proviennent des trois instruments(SOLSTICE FUV-MUV et SIM) offrant une plage spectrale de recouvrementavec SOLAR SOLSPEC (cf. § I.2.3). L’incertitude de l’échelle radiométrique deSOLSTICE est de 1,2 à 6 % (McClintock et al., 2005a et 2005b). L’incertitudedes mesures absolues de SIM est de 2 % (Harder et al., 2005a et 2005b).174

Une normalisation pour l’activité solaire de juin 2008 a été effectuée aupréalable pour le spectre de référence ATLAS 3. Elle a été réalisée à l’aide del’indice Mg II (cf. § I.2.2). Des modèles ont été utilisés pour déduire la variationrelative d’éclairement entre 120 et 400 nm au cours d’un cycle solaire à partir decet indice (DeLand & Cebula 1993, Woods 2000). La Figure ci-dessous (àgauche) représente la série temporelle d’indice Mg II (Viereck et al., 2004). Ellesitue les deux niveaux respectifs d’activité solaire pour ATLAS 3 et SOLARSOLSPEC. La différence exprimée en % entre l’éclairement ATLAS 3 et sanormalisation au 1 er juin 2008 est illustrée ci-dessous à droite. Le changementd’éclairement est limité à -3 % pour λ > 166 nm. Au-dessus de 200 nm, il nedépasse plus -1,7 %Fig. III.2.2-1 A gauche, représentation des indices Mg II pour ATLAS 3(0,26747) et pour le 1 er juin 2008 (0,26421). Le changementd’éclairement pour ATLAS 3 (en %) suite à sa normalisationpour l’activité solaire de juin 2008 est illustré à droite.Spectre solaire UVComparaison entre le spectre composite ATLAS 3 normalisé et le spectreSOLAR SOLSPEC (canal UV) :175

Fig. III.2.2-2Comparaison pour le canal UV entre la mesure SOLARSOLSPEC de l’éclairement solaire et le spectre de référenceATLAS 3 normalisé.Ci-dessous, les rapports sont représentés pour SOLAR SOLSPEC etSORCE, avec ATLAS 3 normalisé et sélectionné comme référence. La réductionde la résolution des spectres à 3 nm a pour vocation de réduire les oscillationsengendrées par les différences de résolution spectrale.Fig. III.2.2-3Comparaison entre SOLAR SOLSPEC (canal UV), SORCE(juin 2008) et le spectre de référence ATLAS 3 normalisé.Réduction de la résolution spectrale à 3 nm.176

Pour SORCE, la transition SOLSTICE-SIM est effective à 310 nm. Onnote une certaine convergence entre la mesure SOLAR SOLSPEC et SORCE,fort marquée entre 220 et 270 nm. Cependant, on conserve une bonneconcordance (écarts inférieurs à 5 %) entre SOLAR SOLSPEC et ATLAS 3 entre180-220 nm et 270-330 nm. En dehors de l’intervalle 180-330 nm, la dispersionest plus importante entre les 3 instruments. L’amplitude des écarts peut atteindre±10 %. De 180 à 360 nm, la mesure SORCE présente un déficit permanentd’éclairement par rapport à ATLAS 3. Il culmine à 240 nm (-10 %). La tendanceest similaire mais atténuée pour SOLAR SOLSPEC (voir tableau ci-dessous).Ces résultats démontrent les difficultés (dérive d’étalonnage, vieillissement desoptiques) inhérentes aux mesures hors atmosphère de l’éclairement solaire dansle domaine UV. Des divergences de plusieurs % restent observables. PourSOLAR SOLSPEC, l’incertitude standard du spectre UV est comprise entre 2 et4 % (cf. tableau II.7.3.5-1). Néanmoins, ces résultats soulignent le succès de lamesure SOLAR SOLSPEC UV. L’échelle radiométrique ATLAS 3 repose surl’émission de lampes NIST et de la cavité corps noir de l’observatoired’Heidelberg anciennement utilisée pour toutes les missions SOLSPEC. Latempérature de cette cavité était référencée à l’échelle thermométrique du PTB.SORCE utilise une échelle NIST et SOLAR SOLSPEC est référencé à l’échelledu PTB. La mesure SOLAR SOLSPEC est plus proche du spectre de référenceATLAS 3 que SORCE.Le tableau ci-dessous reprend les rapports moyens par plage spectraleentre les trois instruments (référence : ATLAS 3), et les éclairements intégrés(W.m -2 ) respectifs.Ratio moyen(référence :ATLAS 3)166-180(nm)180-220(nm)220-260(nm)260-300(nm)300-340(nm)340-370(nm)SOLARSOLSPEC1.069 ±0.0470.974 ±0.0130.919 ±0.0230.968 ±0.0270.973 ±0.0190.965 ±0.051SORCE 0.914 ±0.0240.976 ±0.0340.906 ±0.0150.924 ±0.0080.945 ±0.0140.982 ±0.015Ecl. intégré(W.m -2 )166-180(nm)180-220(nm)220-260(nm)260-300(nm)300-340(nm)340-370(nm)ATLAS 3 0.01256 0.5593 2.323 12.26 31.17 30.48SOLARSOLSPEC0.01317 0.5485 2.136 11.99 30.26 29.53SORCE 0.01182 0.5397 2.109 11.34 29.48 30.09Tableau III.2.2-1Comparaison entre les instruments ATLAS 3, SOLARSOLSPEC et SORCE. Les rapports moyens (référence :ATLAS 3) et les éclairements intégrés (W.m -2 ) sontprésentés par bande spectrale UV.177

Spectre solaire VISComparaison entre le spectre composite ATLAS 3, le spectre SOLARSOLSPEC (canal VIS) et le spectre SIM - SORCE (trait rouge). Unenormalisation n’est plus nécessaire pour l’activité solaire. Une réduction de larésolution spectrale d’ATLAS 3 à 2 nm a été effectuée pour la clarté dugraphique. En effet, la résolution finale du spectre composite ATLAS 3 a étéportée à une valeur inférieure à 1 nm en intégrant des structures à hauterésolution du spectre solaire de Kurucz (Thuillier et al., 2004a).Fig. III.2.2-4Comparaison entre l’éclairement solaire SOLAR SOLSPEC(canal VIS) et le spectre de référence ATLAS 3 (réduction dela résolution à 2 nm). SIM (SORCE) est ajouté en rouge(résolution de 2 à 22 nm).Le canal VIS est opérationnel et livre des mesures nominales aprèscorrection de la réponse pour la plage limitée à 340 - 800 nm. La moyenne desspectres SOLAR sélectionnés est en bonne correspondance avec le spectreATLAS 3. L’instrument SIM est en bon accord. Un léger déficit d’éclairement estcependant observé au-delà de 600 nm par rapport aux 2 mesures SOLSPEC. LaFigure ci-dessous représente le rapport entre SOLAR SOLSPEC et la référenceATLAS 3 après réduction de la résolution des 2 spectres à 5 nm. Le prisme deFèry de SIM fait évoluer sa résolution spectrale de 2 à 22 nm entre 340 et800nm. Ceci rend le calcul du rapport SIM - ATLAS 3 moins significatif. Seuleune comparaison d’éclairement intégré avec ATLAS 3 a été effectuée pour SIM(cf. tableau III.2.2-2).178

Fig. III.2.2-5Comparaison entre SOLAR SOLSPEC (canal VIS) et lespectre de référence ATLAS 3. Réduction de la résolutionspectrale à 5 nm.La concordance est optimale entre les mesures des deux générationsd’instruments SOLSPEC. L’incertitude standard est voisine de 1 % en milieu deplage spectrale du canal VIS pour SOLAR SOLSPEC (cf. tableau II.7.3.5-1).Ratio moyen(référence :ATLAS 3)350-425(nm)425-500(nm)500-575(nm)575-650(nm)650-725(nm)725-800(nm)SOLARSOLSPEC1.005 ±0.0181.001 ±0.0090.991 ±0.0091.007 ±0.0051.010 ±0.0060.999 ±0.005Ecl. intégré(W.m -2 )350-425(nm)425-500(nm)500-575(nm)575-650(nm)650-725(nm)725-800(nm)ATLAS 3 97.5 147.0 140.3 128.9 110.8 92.4SOLARSOLSPEC98.1 147.1 139.0 129.9 112.0 92.4SORCE 97.1 146.3 141.6 128.3 108.6 91.4Tableau III.2.2-2Comparaison entre les instruments ATLAS 3, SOLARSOLSPEC et SORCE. Les rapports moyens (référence :ATLAS 3) et les éclairements intégrés (W.m -2 ) sontprésentés par bande spectrale VIS.179

Spectre solaire NIRLa comparaison a été établie avec ATLAS 3 pour la plage commune 647-2400 nm. La résolution spectrale de SOLAR SOLSPEC évolue entre 7 et 9 nm(cf. § II.5.6). La résolution native de l’instrument SOLSPEC de 1 ère générationn’est plus représentée. Le spectre ATLAS 3 a été publié avec une résolutionspectrale inférieure à 1 nm (voir ci-dessous à gauche). Ce résultat a été obtenupar l’adjonction de raies du spectre solaire à haute résolution (Kurucz et Bell,1995) aligné sur le niveau d’éclairement spectral du canal IR de SOLSPEC(mission EURECA). Ci-dessous à droite, les résolutions ont été uniformisées parréduction de la résolution du spectre ATLAS 3 à 7 nm.Fig. III.2.2-6Comparaison entre le spectre SOLAR SOLSPEC (canal IR)et le spectre de référence ATLAS 3. A droite, la résolution duspectre ATLAS 3 a été alignée sur celle de SOLARSOLSPEC (de l’ordre de 7 nm).Une différence a été observée entre 1100 et 2400 nm entre le spectreinfrarouge ATLAS 3 et SOLAR SOLSPEC. En milieu de plage, elle excèdel’incertitude standard associée à chaque instrument (~3 % pour ATLAS 3, et 0,4à 2 % pour SOLAR). La Figure ci-dessous montre le ratio SOLAR / ATLAS(après une moyenne mobile de l’ordre de 40 nm). L’amplitude des écarts atteint10 % entre 1,7 µm et 2,2 µm. La différence d’éclairement intégré est de 18,5W.m -2 entre 1,1 et 2,4 µm (soit 1,35 % de la constante solaire). Après 2,4 µm, laprécision de la mesure SOLAR SOLSPEC diminue et l’incertitude dépasseprogressivement les 5 % (cf. Figure II.7.3.5-1).180

Fig. III.2.2-7Rapport entre le spectre SOLAR SOLSPEC (canal IR) et lespectre de référence ATLAS 3 (résolution spectrale réduite à7 nm).Pour le développement de cette thèse, le volume de travail s’est focalisévers la remise à niveau de SOLSPEC, sa caractérisation, son étalonnage et lestests de performances en orbite, l’objectif étant d’obtenir un instrument deseconde génération mieux caractérisé et plus performant. C’est dans cetteoptique que le canal IR a été entièrement révisé avec succès tant pour sonélectronique et son optique. Le spectre solaire associé aux premières mesuresen orbite en constitue l’aboutissement. La divergence observée entre lesdonnées ATLAS 3 et SOLAR SOLSPEC est un sujet d’étude intéressant pourlequel un plan de travail complémentaire (cf. III.2.3) a été élaboré. Ces nouvellesrecherches ne sont pas intégrées dans cette thèse. Elles représentent un volumede travail considérable et en constituent la suite immédiate.Une discussion de l’état actuel des analyses est développée ci-dessous.Discussion1) Analyse des sources d’erreurs possibles pour SOLAR SOLSPECUne révision de la caractérisation radiométrique du canal IR de SOLARSOLSPEC a été réalisée. Aucun coefficient de correction présentant ladépendance très spécifique en longueur d’onde (révélée ci-dessus entre 1,1 et2,4 µm) et l’amplitude adéquate n’a été trouvé. Les analyses sont résuméescomme suit :- La réponse angulaire est moins favorable pour le canal IR comparé auxréponses UV-VIS (cf. § II.5.5). Cependant, la sélection des lames dépolies enquartz pour les optiques d’entrée est restée inchangée par rapport ATLAS 3.De plus, la correction angulaire (validée au § III.1.3.5) présente une amplitudepratiquement nulle vers le milieu de plage spectrale étudiée (vers 1,7 µm).181

- Les alignements de l’instrument SOLAR SOLSPEC face au corps noir du PTBet face au Soleil ont été correctement réalisés (utilisation du signal du PSD enorbite).- La stabilité de l’éclairement spectral du corps noir du PTB utilisé pour SOLARSOLSPEC était supérieure à celle du corps noir expérimental de l’Observatoired’Heidelberg (cf. § II.6.4.1). La valeur absolue et la stabilité de la températureont été certifiées par le PTB.- La réponse absolue du canal IR est restée remarquablement constante aucours de la période utilisée pour la définition du spectre IR final (juin 2008 -mai 2009).- La nouvelle électronique IR a bénéficié d’un réel progrès par rapport à lagénération précédente.- La différence de régime thermique entre le PTB et les mesures sur ISS n’ontpas eu d’influence sur l’optique du canal IR et le fonctionnement de ladétection synchrone. Seul le biais du filtre passe-bas électronique été modifiépar les plus basses températures rencontrées, ce qui a modifié le niveau decourant d’obscurité en sortie.- Le fonctionnement de la détection synchrone est totalement neutre enlongueur d’onde. Une dérive (de concordance de phase, hystérésis, …) nepourrait expliquer la dépendance spectrale du problème étudié.- L’absorption par la vapeur d’eau a été correctement détectée et corrigée au solpendant les étalonnages au PTB.- L’alignement optique interne du canal IR et sa mécanique ont été révisés pourla version SOLAR SOLSPEC. Ces progrès ont été concrétisés par l’obtentiond’une meilleure résolution spectrale.- Les éléments optiques de la chaîne de détection IR ne présentent aucunempilement trop rapproché de fenêtres à faces parallèles. Elles auraient pu,par un trop grand parallélisme (cf. Annexe D.2) produire une cavité Fabry-Pérot modifiant la transmission du canal IR de façon moins contrôlée et avecune dépendance spectrale (influence des régimes thermiques pour les frangesd’interférences).2) Les autres mesures d’éclairement solaire NIR actuellement disponiblesCes mesures NIR sont récentes. Le spectre fourni par l’instrumentSOLSPEC de 1 ère génération correspondait à la 1 ère mesure absolue horsatmosphère de l’éclairement entre 1 µm et 2,4 µm. D’autres mesures sontdésormais disponibles. Elles sont issues des instruments SIM et SCIAMACHY.Les mesures SIM (limitées à 2,4 µm et à basse résolution) ne sont pasréférencées par rapport à une source étalon en éclairement spectral mais lacaractérisation radiométrique de l’instrument est approfondie. Pour limiterl’impact des incertitudes liées à la correction de la dérive de réponse de SIM(Harder et al., 2009), seules les données de début de campagne (2003) sontprises en considération.L’instrument SCIAMACHY est un spectrographe à 8 canaux dont 3concernent le domaine spectral NIR. L’instrument a été étalonné en éclairement182

spectral mais les mesures sont limitées à 2,4 µm. L’absence de détectionsynchrone a rendu l’instrument sensible à la lumière diffuse IR externe (dont letaux pouvait atteindre 15 %). Des spectres obtenus en début de campagne (Noëlet al., 2006) ou plus récents (Pagaran et al., 2009) sont disponibles.3) Modélisation de l’atmosphère solaireLa modélisation semi-empirique de l’atmosphère solaire est en constanteévolution. Un des principaux objectifs consiste à prévoir l’éclairement spectral etses variations induites par l’activité solaire (cf. § I.1.3). Depuis 2003, desvalidations de modèles ont eu lieu dans l’infrarouge. Elles ont permis d’ajusterles paramètres des équations physiques de manière à reproduire lesobservations. Par exemple, les premières séries de données SIM (2003) n’ontpas confirmé l’anti-corrélation entre l’éclairement UV et NIR en fonction del’activité solaire, contrairement aux prévisions des modèles en vigueur à cetteépoque (Fontenla et al., 2004).L’éclairement solaire NIR est issu du continuum photosphérique. Unealtitude de référence (altitude zéro) a été associée à la surface photosphérique.Par convention, elle a été définie comme la profondeur photosphériqued’épaisseur optique égale à l’unité au centre du disque et à 500 nm (Fontenla etal., 2004). L’opacité de l’atmosphère solaire est gouvernée par le coefficientd’absorption de H - au-delà de 800 nm. Cette opacité décroît et atteint une valeurminimale à 1.6 µm. La surface photosphérique est alors plus profonde de ~100km et donc plus chaude. Il est fondamental qu’une mesure d’éclairement solairehors atmosphère vérifie ce critère d’opacité minimale prévue par les modèles. Ilest vérifié tant par le spectre ATLAS 3 que par la mesure actuelle SOLARSOLSPECUn modèle élaboré (Fontenla et al., 1999) a bénéficié de l’apport d’ATLAS3 pour sa validation dans l’infrarouge. On a observé un accord étroit en fonctionde la longueur d’onde entre la température de brillance modélisée et cellemesurée par ATLAS 3 (Fontenla et al., 2006). La correspondance a égalementété établie entre ATLAS 3 et COSI pour le VIS (Shapiro et al., 2010). Entre 1 et1,8 µm, COSI s’écarte d’ATLAS 3 à hauteur de 4 %.4) Comparaison entre SOLSPEC, SIM et SCIAMACHYLe spectre SIM montre dans l’infrarouge une différence similaire (enamplitude et plage spectrale) à celle rencontrée entre les deux instrumentsSOLSPEC (Figure III.2.2-7 ci-dessus). Bien qu’une réponse erronée de 8 % deleur détecteur étalon fût peu probable entre 1,6 et 2,4 µm, la décision de s’alignersur le spectre ATLAS 3 fut prise par l’équipe SORCE en suivant cetteargumentation (Harder et al., 2010) :- Plusieurs facteurs contribuant à l’incertitude des mesures aux grandeslongueurs d’onde ont engendré un rapport signal à bruit défavorable pourl’instrument SIM. Par la suite, diverses mesures de laboratoire (unitéd’étalonnage SIRCUS, NIST) ont été effectuées avec un détecteur de réserve.183

L‘objectif était de trouver un terme de correction reposant sur des preuvesexpérimentales (Snow et al., 2006). L’absence de données suffisammentconcluantes a incité l’équipe SORCE à ne pas maintenir leur spectre IR.- Au regard de l’éclairement intégré, les mesures sont plus acceptables pourATLAS 3 et ce spectre correspond au modèle de Fontenla (Fontenla et al.,2006). L’équipe SORCE applique une correction (‘ESR long wavelength’)d’une amplitude atteignant progressivement 8 % à partir de 1,8 µm afin denormaliser leur spectre par rapport à ATLAS 3.Un instrument SIM de seconde génération est en préparation pour lacharge utile TSIS sur NPOESS (mission : 2014-2019). Cet instrument présenteraun rapport signal à bruit rehaussé pour les grandes longueurs d’onde et seraétalonné en absolu (échelle radiométrique du NIST). La réduction de l’incertitudestandard pour SIM sur TSIS apportera une meilleure compréhension de l’originedu désaccord actuel observé avec SORCE.Pour SCIAMACHY, les premières analyses de données (Noël et al., 2006)ont révélé des divergences de 5 à 10 % entre 1 µm et 2,4 µm lors decomparaisons croisées avec SIM et ATLAS 3. Les travaux plus récents ontintégré des corrections plus approfondies de dérive instrumentale. Lesdivergences ont été réduites mais un écart de l’ordre de 5 % persiste vers 1,6 µm(Pagaran et al., 2011).5) Eclairement solaire intégré en longueur d’ondeLa constante solaire a été mesurée hors atmosphère depuis 1978 par unesérie de radiomètres (Thuillier et al., 2006) tels ACRIM, SOVA, VIRGO, DIARAD,etc … Les résultats ont convergé vers (1365,4 ± 1,3) W.m -2 pendant les années1990. Depuis 2003, l’instrument TIM sur SORCE (Kopp et al., 2005a) indiqueune valeur de (1360,8 ± 0,5) W.m -2 . Seul TIM a bénéficié d’un étalonnage face àune source étalon du NIST (Kopp et al., 2005b, Kopp et al., 2007) et cette valeursemble à présent s’imposer (Kopp et al., 2005c, Kopp & Lean, 2011). Descampagnes de validation pour étalonner l’ensemble des radiomètres (ou leurmodèle de réserve au sol) face à la source NIST sont en cours.Un exercice de validation consiste à vérifier si la valeur intégrée enlongueur d’onde des éclairements spectraux ATLAS 3 et SOLAR SOLSPEC surleurs domaines de définition respectifs (complétés aux courtes et grandeslongueurs d’onde par d’autres mesures ou modélisations) est compatible avec lavaleur publiée de la constante solaire. Puisque l’incertitude des radiomètres (del’ordre de 0,1 %) est nettement inférieure à l’incertitude des échelles absoluesdes spectroradiomètres, il suffit de vérifier si la valeur de 1360,8 W.m -2 appartientà l’intervalle d’incertitude centré sur l’éclairement intégré des instrumentsSOLSPEC.Pour SOLSPEC ATLAS 3, cette condition est vérifiée (Thuillier et al.,2003). L’écart de 1,4 % observé entre la constante solaire et l’éclairement intégréest en effet inférieur à l’incertitude standard (3 %) attribuée à ATLAS 3.184

Pour SOLAR SOLSPEC, l’intégration entre 166-2400 nm et 166-2900 nmest développée ci-dessous. La valeur intégrée pour la plage manquante 0,5-166nm a été déduite d’ATLAS 3.SOLAR SOLSPEC166-2400 nmSOLAR SOLSPEC166-2900 nmATLAS 30.5-166 nmEclairement intégré(W .m -2 ) 1307,4 1327,7 0,0143Incertitude standard(W.m -2 ) 13,3 14,3 ---Tableau III.2.2-3Intégration du spectre SOLAR SOLSPEC (W.m -2 ) entre166-2400 nm et 166-2900 nm. L’intégration pour la plage0,5-166 nm a été déduite d’ATLAS 3. L’incertitude standardu(E) a été calculée selon l’équation III.2.2-1Pour une plage spectrale [λ 1 ,λ 2 ], l’incertitude standard associée àl’éclairement intégré a été déterminée comme suit :λ 2∫−2u(E)= 10 . Esol . uc( Esol) dλ(III.2.2-1)λ1Avec u c (E sol ) : Incertitude standard composée pour l’éclairement spectral,exprimée en % pour chaque longueur d’onde.E sol : Eclairement spectral solaireu(E) : Incertitude standard pour l’éclairement intégré entre [λ 1 ,λ 2 ].Cette incertitude u(E) représente l’écart intégré (en W.m -2 ) entre le spectreSOLAR SOLSPEC augmenté de son incertitude standard et le spectre lui-même.Le calcul a pu être effectué pour SOLAR SOLSPEC en exploitant l’évaluationdes incertitudes réalisée précédemment (cf. tableau II.7.3.5-1). Les résultats sontaffichés dans le tableau III.2.2-3 ci-dessus (dernière ligne). L’éclairement intégréd’un spectre solaire entre 2,4 µm et 100 µm représente 3,8 % de la constantesolaire (Thuillier et al., 2004a). Nous avons finalement obtenu une estimation dela constante solaire SOLAR SOLSPEC égale à (1357,1 ± ~15) W.m -2 . La valeurest compatible avec celle de la constante solaire compte tenu des incertitudes dela mesure spectroradiométrique.En conclusion, les mesures solaires hors atmosphère sont sujettes à defréquentes divergences pour la plage spectrale 1,1 – 2,4 µm, pouvant culminer à~10 % vers 1,6 – 1,8 µm. Elles sont de nature instrumentale et c’est pourquoi denouvelles investigations doivent être entreprises pour résoudre les différencesobservées entre les deux générations d’instruments SOLSPEC.185

III.2.3 Perspectives pour la mission SOLARSOLSPECDivergence IRLes initiatives suivantes ont été programmées pour la résolution dudésaccord actuel entre ATLAS 3 et SOLAR.1) Tests de l’électronique de qualificationLa linéarité en sortie du convertisseur 16 bits du signal IR de l’instrumentSOLAR SOLSPEC a été étudiée (cf. § II.5.3.3). Les résultats sont conformes.Une réactivation de l’électronique de qualification IR est cependant programméepour réaliser des investigations approfondies au sol. Le fonctionnement de lachaîne de détection IR sera révisé (plans de masses électriques, l’implantationdu convertisseur 16 bits, circuits de protections, compensation de biais, …). Unmontage sera assemblé, permettant de numériser des tensions en entrée selondes rampes bien définies. On ne dispose pas d’étalons de tension ni de rampeséquivalentes dans la télémétrie de SOLAR SOLSPEC en orbite.2) Modélisation par un logiciel de la conception de la chaîne optiqueL’intégralité de la chaîne optique de détection IR peut être encodée dansun programme de conception d’éléments optiques (Zemax). Son fonctionnementpeut être modélisé. L’impact du déplacement d’un composant optique (ayant pusurvenir pendant la mise en orbite) peut être analysé. L’objectif consiste àidentifier l’élément responsable de la dépendance spectrale et de l’amplitude del’écart observé pour la mesure de l’éclairement spectral infrarouge. Parexemple : une modification de l’éclairement du détecteur PbS, un désalignementmécanique, …La chaîne de détection se résume comme suit : Pré-fente – lame dépolie– fente d’entrée – 1 er réseau – miroir plan – lentille de champ – fenteintermédiaire – lentille de champ – miroir plan – 2 ème réseau – lentille de champ –fente de sortie – lentille de champ – miroir plan – 1 ère lentille cylindrique – 2 èmelentille cylindrique – filtre – détecteur PbS.3) Campagne de validation au solUne campagne de validation au sol peut être envisagée. Elle exploiteraitla méthode Bouguer. Par une série de mesures solaires directes réalisées sousdifférents angles zénithaux, il est possible d’obtenir par extrapolationl’éclairement solaire pour un facteur de masse d’air relative (AMF) égal à zéro(Kasten et Young, 1989, Schmid et al., 1995). La mesure devient équivalente àune détermination (monochromatique) de l’éclairement solaire hors atmosphère.186

Sa mise en œuvre doit être réalisée avec la plus grande précision photométriquepossible. Pour cela, un instrument de facture commerciale de haute fiabilité peutêtre sélectionné. Il convient de le configurer conformément au canal IR deSOLSPEC (double monochromateur, bande passante ~10 nm, détectionsynchrone, détecteur PbS). Seule l’optique d’entrée peut être différente. Uneconfiguration typique consiste à utiliser un pointeur solaire et un télescopespécialisé pour la mesure solaire directe en éclairement spectral (vérifiant la loien 1/r²). Il est relié au spectromètre par fibre optique. Il est primordial d’étalonnerle système selon la même échelle radiométrique que SOLSPEC (corps noir duPTB). Entre le PTB et le site de campagne, l’étalonnage peut être maintenu àl’aide d’étalons secondaires (lampes à filament de tungstène de puissance 1000W). Leur rôle est équivalent à l’unité d’étalonnage interne de SOLSPEC. Lessites privilégiés de mesure doivent être situés à haute altitude pour obtenir uneatmosphère stable et de faible épaisseur optique. La méthode Bouguer requierten effet une teneur en aérosols faible et constante par demi-jour de mesure.L’observatoire d’Izaña (Iles Canaries) peut être retenu. Une analyse de quelqueslongueurs d’ondes suffit pour la validation au sol. Elles doivent correspondre auxfenêtres atmosphériques IR, exemptes d’absorption par les molécules O 2 , O 3 ,CO 2 et H 2 O. La diffusion Rayleigh et l’extinction par les aérosols sont alors lesseules contributions pour l’extinction atmosphérique. Ces canaux valides ont étédéterminés par modélisation et publiés (Kindel et al., 2001). Certains d’entre euxse situent dans une plage de grand intérêt, entre 1,5 et 1,7 µm. Pour un site demesure idéal, il a été démontré que l’étalonnage Bouguer d’un radiomètre estd’une précision équivalente à celui établi à partir de lampes du type FEL (Schmidet al., 1995). Selon notre protocole, le problème est inversé : transférer l’échelleradiométrique du PTB vers un site de mesure idéal peut garantir unereconstruction de l’éclairement hors atmosphère avec incertitude limitée à 1-2 %.L’ambiguïté de ~10 % des mesures spatiales serait levée.L’aboutissement de l’ensemble de ces recherches est attendu avant leverdict des mesures TSIS.Traitement approfondi des donnéesLes données SOLAR SOLSPEC ont été accumulées pendant les quatrepremières années couvrant une cinquantaine de périodes d’acquisition (fenêtressolaires). Le traitement de données s’inscrivant dans la continuité de ce doctoratsera le suivant :- Les analyses permettant de détecter et corriger la dérive de réponse descanaux sont en cours. Elles exploitent le système d’équations appliqué ausignal des lampes (cf. § III.1.3.1). Après correction, les données accumuléespermettront de produire une série temporelle de spectres pour le cycle solaire24.- Des études de variabilité à court terme, associées aux 27 jours de la rotationsolaire et à certains épisodes (éruptions, …) seront réalisées. Des discussionsentre l’ESA, la NASA et le B.Usoc sont en cours pour procéder à la jonction de187

2 fenêtres. Un changement d’orientation de l’ISS doit être réalisé enconséquence.- Les dérives lentes des échelles en longueur d’onde seront déterminées etcorrigées (cf. § III.1.3.3). Ces échelles seront également affinées (cf. §II.5.2.2).- Le découplage de l’instrument SOLSPEC en trois canaux de mesuressynchrone (UV-VIS-IR) va permettre d’établir la valeur simultanée des indicesMgII et CaII.188

ConclusionsLa mesure de l’éclairement solaire absolu hors atmosphère est une entréefondamentale pour la physique solaire et la physique de l’atmosphère de la Terreet de son climat. La demande concerne la précision des mesures, le domainespectral et la durée des observations. De plus, chaque cycle solaire possède sespropres caractéristiques. La transition inédite entre les cycles 23 et 24 nécessitaitla mise en œuvre d’un programme de mesure. En raison de l’environnementspatial hostile dans lequel évoluent les spectroradiomètres en orbite et desdérives de réponses absolues auxquelles ils sont soumis, il est nécessaire qu’aumoins deux instruments soient simultanément en opération. La mission SOLARSOLSPEC a été organisée par l’ESA sur base de cette argumentation. Elleprésentait l’avantage d’utiliser un instrument ayant déjà effectué des mesures enorbite. En effet, une première version de SOLSPEC, configurée pour desmissions de moyennes et de courtes durées, a participé à cinq vols spatiauxentre 1983 et 1994. Une remise à niveau de l’instrument s’est avérée nécessairepour l’adapter aux exigences de la mission de longue durée à bord de la StationSpatiale Internationale.La reconfiguration de SOLSPEC a nécessité une répartition des tâches ausein d’une équipe (interface mécanique, nouvelle électronique, optique, …). Lamise en œuvre des modifications de sous-systèmes optiques, de l’ensemble desétalonnages et des caractérisations radiométriques a été au cœur de cedoctorat. Ce travail a été structuré en deux phases :- Le développement de l’instrumentation, sa caractérisation et sonétalonnage absolu.- Le traitement des données pour les premières mesures en orbite.Principaux résultatsNous avons démontré tout au long de ce travail que la qualificationspatiale des éléments optiques de la nouvelle version de SOLSPEC a étéobtenue :- Les alignements optiques des trois canaux de mesure de l’instrument ontété entièrement révisés.- L’unité interne d’étalonnage a été modifiée. Le nombre de lampessélectionnées à spectre continu (au deutérium et à ruban de tungstène) aété dédoublé pour obtenir une redondance. Une lampe spectrale utilisantles raies d’émission d’un gaz (argon) a été retenue. Des lames en quartzont été ajoutées pour la protection de l’optique d’entrée des canaux demesure et un pointeur solaire passif (PSD) a été ajouté.- Les monochromateurs et les détecteurs de SOLSPEC ont bénéficié d’unecaractérisation radiométrique approfondie pour la linéarité, la lumièrediffuse, les lois de dispersion, les réponses angulaires et le système defiltres.189

Une collaboration a été établie entre les partenaires du projet SOLSPEC(LATMOS, IASB et ZAH) et le centre de métrologie du PTB (RFA) pourdéterminer la réponse absolue de SOLSPEC. L’utilisation de l’étalon primaire enéclairement spectral représenté par le rayonnement du corps noir BB3200g duPTB a été déterminante. Par rapport à l’utilisation du corps noir des missionsprécédentes, un gain d’un facteur 10 a été obtenu, tant en stabilité qu’enconnaissance de la température absolue de la cavité (0,44 K). L’incertitudestandard de l’éclairement du corps noir est inférieure à 0,35 %, 0,25 % et 0,16 %respectivement pour les plages spectrales des canaux UV, VIS et IR de SOLARSOLSPEC. L’adjonction d’un radiomètre développé pour SOLSPEC a contribuéà la surveillance continue de la température de la cavité. L’objectif étant dedétecter (à 0,05 K près) puis de compenser par calcul une dérive possible de latempérature de la cavité (0,5 K/h).Les résultats de ces travaux ont été essentiels pour une mise en servicenominale de SOLSPEC permettant d’atteindre les trois objectifs suivants :- Disposer d’une échelle radiométrique absolue d’incertitude standard réduite.- Réaliser des mesures d’éclairement spectral selon une plage spectraleétendue.- Observer les particularités de la variabilité solaire du cycle 24.Ainsi, la plage spectrale étalonnée en absolu, initialement contenue entre200 et 2400 nm a été étendue à 166-3088 nm pour cette version de SOLSPEC.Les courbes de réponse ont été établies sous 200 nm par un étalonnage sousvide. Le seuil de 3 µm a été franchi grâce au fonctionnement nominal de lanouvelle électronique IR et la résolution spectrale IR a été améliorée et se situeentre 7 et 9 nm.L’unité interne d’étalonnage a rendu l’instrument autonome pour lasurveillance de toute dérive de réponse des canaux. L’application desalgorithmes de compensation de ces dérives (à partir du signal des lampesinternes) permettra de déduire l’amplitude exacte de la variabilité inhérente àl’éclairement solaire.Un calcul d’incertitude spécifique à la nouvelle configuration a été réalisé.Il a pris en compte l’intégralité des sources d’incertitude recensées et utilise leformalisme mathématique appliqué en métrologie. La mesure SOLSPEC del’éclairement solaire et son incertitude standard associée ont été exprimées sousforme de relations fonctionnelles. L’expression des incertitudes a été dérivée deces modèles mathématiques et analysée pour toutes les longueurs d’onde. Elle apermis d’estimer les incertitudes standard minimales après une accumulation despectres solaires (étude asymptotique) lors de la mission SOLAR. Les résultatsdonnent une incertitude de 2 % à 4 % pour la plage 166-370 nm, inférieure à 2 %entre 370 et 2350 nm, comprise entre 2 et 5 % pour l’intervalle 2350-2580 nm etde 5 et 10 % entre 2580 et 2920 nm. Une valeur inférieure à 1 % est atteinteentre 500 et 1900 nm. Le terme dominant pour ces incertitudes finales provientde la courbe de réponse, elle-même tributaire du signal accumulé par SOLSPEC190

face à la source étalon. La durée d’une campagne d’étalonnage absolu etl’enregistrement des spectres de référence des lampes internes s’affirmentcomme les facteurs les plus déterminants pour réduire l’incertitude d’une mesuresolaire en orbite avec SOLSPEC.Pendant la phase de recette consécutive à la mise en orbite, laconservation des performances radiométriques, des fonctionnalités del’instrument et la stabilité thermique ont été confirmées. Pour le canal visiblecependant, une modification de réponse a été détectée et corrigée parl’utilisation des lampes internes. Le détecteur PSD a permis de surveiller demanière autonome l’orientation angulaire des axes optiques de SOLSPEC lorsde tout pointage solaire. Il a également été mis à contribution pour optimiser laconnaissance des réponses angulaires et pour valider les corrections depointage.Enfin, l’éclairement solaire hors atmosphère a été déterminé avecl’expérience SOLAR SOLSPEC en appliquant les coefficients d’étalonnage. Ilcorrespond à l’activité solaire du début de la mission SOLAR (mi-2008) et a étécomparé aux résultats antérieurs et actuels des missions respectives SOLSPECATLAS et SORCE.La concordance est obtenue entre les résultats des deux générationsd’instruments SOLSPEC pour l’éclairement spectral solaire dans le domaine UVet VIS en tenant compte des incertitudes spécifiques de chaque instrument. Pourle canal UV, la concordance entre les mesures est de 5 % ou mieux entre 180-220 nm et 270-330 nm. Elle montre un accord entre SOLAR SOLSPEC etSORCE entre 220 et 270 nm et un écart de 10 % avec SOLSPEC ATLAS.Une discussion a été menée pour le proche infrarouge où un désaccordatteignant plusieurs pourcents subsiste vers 1,8 µm. Elle est de natureinstrumentale et donne actuellement lieu à de nouvelles investigations.PerspectivesLes objectifs de cette thèse se sont focalisés sur la mise au point del’instrument SOLSPEC, son étalonnage et les premières mesures en orbitevalidant ses fonctionnalités. De nombreux travaux constituent la suite immédiatede ce travail et sont déjà en cours.- L’exploitation des données de l’ensemble de la mission SOLAR (2008-2013,voire 2016). Après l’accumulation des mesures et l’application des procéduresde surveillance des échelles radiométriques, les séries temporelles despectres solaires avec un rapport signal à bruit élevé pourront êtredéterminées. La variabilité UV de l’éclairement solaire au cours du cycle 24 enfonction de l’activité solaire pourra être déduite et comparée aux autresmesures disponibles. L’instrument SOLSPEC enregistre nominalement unspectre par jour mais d’autres modes d’acquisition (impliquant une action desopérateurs du B.Usoc et une autre utilisation du logiciel de SOLSPEC) sont191

possibles. Ils permettent d’analyser des échelles de temps caractéristiquesplus courtes (de l’ordre de la minute) pour des intervalles spectraux restreints.- Le désaccord observé pour l’éclairement infrarouge est en cours d’analyse.Les résultats au-delà de 1 µm font l’objet de travaux de validationcomplémentaires et d’études plus détaillées. Sa résolution permettra de fournirun spectre solaire SOLAR SOLSPEC VIS et IR étendu jusqu’à 3,1 µm.L’étendue de la plage spectrale couverte par SOLAR SOLSPEC est uniquepour les spectroradiomètres spatiaux dédiés à la mesure de l’éclairementsolaire actuellement en service.En conclusion, la mission SOLAR SOLSPEC (en service depuis quatreans) est un succès tant sur le plan technologique que scientifique. Lesdemandes récentes de la communauté scientifique pour une mesure plusperformante de l’éclairement solaire ont été présentées. Elles portent tant sur lacontinuité et la durée des mesures, autorisant la couverture complète d’un cyclesolaire et de sa variabilité spécifique, que sur la couverture spectrale la pluslarge possible du spectre électromagnétique du Soleil. De même, ces demandesconcernent la réduction de l’incertitude des échelles absolues, notamment dansl’ultraviolet. Ces demandes émanent tant des climatologues que des spécialistesdes atmosphères planétaires et de physique solaire.La version SOLAR de l’instrument SOLSPEC a la capacité de répondre àces demandes par ses hautes performances et la connaissance précise de sescaractéristiques spectrophotométriques. Sa mise en orbite réussie en 2008permet de couvrir une large partie du cycle solaire 24 par une mission de longuedurée.La contribution à cette mission a été présentée dans cette thèse dedoctorat. Trois objectifs ont été atteints et correspondent aux demandes :- Le développement d’un instrument adapté aux missions de longue durée. Lavariabilité de l’éclairement solaire dans le domaine ultraviolet sera mesuréelors du cycle 24. Ces résultats seront comparés à ceux des autres instrumentsspatiaux (SORCE, …). Ces données vont bénéficier aux recherches sur lasignature de l’activité solaire dans la composition de l’atmosphère terrestre etaux corrélations entre indices d’activité solaire et la variabilité spectrale.- Une couverture spectrale étendue et non égalée par d’autres instruments enopération hors atmosphère. La fraction élevée du spectre mesuré parSOLSPEC (plus de 96 % de l’éclairement total émis par le Soleil) etl’enregistrement simultané des plages spectrales UV, VIS et IR bénéficient auxrecherches climatologiques. Elles démontrent le rôle important de l’UV pour lesprocessus d’amplifications (couplages stratosphère-troposphère) et du spectreVIS et IR pour les processus d’absorption moléculaire et par les surfacesocéaniques.- Un étalonnage absolu d’une précision jamais atteinte auparavant. L’utilisationdu corps noir de haute précision du PTB a permis de réduire l’incertitude a desvaleurs inférieures à 2 % voire 1 % pour de larges plages spectrales. Cetteprécision est demandée par les modélistes afin de vérifier les prévisions deleurs modèles utilisant le spectre solaire comme donnée d’entrée.192

AnnexesAnnexe - ADétermination des incertitudesDéveloppements complémentairesA.1 Introduction théorique ................................................................................... 193A.2 Incertitudes négligeables .............................................................................. 195A.3 Coefficients de sensibilité ............................................................................. 197A.3.1 Eclairement solaire hors atmosphère ........................................... 197A.3.2 Etalonnage radiométrique absolu, signal SOLSPEC .................... 198A.3.3 Eclairement des sources étalons .................................................. 199A.4 Formulations mathématiques récurrentes ..................................................... 199A.5 Evaluation des incertitudes standard ............................................................ 203A.5.1 Eclairement des sources étalons .................................................. 203A.5.2 Signal SOLSPEC face aux sources étalons ................................. 207A.5.3 Courbe de réponse pour le canal UV ............................................ 211A.5.4 Mesure solaire nominale en orbite ................................................ 213A.1 Introduction théoriqueDescription du formalisme mathématique utilisé pour le calcul d’incertitude(cf. § II.7) de SOLSPEC (Obaton et al., 2007, GUM 1995).Soit ‘Y’, une quantité physique (l’éclairement spectral dans notre cas) dontun échantillon d’estimations ‘y i ’ de sa valeur peut être obtenu par une répétitionde mesures effectuées sous des conditions inchangées. Ces estimationspeuvent s’écarter de la valeur vraie de ‘Y’ en raison de différentes sourcesd’incertitude qui engendrent la dispersion des valeurs ‘y i ’. Elles reflètent lemanque de connaissance de la valeur vraie (désignée par ‘y v ’) de la quantitémesurée ’Y’ et une distribution de probabilité associée peut être définie. Lameilleure estimation de ‘Y’ correspond à la moyenne ‘’ des estimations ‘y i ’.Le niveau de confiance attribué à ‘’ est exprimé sous forme d’uneincertitude standard ‘u(y)’. Elle exprime une probabilité de 66 % pour que ‘y v ’appartiennent à l’intervalle [-u(y), +u(y)]. L’estimation de l’incertitude ‘u(y)’est déduite d’un modèle mathématique décrivant la relation fonctionnelle entre laquantité ‘Y’ et une série de quantités physiques impliquées dans la mesure. Cesvariables d’entrée X 1 … N sont traitées sur pied d’égalité.Y = f X , X ,..., X )(A.1-1)(1 2 N193

L’incertitude globale nommée ‘incertitude standard composée’ (combinedstandard uncertainty) u c (y) va résulter d’une accumulation de contributions ‘u(x i )’associées aux incertitudes respectives des variables d’entrée. En se limitant aupremier ordre du développement en série de Taylor de ‘f’ (malgré les nonlinéaritéspossibles du modèle), on obtient la loi de propagation des incertitudes :u2NN −1N22∂f∂fc( y)= ∑ u ( xi) + 2∑ ∑ u(xi, xj) (A.1-2)i=1 ii= 1 j= i+1∂xi∂xj⎛ ∂f⎜⎝ ∂x⎞⎟⎠Le premier groupe du membre de droite correspond aux contributionsindépendantes des variables d’entrée. Les dérivées partielles représentent lescoefficients de sensibilité. Ceux-ci traduisent la part d’incertitude pour ‘Y’associée à ‘u(x i )’. Si on modifie l’estimation de ‘x i ’ d’une quantité ‘u(x i )’, alorsl’estimation de ’Y’ sera affectée d’un changement ∂ f ∂x . u(x ) ./i iLe second groupe intègre les contributions complémentaires liées auxcorrélations retenues entre les variables. L’estimation de la covariance entre ‘x i ’et ‘x j ’ est représentée par ‘u(x i , x j )’.Pour SOLSPEC, certaines variables d’entrée ‘X i ‘ du modèle mathématiquesont elles-mêmes considérées comme le résultat de relations fonctionnellessecondaires. Le modèle global est donc plus complexe et fait apparaître descompositions de fonctions.Les variables d’entrée sont aléatoires et caractérisées par desdistributions de probabilité (PDF : Probability Distribution Function). Une variablede type A possède une PDF bien identifiée (distribution de Poisson, gaussienne,…) et son écart-type peut être déterminé par une analyse statistique d’une séried’observations. Pour une variable du type B, la répétition de mesures n’a pu êtrecollectée et la PDF doit être estimée sur base d’un jugement scientifique à partirde données issues d’observations antérieures. On en déduit une estimation de lavariance.Une erreur de mesure est définie comme l’écart entre une estimation ‘y’ etla valeur vraie ‘y v ’ de ‘Y’. Cette erreur peut être séparée en deux composantesaléatoire et systématique. L’erreur aléatoire correspond à l’écart entre uneestimation ponctuelle de ‘Y’ et la meilleure estimation ‘’ définieprécédemment. L’erreur systématique correspond logiquement à la différenceentre la valeur réelle ‘y v ’ et la valeur moyenne ‘’. La somme des deuxcontributions aléatoire et systématique (erreur aléatoire globale) peut doncs’exprimer comme suit :u y ) = ( y − < y > ) + ( < y > − y )(A.1-3)(i ivLors de la détermination d’une incertitude standard composée ‘u c (y)’, il estpréférable de classer les sources d’incertitudes selon les catégories A et B plutôtque de travailler en terme d’erreurs aléatoires et systématiques. Notons que pour194

une source d’erreur systématique ne pouvant être éliminée expérimentalementmais dont l’origine de l’effet est identifiée et quantifiée, un terme de correctionpeut être appliqué et intégré au modèle mathématique. L’erreur de mesure serésume alors au résidu de la correction des erreurs systématiques.Il est possible qu’une incertitude composée soit étendue afin d’engloberune plus large fraction de la distribution de probabilité. Un intervalle de confiancede 90, 95 ou 99 % peut être demandé. On définit dans ce cas un facteur decouverture ‘k’ permettant d’étendre l’intervalle à [-U, +U] avec U = k xu c (y). Pour une distribution normale (gaussienne), les 99, 95 et 66 % sontrespectivement atteints pour k = 3, 2 et 1.A.2 Incertitudes négligeablesDiscussion pour les sources d’incertitudes négligeables du tableau II.7.1-1# III.9 – Temps d’intégration pour les photomultiplicateurs UV-VIS.Le temps d’intégration est déterminé à l’échelle de la microseconde parl’électronique et l’incertitude est considérée comme négligeable.# III.4 – Lumière diffuse externe (canaux UV-VIS)Lors des étalonnages absolus face à une source étalon, la lumière diffuseexterne est collectée dans le champ de vue de SOLSPEC (angle total : 6°) donton soustrait l’angle solide sous-tendu par la source étalon. La lumière diffuseprovient des surfaces (fond du laboratoire, parois, …) entourant la source étalon.Cette contribution est considérée comme négligeable pour les canaux UV-VIS(III.4) lorsqu’une surface noire mate est présente derrière la source. Pour lesmesures en orbite, aucun obstacle n’est présent dans le champ de vue deSOLSPEC lors d’une mesure solaire. Les surfaces brillantes (panneaux solaires,…) situées en dehors du champ ne perturbent pas les mesures car lesopérateurs du B.Usoc planifient les mesures en fonctions de ces contraintes. Deplus, le signal total du PSD ne montre aucune anomalie en provenance d’unchamp de vue double (12°). La contribution diffuse est donc nulle.# III.13 et III.14 – Stabilité des échelles de longueur d’onde.La stabilité et la reproductibilité des échelles de longueur d’ondedépendent des éléments suivants :- Performances du moteur pas à pas (saut occasionnel d’un incrément).- Procédure de recherche de l’origine des incréments moteurs (procédure RAZ :remise à zéro).- Couplage mécanique entre le moteur et les réseaux (possibilité d’un jeuassocié au couplage).- Effets thermiques. Impact d’une dilatation mécanique pour les échelles delongueurs d’onde.La reproductibilité en termes d’incrément moteur de la procédure RAZ estde 1 incrément, soit 0,008, 0,0125 et 0,05 nm respectivement pour les canauxUV, VIS et IR. Les tests au sol ont démontré l’existence d’une excellente195

eproductibilité des échelles de longueurs d’onde. Après l’exécution de laprocédure RAZ, la qualité des mécanismes de balayage en longueur d’onde etde l’électronique autorisent une reproductibilité de mesures spectrales inférieureà un demi-incrément moteur. Le couplage mécanique entre le moteur et lesréseaux présente un jeu mesuré précisément à 11 incréments moteur. Cettecontribution est nulle si l’acquisition des mesures est systématiquement réaliséepour des incréments croissants. Enfin, en analysant les données de teststhermiques entre 0 et 20° C, aucun impact pour les échelles de longueurs d’ondeimputable à une dilatation des pièces mécaniques n’a été détecté, étant aumaximum contenu dans les fluctuations statistiques des acquisitions cumulées.En conclusion, seul le terme d’incertitude associé à l’exactitude desétalonnages en longueur d’onde (contribution # III.12) est pris en compte. Lestermes associés à la stabilité des échelles (contributions # III.13 et III.14) sontconsidérés comme négligeables.# III.16 – Stabilité des hautes tensionsLa stabilité des hautes tensions UV-VIS est élevée. Les écarts types sontde l’ordre de 0,07 % pour l’UV et 0,3 % pour le VIS. Une variation de tensionpeut affecter le gain du détecteur, en amplifiant le nombre de photoélectronssecondaires dans les dynodes. En mode d’acquisition par comptage de photons,cela n’induit pas de variation de signal pour les impulsions ayant franchi le seuilde discrimination. Aucun terme d’incertitude ne doit être pris en compte.# III.17 – Stabilité de la réponse spectrale de la PbS en fonction de latempérature.Selon la fiche technique du détecteur PbS, la courbe de réponse spectralerelative est décalée vers les grandes longueurs d’onde (~100 nm par 10°C) et lecourant d’obscurité diminue si le détecteur est refroidi. Le détecteur est plussensible pour les basses températures. Pour SOLSPEC, les observations ontmontré que le système Peltier IR refroidissait le détecteur au sol et en orbiteavec une remarquable stabilité de température (-21,8 ± 0,05) °C. On considèredonc comme négligeable le changement de réponse du détecteur PbS pour unincrément de 0,05 °C.# III.18 – Modification du fonctionnement de la détection synchrone en fonctionde la température.Cette électronique comporte des composants analogiques contrôlantdiverses fonctions (amplitude d’ouverture de l’échantillonneur, …). Leursperformances est susceptible de dépendre de la température. Divers mesuresréalisées au sol face à une source lumineuse ou lors de tests de vide thermiqueont démontré la bonne stabilité de la réponse de la détection synchrone. Cettesource d’incertitude associée à un effet non détectable est donc considéréecomme négligeable.196

# III.1 & III.8 – Linéarité du détecteur PbS et du convertisseur 16 bits.Le détecteur PbS est utilisé dans sa plage de linéarité. Le signal du gainIR2 est converti linéairement (cf. paragraphes II.5.3.3 & II.2.4).A.3 Coefficients de sensibilitéA.3.1 Eclairement solaire hors atmosphèreCoefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.1-3 (canaux UV-VIS).∂ f / ∂ R = E / solR[cps.s-1 ] (A.3.1-1)∂ f / ∂F= −Esol / F[mW.m -2 .nm -1 ] (A.3.1-2)β1Esol∂ f / ∂αT= avec β1= ( TPTB− TISS) / 100 [°C.mW.m -2 .nm -1 ] (A.3.1-3)1−β1αT− δ2Esol∂ f / ∂TISS=avec β2 = 1−α PTB/ 100β2+ δ2TTT et δ2= αT/ 100ISS[mW.m -2 .nm -1 .°C -1 ] (A.3.1-4)δ3Esol∂ f / ∂TPTB=avecβ3− δ3Tβ 3= 1 + α T T ISS/ 100 et δ /3= δ2= αT100PTB[mW.m -2 .nm -1 .°C -1 ] (A.3.1-5)2δ4.β4∂ f / ∂K=2avec β4= S / ∆tS[cps.s -1 .mW.m -2 .nm -1 ](1 − β4K)R(λ)et δ4=(A.3.1-6)⎛ ( T − ).T ⎞( , ). ⎜1−PTBTF x yISSα⎟⎝ 100 ⎠− R∂f/ ∂ < DC >=[mW.m -2 .nm -1 .cps -1 ] (A.3.1-7)⎛ ( TPTB− TISS). αT⎞F∆tDC⎜1−⎟⎝ 100 ⎠R∂f/ ∂S=2[mW.m -2 .nm -1 .cps -1 ] (A.3.1-8)⎛ SK ⎞ ⎛ ( TPTB− TISS). αT⎞F∆t⎜1−⎟S. ⎜1−⎟⎝ ∆tS⎠ ⎝ 100 ⎠Les termes d’incertitude de moyenne nulle (C λ et C ∆λ ) se réfèrent au signalnet S net (en cps/s, courant d’obscurité soustrait et non-linéarités corrigées) définien (II.7.2.2.1-2). Et donc :197

∂f/ ∂Snet= Esol/ Snet⎛⎜=⎜⎜ ⎛ ( T⎜ F.⎜1−⎝ ⎝PTBR− T100ISS⎞⎟⎟). α ⎟T ⎞⎟ ⎟⎠ ⎠[mW.m -2 .nm -1 .cps -1 .s] (A.3.1-9)Coefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.1-5 (canal IR).∂ f / ∂ R = E / solR [VoltsDigitaux] (A.3.1-10)∂ f F E solF [mW.m-2 .nm -1 ] (A.3.1-11)∂ f / ∂ < DC >= −R/ F [mW.m -2 .nm -1 . VoltsDigitaux -1 ] (A.3.1-12)∂ f / ∂S= R / F[mW.m -2 .nm -1 . VoltsDigitaux -1 ] (A.3.1-13)A.3.2 Etalonnage radiométrique absolu, signal SOLSPECCoefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.2-2 (canaux UV-VIS)∂ S / ∂S= −1/T [sans unité] (A.3.2-1)Snetar1∂S S/ ∂S=2 [s -1 ] (A.3.2-2)a⎛ SK ⎞∆t.⎜1−⎟STr⎝ ∆tS⎠25β∂ SS/ ∂K=a2avec β5= S / ∆tS[s -2 ] (A.3.2-3)T .(1 − β K)r5∂SS−1/ ∂ < DC >=[s -1 ] (A.3.2-4)T . ∆tarDC∂ S / ∂T= −SIG/ T [cps.s -1 ] (A.3.2-5)SarSOLSPECarCoefficients de sensibilité associés à l’équation II.7.2.2.2-4 (canal IR)∂ S / ∂S= 1/[sans unité] (A.3.2-5)aST r∂ S / ∂ < DC >= −1/[sans unité] (A.3.2-6)aST r∂ S / ∂T= −SIG/ T [VoltDigitaux] (A.3.2-7)SarSOLSPECar198

A.3.3 Eclairement des sources étalonsCoefficients de sensibilité associés à la luminance spectrale du corps noir(équation II.7.2.2.2-6).∂ L / ∂α = L /α[mW.m -2 .nm -1 .sr -1 ] (A.3.3-1)∂L/ ∂T=λTL.β.e2( eβλTβλT−1)[mW.m -2 .nm -1 .sr -1 .K -1 ](A.3.3-2)Coefficients de sensibilité associés à l’éclairement spectral du corps noir(équation II.7.2.2.2-7).2 2∂S/ ∂L= π D / 4d= E L [sr] (A.3.3-3)BB étalon/∂ S / ∂D= 2ED[mW.m -2 .nm -1 .cm -1 ] (A.3.3-4)BB étalon/∂ S / ∂d= −2Ed[mW.m -2 .nm -1 .cm -1 ] (A.3.3-5)BB étalon/Pour ces 2 dernières équations, les unités sont valides à condition d’exprimer(D,d) en cm.Coefficients de sensibilité associés à l’éclairement spectral de la source audeutérium V0132 (équation II.7.2.2.2-9).−32∂S D 2/ ∂Iλ = 10 / d[10 -3 .m -2 ] (A.3.3-6)∂ S / ∂d= 2Ed[mW.m -3 .nm -1 ] (A.3.3-7)D 2−étalon/Pour ces équations, les unités sont valables à condition d’exprimer la distance den mètre.A.4 Formulations mathématiques récurrentesDescription d’incertitudes communes à certaines mesures (étalonnages,mesures solaires, …) et plusieurs canaux.Variable C λCette variable de moyenne nulle est associée à la précision des échellesde longueur d’onde des 3 doubles monochromateurs de SOLSPEC. Elle est de199

type B et sa distribution de probabilité a été estimée comme suit (Obaton et al.,2007).L’analyse des écarts résiduels entre les longueurs d’onde des sommetsdes PSF et la loi de dispersion (cf. § II.5.2) a permis d’estimer une imprécision ε λmaximale. Elle a été fixée à 0,05 nm pour l’UV, 0,15 nm pour le VIS et 0,5 nmpour l’IR. Elle correspond à ~10 incréments moteur d’incertitude attribuable àparts égales à l’erreur de pointage du sommet d’une PSF et à l’imprécision de laloi de dispersion utilisée. La distribution associée est rectangle car pour toutelongueur d’onde, l’erreur d’étalonnage peut prendre n’importe quelle valeur del’intervalle (λ-ε λ , λ+ε λ ). La meilleure estimation de l’incertitude standard liée àcette correction du signal en S 0 (λ) est donc :u C ) = S ( λ − ε ) − S ( λ + ε ) / 2 3 (A.4-1)(λ 0 λ 0 λLe terme S 0 (λ) désigne le signal en cps/s (UV-VIS) ou Volts digitaux (IR), obtenulors d’une mesure solaire ou face à une source étalon et compensé du courantd’obscurité et corrigé des non-linéarités.Variable C ∆λPartant de la dispersion linéaire et de la taille finie des fentes, un petitintervalle spectral est associé à la largeur de fente de sortie d’unmonochromateur. La variable C ∆λ est associée à la différence entre la longueurd’onde de référence λ ref de l’intervalle spectral émergeant par la fente de sortie(calculée par la loi de dispersion pour un incrément moteur donné) et la longueurd’onde effective du signal (appelée longueur d’onde centrale λ c ) dépendante dela pente du spectre émergent de la fente. En effet, compte tenu de la bandepassante finie ∆λ du spectromètre, les photons enregistrés pour une longueurd’onde λ ref résultent de la convolution entre la distribution spectrale de la sourcelumineuse et la fonction d’instrument (des photons de longueurs d’onde voisinesà λ ref sont donc enregistrés en λ ref ). Pour un spectre donné, la longueur d’ondecentrale λ c est égale à :λλ 2∫λ1C=λ 2E(λ).λ.dλ∫λ1E(λ).dλ(A.4-2)L’intervalle spectral (λ1, λ2) représente la base de la fonction (triangulaire)d’instrument, soit 2 fois la résolution spectrale FWHM.Une différence de signal est imputable à cette différence entre λ c et λ ref .Elle est nulle si le spectre est plat. Le terme E(λ) est le signal enregistré àhauteur de la fente de sortie et correspond à S 0 (λ) divisé par la réponsespectrale relative du détecteur. La définition de S 0 (λ) est identique pour C λ etC ∆λ . Le calcul a été effectué pour les 3 détecteurs de SOLSPEC et toutes lessources lumineuses incidentes. Les filtres situés entre la fente de sortie et ledétecteur sont neutres pour (λ1, λ2), La variable C ∆λ (de moyenne nulle) est du200

type B. Pour estimer sa fonction de distribution, il est nécessaire de déterminerl’écart ε ∆λ = λ c - λ ref tout au long du spectre. On considère que le signal S 0 (λ) peutprendre n’importe quelle valeur de la plage [S 0 (λ c -λ ref ), S 0 (λ + λ ref )] pour leslongueurs d’onde analysées, ce qui engendre une incertitude. La distributionassociée est proche du rectangle car on considère une équiprobabilité. Si l’onconsidère une interpolation linéaire de S 0 (λ) pour la plage [(λ c -λ ref ), (λ + λ ref )], lameilleure estimation de l’incertitude standard liée à cette correction du signal enS 0 (λ) est donc :u C ) = S ( λ − ε ) − S ( λ ε ) / 2 3 (A.4-3)(∆ λ 0 ∆λ0+∆λPointage solaire F(x,y)La détermination des incertitudes a tenu compte d’une possibilité dedépointage solaire, corrigée grâce aux réponses angulaires et au signal du PSD(cf. § II.5.5.2). Ce terme de correction F(x,y) a été introduit dans l’équation(II.7.2.1-3). Compte tenu des connaissances fragmentaires des réponsesangulaires (en azimut notamment où seules quatre positions peuvent êtresélectionnées), une incertitude de 0,25 % à été retenue lors de l’applicationd’une correction. On a maintenu cette valeur constante pour les 3 canaux. Unterme complémentaire lié au bruit du signal PSD a été considéré comme étantnégligeable.Changement de réponse d’un détecteur UV-VIS en fonction de latempératureToute mesure solaire UV-VIS fait intervenir un coefficient α T (%/°C)caractérisant la sensibilité du signal de l’anode d’un photomultiplicateur enfonction de la température. En mode photocourant, ce coefficient est la sommede deux contributions (Singh & Wright, 1987, Young, 1963) :- Sensibilité de la photocathode. Ce coefficient α(I k ,λ) présente une dépendanceen longueur d’onde et en intensité I k (sauf pour les faibles photocourants). Engénéral, le coefficient est négatif aux courtes longueurs d’ondes et devientsubitement positif en fin de plage à l’approche de la longueur d’onde decoupure.- Sensibilité du gain (dynodes) : α m , sans dépendance spectrale ou en fonctionde la haute tension.En général ces deux contributions ne sont pas disponibles séparément etseul α T (λ) = α(λ) + α m est éventuellement indiqué dans les fiches techniques. Enmode de comptage de photons, la présence d’un seuil de discrimination pour ladétection des impulsions engendre une moindre dépendance en température dela réponse du détecteur (α m s’annule). Hamamatsu déclare que la dépendanceest à peu près la moitié de celle établie en mode photocourant (cf. PMThandbook, Hamamatsu, Chap. 8). Pour les détecteurs EMR de SOLSPEC, lesdonnées sont incomplètes. On a utilisé par défaut les données Hamamatsudisponibles en divisant par deux les courbes spectrales α T (λ) disponibles pourles adapter au mode de comptage de photons (voir ci-dessous). Un coefficientnégatif signifie un gain de sensibilité pour des températures décroissantes. Ne201

disposant pas de valeurs tabulées pour l’incertitude associée à α T (λ), on a fixéune valeur par défaut d’incertitude standard égale à 10 %.Fig. A.4.1-1Coefficient de température α T (%/°C) des photomultiplicateursUV (cathode Cs 2 Te) et VIS (tri-alkali, type S20) modélisant leschangements de gains en orbite.Note pour la mesure des températuresLes températures des détecteurs UV-VIS sont mesurées à l’aide dethermistances. L’incertitude standard de la lecture est de ~0,15 °C. La résolutionde la numérisation est limitée et correspond à ~0,03 °C.Lors de l’étalonnage absolu au sol, on a observé des températuresmoyennes et des incertitudes standard de (23,3 ± 1,5 °C) et (18,1 ± 0.3 °C)respectivement pour les canaux VIS et UV. Les régimes transitoires résiduels del’effet Peltier du détecteur VIS sont à l’origine de cette incertitude de 1,5 °C.Pour les mesures en orbite, les températures sont généralementcomprises dans la plage [-5, +5 °C]. On a respectiv ement retenu une valeur de+3 °C et 0,15 °C pour la température nominale de l’ étude et pour l’estimation del’incertitude standard.Linéarité des détecteurs UV-VISLe coefficient de non-linéarité a été déterminé expérimentalement à l’aided’un nombre limité de mesures (voir § II.5.3.2) Les valeurs suivantes ont étéretenues : K vis = (3,2 ± 0,3)x10 -7 seconde et K uv = (6,06 ± 0,3)x10 -7 seconde. Lesincertitudes ont été ajustées à ± 0,3x10 -7 de manière subjective, estimant qu’ellesenglobent au moins 2/3 des valeurs attendues lors d’une répétition de mesures.L’absence d’informations complémentaires a justifié l’utilisation d’une distributionéquiprobable aux bords mal définis. On définit une distribution trapèze adaptée àce contexte, avec u²(K) = α²(1+β²)/6. En ajustant les paramètres de la distributionβ = 2/3 et a = 9,10−8 16 / 13 , on maintient :u(K) = 0,3x10 -7 sec(A.4-4)202

A.5 Evaluation des incertitudes standardA.5.1 Eclairement des sources étalonsLuminance et éclairement spectral du corps noirTableau d’évaluation des incertitudes standard valables pour toutelongueur d’onde supérieure à 200 nm.Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionHomogénéité u(C Un ) ( 0,0025L)/ 2 3 W.cm -3 .sr -1 BrectangleEmissivité(indirectement)TempératureabsolueDiaphragme(diamètre)DistanceCorps noir -SOLSPECu(α)10−412nλ= 10α / ελRemarqueMesurée à ± 0,25 %(équivalent à unmaximum de ± 0,15 K). C W.cm².sr -1 B ε λ = (0,99988 ± 0,0001).LDonnée PTB−4u(T) 0,443 K B Incertitude : 0,44 KStabilité : 0,5 K/hDonnée PTBu(D) 0,0002 cm B D = (11,909 ± 0,002) mmDonnée PTBu(d) 0,005 cm B d = (1384,05 ± 0,05) mmTableau A.5.1-1Eclairement spectral du corps noir. Description des sourcesindividuelles d’incertitudes pour les canaux UV-VIS-IR.Homogénéité – u(C Un )La mesure d’homogénéité du faisceau a été réalisée par les métrologistesdu PTB. Pour un champ total de 111 minutes d’arc, l’inhomogénéité était de ±0,25 % au maximum, correspondant à une variation effective de température decavité de 0,15 K au maximum (pour la plage UV-VIS-IR de SOLSPEC). On aappliqué une correction de moyenne nulle. En attribuant une distributionrectangle, on a retenu l’incertitude standard suivante :u( CUn ) = (0,0025L) / 2 3 [W.cm -3 .sr -1 ] (A.5.1-1)203

Emissivité (indirectement) – u(α)L’incertitude pour ce paramètre α associé à l’équation de Planck dépendde l’estimation de l’émissivité ε λ . La valeur recommandée par le PTB est ε λ =(0,99988 ± 0,0001).−410 . C1L−4u(α ) = = 10 α / ε2λ [W.cm².sr -1 ] (A.5.1-2)nλTempérature absolue – u(T)L’incertitude standard délivrée par le PTB pour la température de la cavitéest de 0,44 K. Une contribution complémentaire a été intégrée. Elle concerne ladérive de la température au cours du temps. La stabilité typique est de 0,5 K/hassociée à une incertitude < 0,05 K. La dérive a été corrigée lors du traitementdes données grâce à la surveillance de la température par les radiomètres (cf. §II.6.3.3). On a réalisé la moyenne quadratique des incertitudes pour tenir comptede ces 2 contributions :u ( T ) = 0,443 [K] (A.5.1-3)Diaphragme – u(D)Le diaphragme est situé en sortie de la cavité corps noir. Son diamètrepeut varier légèrement au cours du temps par accrétion sur la crête d’atomes decarbone en provenance de la cavité (vaporisation). La valeur du diamètre est unedonnée métrologique du PTB. La mesure a été réalisée après les étalonnagesde juin 2007 et donne D = (11,909 ± 0,002) mm. On retient après conversion encm :u ( D)= 0,0002 [cm] (A.5.1-4)Distance – u(d)La distance entre le diaphragme du corps noir et la première surfaceoptique active d’un canal de SOLSPEC (surface frontale d’une lame dépolie enpré-fente) a été mesurée à l’aide des instruments de métrologie du PTB. Lamesure précise a donné d = (1384,05 ± 0,05) mm.u ( d)= 0,005 [cm] (A.5.1-5)Eclairement spectral d’une lampe du type FELOn se limite à la plage spectrale 250-371 nm intégrée au canal UV. Lestermes non nuls des équations II.7.2.2.2-10 & -11 sont évalués dans le tableauci-dessous. L’alignement de la lampe a été réalisé avec un laser et l’incertitudeassociée (terme C Al ) a pu être négligée. Le terme C dist exprime la propagation del’incertitude engendrée par une erreur de positionnement de la lampe sous formed’éclairement spectral. On a évalué cette incertitude maximale (∆d) à 1 mm.Comme la distance a été ajustée par valeur supérieure (utilisation d’une tigeétalon de 50 cm), il était raisonnable d’établir une distribution de probabilitéasymétrique et décroissante (triangle rectangle) entre 0 et ∆d (Obaton et al.,204

2007). Pour retrouver une symétrie, on a redéfini une PDF effective (distributiontriangle centrée sur zéro mais de largeur 2∆d) et l’on a obtenu : u( d)= ∆d/ 6 .Compte de la dépendance de l’éclairement (E std ) en 1/d², on a obtenu pardérivation :23 2 2u ( Cdist ) ∝ (2 / d ) . u ( d)(A.5.1-6)L’incertitude u(d) a pu être transposée en une expression donnant l’incertitudepour l’éclairement :2Estd2Estd∆du(Cdist) = u(d)=(A.5.1-7)d d.6Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionCertificat NIST u(C std ) E .0, 01Dérive(vieillissement)u(C drift )Interpolation u(C itp )Distance(indirectement)u(C dist )U. mW.m -2 .nm -1 AstdnormaleEstd.Estd.0,012260,00132E stdu(d)d2E std∆d=d.6(∆d = 1 mm)mW.m -2 .nm -1mW.m -2 .nm -1mW.m -2 .nm -1BtriangleBrectangleBTrianglerectangle(asymétrique)Remarque‘U’ = ½ courbe spectraled’incertitude (%) livréepar le NIST (k = 2).E std : éclairement spectralDérive : ~2 % / 50 heuresCompteur : ~30 heures0,1 % d’incertitudeassociée à l’interpolationdes données NIST(tabulation : 10 nm)Expression déduisantl’incertitude pour l’éclairementliée à une incertitudepour la distance.Tableau A.5.1-2Eclairement spectral d’une lampe de type FEL. Descriptiondes sources individuelles d’incertitudes (canal UV).Certificat NIST – u(C std )L’incertitude extraite d’un certificat NIST pour l’étalonnage des lampes dutype FEL est une courbe spectrale ‘U k2 ’ oscillant entre 1 et 1,8 % pour la plage250 – 371 nm et pour k = 2. La courbe ‘U’ ci-dessous pour u(C std ) est la moitié dela valeur de U k2 afin d’obtenir la déviation standard. On a obtenu, avec E std =éclairement spectral tabulée à 50 cm :u ( C ) = 0,01.U[ mW.m -2 .nm -1 ] (A.5.1-8)stdE std205

Dérive (vieillissement) – u(C drift )On a pris en considération une dérive maximale de 2 % pour 50 heuresd’utilisation. Les lampes F-545 et F-546 accumulaient environ 30 heuresd’utilisation lors de l’étalonnage de SOLSPEC. Pour une variable de type Bprésentant une distribution triangle, en supposant un vieillissement proportionnelau temps, on a obtenu l’estimation suivante pour l’incertitude associée à la dérivede l’éclairement :u C drift) = (0,012 E ) / 6 [ mW.m -2 .nm -1 ] (A.5.1-9)(stdInterpolation – u(C itp )Les valeurs sont tabulées tous les 10 nm dans le certificat NIST. Uneinterpolation mathématique (Walker et al., 1987) introduit une incertitude limitéepour la détermination de l’éclairement à d’autres longueurs d’onde. On a pris enconsidération une marge maximale de 0,1 %. Pour une variable de type B et unedistribution rectangle, on a obtenu :u C itp) = (0,001 E ) / 2 3 [ mW.m -2 .nm -1 ] (A.5.1-10)(stdEclairement spectral d’une source au deutérium (sous vide)Tableau d’évaluation des incertitudes standard.Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionCertificat PTB u(C std )Interpolation u(C itp )Distanceu(d)0 ,025I λµW.nm -1 .sr -1 AnormaleIλ.0,00120 ,001/ 233µW.nm -1 .sr -1mBrectangleBrectangleRemarqueDonnées PTB pour (k =2) : 5 % pour tout λ.E std : éclairement spectral0,1 % d’incertitudeassociée à l’interpolationdes données PTB(tabulation : 2 nm)d = 0,3563 m.Incertitude : 1 mm.Tableau A.5.1-3Eclairement spectral d’une lampe au deutérium étalonnéeau PTB en excitance spectrale. Description des sourcesindividuelles d’incertitudes (canal UV).Certificat PTB – u(C std )L’incertitude étendue relative (k = 2) livrée par le PTB pour l’excitancespectrale est de 5 %. Elle est constante pour chaque longueur d’onde. Onexprime donc pour k = 1 :u( Cstd ) = 0, 025 [µW.nm -1 .sr -1 ] (A.5.1-11)I λ206

Interpolation – u(C itp )Les données du certificat PTB sont tabulées tous les 2 nm. En reprenantla même marge maximale de 0,1 % et une distribution rectangle, on obtient :u Citp ) = (0,001 I ) / 2 3 [µW.nm -1 .sr -1 ] (A.5.1-12)(λDistance – u(d)La distance entre le plasma de la lampe et le dépoli SOLSPEC était égaleà (356 ± 1) mm. L’incertitude a été associée à la difficulté d’estimer la distanceentre l’arc et la fenêtre d’émission. Pour une distribution rectangle de largeur 1mm, on a obtenu :u ( d)= 0,001/ 2 3 [m] (A.5.1-13)A.5.2 Signal SOLSPEC face aux sources étalonsCanaux UV-VISTableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signal SOLSPECUV-VIS face à toute source étalon.Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionRemarqueEchelle λ u(C λ ) par calcul cps.s -1 B Détermination paréquation A.4-1S 0 : signal net (cps/s)généré par le corps noir@3050 K, des lampesFEL ou D2.Cf. Figures II.7.3.2-2 et -3Bande passante u(C ∆λ ) par calcul cps.s -1 B Détermination paréquations A.4-2 & -3S 0 : idem que ci-dessus.Cf. Figures II.7.3.2-2 et -3Linéarité u(K) 0,3x10 -7 s BtrapèzeSignal brut u(S) S cps APoissonCourantd’obscuritéu() < DC > / 120 cps(+ décimales)APoissonCf. équation A.4-4 etdiscussion associée.Pour chaque λ, S =signal (cps) accumulépendant tous les étalonnagesface à une source. = moyenne pourles 2 x 60 mesures,antérieures et postérieuresà l’acquisition duspectre.207

Transmission(colonne d’air de1384,05 ou 500mm, selon lasource)aau ( ) 0,1(1 )T r− T UnitérrelativeBIncertitude pour le calculde l’absorption UV (200-371 nm) : 10 %.Sous vide (λ < 200 nm)et pour le canal VIS :terme nul.Tableau A.5.2-1Signal des canaux UV-VIS SOLSPEC face à une sourceétalon (corps noir, lampes du type FEL ou au deutérium).Description des sources individuelles d’incertitude.Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(C λ ) et u(C ∆λ )Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S 0 a été expriméen cps/s pour toutes sources étalons. Pour le calcul de u(C λ ), l’imprécision ε λ deséchelles de longueur d’onde a été estimée à 0,05 nm pour l’UV et 0,15 nm pourle VIS. Pour u(C ∆λ ), les écarts calculés pour ε ∆λ n’ont pas dépassé 0,13 nm et 0,3nm pour les canaux respectifs UV et VIS et pour les sources étalons analysées.Un écart nul est toujours obtenu lorsque le spectre est constant en intensité.Signal – u(S)Le signal enregistre l’arrivée aléatoire des photons pour le tempsd’intégration donné. Le résultat est correctement décrit par une distribution dePoisson (variable de type A). La variance est égale à la moyenne. On considèreque le signal S correspond à la meilleure estimation de la moyenne. L’estimationdes incertitudes est donc :u ( S)= S [cps] (A.5.2-1)Courant d’obscurité – u()La mesure du courant d’obscurité répond également àune fonction de distribution poissonnienne. Le courant moyen est de 0,27 cps/spour le canal UV et 290 cps/s pour le canal VIS. En travaillant sur la valeurmoyenne des 120 acquisitions, on obtient une estimation plus précise del’incertitude :u ( < DC > ) = < DC > /120 [cps] (A.5.2-2)aTransmission – u ( T r)Pour le canal UV entre 200 et 371 nm l’extinction du rayonnement corpsnoir a été calculée pour une colonne d’air de 1384,05 mm en additionnant ladiffusion Rayleigh, l’absorption par l’ozone et par l’oxygène moléculaire (bandede Herzberg). Compte tenu de l’imprécision inhérente aux sections efficacesd’absorption de l’oxygène moléculaire, on a maintenu 10 % d’incertitude pourl’ensemble de ces calculs d’absorption. En conséquence, pour la transmission,on a obtenu :aau(T r) = 0,1(1 − T )[Unité relative] (A.5.2-3)r208

Canal IRTableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signal SOLSPECIR face au corps noir.Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionRemarqueEchelle λ u(C λ ) par calcul VoltsDigitaux B Détermination paréquation A.4-1S 0 : signal net (voltsdigitaux) généré par lecorps noir @3014 K.Cf. Figure II.7.4.2-5Bande passante u(C ∆λ ) par calcul VoltsDigitaux B Détermination paréquations A.4-2 & -3S 0 : signal net (voltsdigitaux) généré par lecorps noir @3014 K.Cf. Figure II.7.4.2-5Signal brut u(S) 7σ NCourantd’obscuritéTransmission(colonne d’air de1384,05 mm)u()IR 2/1120aau ( ) 0,02(1 )T rVoltsDigitaux B Loi en racine carréevérifiéeexpérimentalement.σ = écart type du signal7IR 2N σ VoltsDigitaux(+ décimales)− T UnitérrelativeBB7IR2IR2 pour un facteur deréduction du bruit (n) = 7.N = nombre de passages = moyenne pourles 2 x 60 mesures,antérieures et postérieuresà l’acquisition duspectre.Incertitude pour le calculde l’absorption H 2 O dansl’IR (0,647-3,088 µm) : 2%Tableau A.5.2-2Signal du canal IR de SOLSPEC face au corps noir.Description des sources individuelles d’incertitude.Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(C λ ) et u(C ∆λ )Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S 0 a été expriméen en volts digitaux face au corps noir à 3014 K. Pour le calcul de u(C λ ),l’imprécision ε λ des échelles de longueur d’onde a été estimée à 0,5 nm (canalIR). Pour u(C ∆λ ), les écarts calculés pour ε ∆λ n’ont pas dépassé 0,25 nm pour lesignal face au corps noir.209

aTransmission – u ( T r)Le paragraphe II.6.6.4 a exposé les résultats de la correction del’absorption IR par la vapeur d’eau (le CO 2 a un impact négligeable). L’incertitude(~10 %) de la valeur absolue des sections efficace était sans importance pour leprocessus itératif. L’analyse du résidu de l’ajustement a permis de retenir uneincertitude standard de l’ordre de 2 % pour la mesure de l’absorption. On a doncobtenu pour la transmission :aau(T r) = 0,02(1 − T ) [Unité relative] (A.5.2-4)Analyse du bruit du canal IRrLa détermination de u(S) et u() est particulière. Elle a fait l’objetd’une étude expérimentale du bruit du signal IR. Pour rappel, le signal IR est lu àtravers 3 voies de mesures qui amplifient un même signal d’entrée (signal envolts DC, redressé et intégré en sortie de la détection synchrone). Les 3 gainsdélivrent une amplification x1, x4 et x40. Le signal est une moyenne de 2 nlectures (‘n’ = facteur de réduction de bruit) réalisées par le logiciel de vol. Lesignal des 3 gains est numérisé dans une échelle de 16 bits (bipolaire).- Le bruit de photon n’est pas négligeable dans l’infrarouge. Il génère un rapportsignal à bruit élevé car l’énergie des photons est faible. Les termes dominantsdu bruit proviennent de la chaîne de détection (détecteur PbS pré-ampli,détection synchrone, …). On observe en effet que la fluctuation du signal (envolts digitaux) présente un niveau constant. Il ne dépend pas de l’intensité dusignal. C’est un bruit blanc lié uniquement à l’électronique.- Le rapport signal à bruit doit être identique pour chaque voie de mesure car lesignal natif VDC et sa fluctuation sont amplifiés conjointement. Cette relation abien été vérifiée expérimentalement pour des facteurs de réduction de bruitélevés (voir ci-dessous à gauche).- En l’absence d’un bruit de photons dominant, l’incertitude associée à lamesure du signal suit une distribution gaussienne. La moyenne obtenueaprès 2 7 lectures correspond à la meilleure estimation du signal. Pour Nrépétitions de cette mesure, l’échantillon des moyennes suit égalementune distribution normale d’écart type proportionnel à 1 / N . L’analyse desmesures a confirmé cette relation que l’on a alors intégrée dans le calculd’incertitude. Pour le canal IR2, l’écart type du bruit du signal était de 26,1(volts digitaux) pour une moyenne de 2 7 lectures. Pour le nombre de répétition(N) on a obtenu :σ 26,1 u ( S ) 7= σ / IRN7= IR221 7u( < DC > ) = σIR2120N[VoltsDigitaux] (A.5.2-5)210

Fig. A.5.2-1 Analyse du bruit du signal IR. A gauche, rapport des déviationsstandard du signal de la voie IR3 par rapport aux voies IR2 et IR1 en fonction dufacteur de réduction du bruit. Une valeur de rapport σ(IR3)/40.σ(IR1) etσ(IR3)/10.σ(IR2) égale à 1 signifie que les 3 voies de mesure ont le mêmerapport signal à bruit. A droite, évolution de l’écart-type du signal IR (courantd’obscurité) pour les 3 gains en fonction du facteur de réduction du bruit. Lanormalisation à 1 pour n=7 a permis d’observer la similitude prévisible ducomportement des 3 gains (même signal natif : signal VDC en sortie de ladétection synchrone).A.5.3 Courbe de réponse pour le canal UVDiscussion pour les incertitudes standard composées, associées auxcourbes de réponse établies pour chaque source étalon.Courbe de réponse sous vide (jonction deutérium – corps noir)Un coefficient de normalisation (C diff ) a été introduit pour l’ajustemententre la courbe de réponse déterminée sous vide et à pression atmosphérique(cf. § II.6.4.3 et équations II.7.2.2.2-15 à -17). L’incertitude associée à C diff a étéévaluée. La valeur moyenne du coefficient C diff pour la plage (200-245 nm) estde 0,852. Une variation pic à pic de ~2 % a été observée lors de la mesure de cefacteur 0,852. La dépendance en longueur d’onde des propriétés de diffusionétant incertaine, une marge de 1 % a été prise en considération lors del’extrapolation de la normalisation jusqu’à 166 nm. Un écart type de 3 % afinalement été retenu pour ce coefficient C diff afin d’englober au mieux lessources d’incertitude :u( C diff) = 0, 03 C diff[unité relative] (A.5.3-1)211

Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionNormalisationdeutérium /corps noiru(C diff )0,03CdiffUnitérelativeBRemarqueVariations pic à picde ~2 % + 1 % demarge.Tableau A.5.3-1Jonction entre les réponses du canal UV, sous vide et àpression atmosphérique. Description de l’incertitude pour lecoefficient de normalisation C diff .Pour la source au deutérium, et en tenant compte de la corrélation entreE étalon et SIG SOLSPEC (coefficient de corrélation = 1), on obtient pour l’incertitudestandard composée de la réponse sous vide :Fig. A.5.3-1Etalonnage sous vide du canal UV (source au deutérium).Incertitude standard composée et contributions individuelles(%) associée à la courbe de réponse.La contribution dominante n’est plus associée à l’incertitude affectant lesignal SOLSPEC, grâce à la répétition des mesures sous vide réalisées à l’IASB.Courbe de réponse UV à pression atmosphérique (corps noir –lampes FEL)Le bilan d’incertitude associé aux courbes de réponses UV est dans unpremier temps établi séparément pour le corps noir (200-371 nm) et les lampesdu type FEL (250-371 nm). Les résultats sont les suivants :212

Fig. A.5.3-2 Etalonnage à pression atmosphérique du canal UV.Incertitude standard composée et contributions individuelles(%) associée aux réponses FEL (à gauche) et du corps noir(à droite).A partir du rayonnement corps noir, l’incertitude standard de la courbe deréponse est inférieure à 4 % entre 230 et 335 nm et à 3 % entre 240 et 330 nm.Une montée rapide à 70 % a été observée en fin de plage spectrale enconséquence du faible signal enregistré. En début de spectre, l’incertitude resteinférieure à 10 % à l’exception de la plage d’activation du filtre UV qui a bénéficiéd’une moindre accumulation de signal entre 217 et 235 nm.A partir d’une lampe du type FEL, l’incertitude standard de la réponsereste inférieure à 5 % pour les longueurs d’onde inférieures à 340 nm. Parrapport au corps noir, un signal plus intense a pu être accumulé en fin de plage.La dégradation de l’incertitude a été limitée à 30 % à 371 nm contre 70 %précédemment. En milieu de plage (vers 290 nm), la courbe de réponse obtenueau PTB est la plus précise.A.5.4 Mesure solaire nominale en orbiteCanaux UV-VISTableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signalSOLSPEC UV-VIS lors d’une mesure solaire nominale (temps d’intégration de0,6 s).Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionRemarqueEchelle λ u(C λ ) par calcul cps.s -1 B Détermination paréquation A.4-1S 0 : signal net (cps/s)213

généré par le Soleil.Cf. fig. II.7.3.4.1-1 et -2Bande passante u(C ∆λ ) par calcul cps.s -1 B Détermination paréquations A.4-2 & -3S 0 : idem que ci-dessus.Cf. fig. II.7.3.4.1-1 à -2Linéarité u(K) 0,3x10 -7 s BtrapèzeSignal brut u(S) S cps APoissonCourantd’obscuritéu() < DC > / 120 cps(+ décimales)Dépointage u(F) 0,0025 UnitérelativeAPoissonBCf. équation A.4-4 etdiscussion associée.Pour chaque λ, S =signal (cps) obtenu faceau Soleil en 0,6 s (tempsd’intégration nominal). = moyenne pourles 2 x 60 mesures,antérieures et postérieuresà l’acquisition duspectre (∆t = 0,6 s).Cf. Annexe A.4.Pour une correction depointage : exploitation desrésultats criss-cross.Incertitude d’une correction :0,25 %.Température u(α T ) α / 10 %/°C B Cf. Annexe A.4.TPrise en compte d’uneincertitude de 10 % pour lechangement de réponsed’un PM en fonction de laTempérature.Tableau A.5.4-1Signal des canaux UV-VIS de SOLSPEC lors d’une mesuresolaire nominale. Description des sources individuellesd’incertitudes.Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(C λ ) et u(C ∆λ )Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S 0 a été expriméen cps/s. Il représente le signal enregistré face au Soleil pendant un tempsd’intégration de 0,6 s. Pour le calcul de u(C λ ), l’imprécision ε λ des échelles delongueur d’onde définies lors des mesures au sol (cf. § A.5.2) pour les plagesspectrales (166-908 nm) est inchangée. Pour la longueur d’onde centrale λ c (cf.éq. A.4-2), le signal E(λ) a été obtenu en divisant S 0 par la réponse duphotomultiplicateur du canal étudié. Pour u(C ∆λ ), les écarts ε ∆λ entre leslongueurs d’onde centrales et de référence n’ont pas excédé ±0,3 nm et -0,2 à+0,6 nm au maximum pour les canaux respectifs UV et VIS. Ces écartsε ∆λ sontplus élevés lors de mesures en orbite car les raies de Fraunhofer engendrentdes variations à forte pente du signal.Canal IR214

Tableau d’évaluation des incertitudes standard pour le signalSOLSPEC IR lors d’une mesure solaire nominale (2 7 lectures du signal).Source individuelled’incertitudeVariableNature Expression Valeur Unité TypeDistributionRemarqueEchelle λ u(C λ ) par calcul VoltsDigitaux B Détermination paréquation A.4-1S 0 : signal net (voltsdigitaux) généré par leSoleil.Cf. fig. II.7.3.4.1-3Bande passante u(C ∆λ ) par calcul VoltsDigitaux B Détermination paréquations A.4-2 & -3S 0 : signal net (voltsdigitaux) généré par leSoleil.Cf. fig. II.7.4.4.1-3Signal brutCourantd’obscuritéu(S)u()22120.2σ 7n IR27VoltsDigitaux B Loi en racine carrée7VoltsDigitauxσ 7 (+ décimales)n IR2Dépointage u(F) 0,0025 Unitérelative2BBvérifiée expérimentalement.σ = écart type du signal7IR2IR2 pour un facteur deréduction du bruit (n) = 7. = moyenne pourles 2 x 60 mesures,antérieures et postérieuresà l’acquisition duspectre.Cf. Annexe A.4.Pour une correction depointage : exploitation desrésultats criss-cross.Incertitude d’une correction :0,25 %.Tableau A.5.4-12 Signal du canal IR de SOLSPEC lors d’une mesure solairenominale. Description des sources individuellesd’incertitudes.Echelle de longueur d’onde et bande passante – u(C λ ) et u(C ∆λ )Pour déterminer ces incertitudes (cf. § A.4), le signal net S 0 (volts digitaux)face au Soleil a été enregistré après une moyenne de 2 7 lectures. Pour le calculde u(C λ ), l’imprécision ε λ des échelles de longueur d’onde définies lors desmesures au sol (cf. § A.5.2) est inchangée. Pour la longueur d’onde centrale λ c(cf. éq. A.4-2), le signal E(λ) a été obtenu en divisant S 0 par la réponse détecteurPbS. Pour u(C ∆λ ), les écarts ε ∆λ entre les longueurs d’onde centrales et deréférence n’ont pas excédé -0,6 à +0,7 nm au maximum.215

Annexe - BComposants opto-mécaniquesDéveloppements complémentairesB.1 Réseaux holographiques ............................................................................. 216B.2 Intégration des réseaux et des fentes ........................................................... 217B.3 Caractéristiques des lampes et des fibres optiques ...................................... 219B.4 Caractéristiques des détecteurs ................................................................... 220B.1 Réseaux holographiquesLes réseaux SOLSPEC ont été développés par la société Jobin-Yvon(Longjumeau, France). Selon leur classification, ce sont des réseaux de type IV,holographiques concaves à déviation constante et sans blaze. La correction desaberrations optiques a été optimisée pour les plages spectrales de l’instrumentSOLSPEC, en particulier pour l’astigmatisme. Un réseau SOLSPEC est éclairéhors axe optique et l’image de la fente d’entrée est formée dans le plantangentiel ‘Lbt’ de l’astigmatisme. Dans ces conditions, cette image est nettedans le sens de la hauteur de fente et le facteur d’agrandissement est proche deun. Une correction d’astigmatisme consiste à réduire la distance entre les plansimages sagitaux ‘Lbs’ et tangentiels ‘Lbt’. Les distances relatives de ces planssont spécifiques à chaque réseau et peuvent s’inverser en fonction de lalongueur d’onde diffractée. Pour une plage spectrale donnée, le savoir-faire de lasociété Jobin-Yvon a permis d’annuler l’astigmatisme pour une longueur d’ondecentrale et a permis de réduire cette aberration pour les longueurs d’ondevoisines. Le sens de fonctionnement du réseau est asymétrique et déterminé parcette optimisation de la correction de l’astigmatisme (ajustée pour l’ordre 1). Lessupports de réseaux sont en Zérodur. Le diamètre et l’épaisseur au centre sontrespectivement de 30 et 9,5 mm. Leurs caractéristiques sont les suivantes :UV VIS IRRéférence 522 00 630 522 00 640 522 00 650Nombre de traits (mm -1 ) 3600 1281 353,83Plage spectrale indicative (nm) 175-400 300-850 800-3200Rayon de courbure (mm) 96,3 100 107,14Traitement de surface Al + MgF 2 Al AuAngle de déviation 38°42’ 38°41’30 ″ 19°37’26 ″216

Distance L A (mm)(fente d’entrée – sommet du réseau)Distance L B (mm)(sommet du réseau – fente de sortie)92,4 100 10099,36 96,67 122,63Tableau B.1-1Caractéristiques techniques des réseaux Jobin-Yvon deSOLSPEC.B.2 Intégration des réseaux et des fentesRévision du système de fixation des réseaux. Utilisation d’une cléautorisant un alignement précis des traits des réseaux (cf. § II.3.1.2 et II.1.2.2).Fig. B.2-1Nouveau système de fixation des réseaux (conception IASB).Une clé est insérée dans la protection du cylindre alésé pourle maintien du support du réseau pendant le serrage aucouple. A gauche : support d’un réseau.Intégration des réseaux dans les spectromètres (cf. § II.1.1).Fig. B.2-2Coupes transversales des spectromètres. De gauche àdroite : canaux UV, VIS et IR. Vue du support de fented’entrée (1), de la position des réseaux (2), et du support defente de sortie (4). En projection, rail optique support de fenteintermédiaire (3).217

Pour chaque monochromateur, une coupe transversale montre ladisposition des éléments optiques. Les deux réseaux (2) et le rail optique interne(3) sont vus en projection. Les fentes d’entrée (1) et de sortie (4) sontrespectivement solidaires de la paroi supérieure et latérale. La somme des 2angles de déviation constante détermine l’inclinaison du support de fente desortie par rapport à la fente d’entrée.Particularité du couplage entre le cylindre support de réseaux et le levier.La vis micrométrique est parallèle aux axes optiques verticaux desspectromètres. Lorsque le levier est perpendiculaire à cette vis, lesperpendiculaires aux premiers réseaux UV et IR sont inclinées de 12° par rapportaux axes optiques. Cet angle est de 5° pour le prem ier réseau VIS.Fig. B.2-3Coupes transversales du cylindre alésé. Positions relativesdes supports de réseaux. L’axe de rotation de ce cylindrecorrespond aux centres des cercles. De gauche à droite :réseaux UV, VIS et IR. Les premiers et seconds réseaux desdoubles monochromateurs sont respectivement notés (1) et(2).Les dimensions des fentes sélectionnées comme modèles de vol sont lessuivantes :Pré-fente(mm²)Fented’entrée(mm²)Fenteintermédiaire(mm²)Fente desortie(mm²)Canal UV 2 x 2,5 1 x 0,4 1,1 x 0,44 1,1 x 0,44Canal VIS 2 x 2,5 1 x 0,15 1,5 x 0,3 1 x 0,15Canal IR 7 x 0,5 6 x 0,2 10 x 0,4 12 x 0,4Tableau B.2-1Tableau des fentes modèle de vol. Les dimensions modifiéespar rapport à la version SOLSPEC SpaceLab sont en gras.218

B.3 Caractéristiques des lampes et des fibresoptiquesLampes au deutériumLes caractéristiques techniques des nouvelles lampes au deutérium sontles suivantes (cf. § II.2.3.2.1) :- Enveloppe. Longueur 120 mm, une lentille plan-convexe en MgF 2 complète lachaîne de verre.- Structure interne. Le boitier arrière contient l’anode et la cathode. La zoneémettrice est localisée à ~100 mm de la lentille et limitée par un diaphragmede l’ordre d’un millimètre de diamètre. Le boîtier avant est constitué dedéflecteurs à symétrie cylindrique limitant le cône d’émission. La structurearrière de la lampe est constituée de raidisseurs croisés en Kovar® (alliageFeNiCo). Ils contribuent à la rigidité de l’ensemble en maintenant l’alignementdes déflecteurs et servent de supports aux connections électriques entre lesystème anode-cathode et les broches d’alimentation externe.- Séquence nominale de mise sous tension. Une résistance chauffante(filament, 10 VDC pendant 60 s) facilite l’amorçage de l’arc en fournissant aupréalable des électrons libres. L’arc est créé par une décharge de hautetension (500 V) puis stabilisé en régime nominal (80 V, 250 mA). La tension dufilament est ensuite réduite à 4 VDC. La température de la lampe est de l’ordrede 125 °C au voisinage de la zone émettrice et 30 ° C près de la lentille.Caractéristiques des fibres optiques pour les lampes à ruban detungstène VIS (cf. § II.2.3.3.2)- Condenseur : lentille asphérique (profil parabolique) en silice de synthèse, decourte focale (16,36 mm).- La fibre est composée de 37 monobrins. Elle est livrée par la société SEDI(France). Ce choix d’une fibre multibrins s’est imposé pour disposer d’unarrangement de forme rectangulaire en entrée (fente de 0,75 x 3,25 mm²) et àsymétrie circulaire en sortie. L’arrangement des brins est aléatoire. Lesmonobrins sont du type multimode à saut d’indice (silice/silice) de 200 µm dediamètre. Ouverture numérique : 0,22 (cône de 25°). La gaine de la fibre esten Hytrel (du Pont de Nemours, France), élastomère thermoplastique flexiblerésistant et ne dégazant pas. Le Hytrel détermine la rigidité de la fibremultibrins et offre des rayons de courbure de l’ordre de 20 mm. Lesterminaisons de fibre sont des férules cylindriques. En sortie, la féruleminiature (du type connecteur SMA 905) est intégrée dans un supportmécanique de conception IASB.219

B.4 Caractéristiques des détecteursDétecteurs UV-VISLes détecteurs UV-VIS sont des tubes photomultiplicateurs. Ilsfonctionnent sous vide et sont constitués d’une fenêtre latérale, d’unephotocathode et d’une série d’électrodes (dynodes) à laquelle est appliquée unehaute tension. Le signal est collecté à l’anode. La cathode convertit l’énergielumineuse incidente en énergie électrique par effet photoélectrique. Laprobabilité d’émission induite d’un photoélectron par photon incident est définiecomme étant l'efficacité quantique. Sa dépendance en longueur d’onde dépendde la transmission de la fenêtre d’entrée et de la nature de la cathode.Le courant d’obscurité est une émission spontanée d’électrons dans lacathode et les dynodes. Il est induit par l’agitation thermique des électrons dontcertains franchissent le seuil d’énergie de libération (émission thermoïonique).Ce signal dépend de la température mais peut être considérablement réduit parrefroidissement de la cathode. Les détecteurs SOLSPEC fonctionnent en modede comptage de photons, adapté à la détection de faibles signaux. Ce mode estpeu dépendant de la variation de haute tension appliquée aux dynodes. Le signalcréé par un photon est amplifié et produit une impulsion sur l’anode. Il estcomptabilisé par une électronique (PAD, Pulse Amplifier Discriminator) parlaquelle les impulsions associées au bruit sont éliminées grâce à un seuild’intensité prédéfini par un LLD (Low Level Discriminator). Enfin, un comparateurnumérise l’impulsion en niveau logique (CMOS, Open Collector Output pourSOLSPEC). Les caractéristiques techniques sont les suivantes :UVVISRéférence EMR 641F-09-18-03900 641E-01-18-03900Fenêtre MgF 2 Corning 7056Photocathode Cs 2 Te TrialkaliSurface active (diamètre, mm) 9,5 10Nombre de dynodes 18 18Amplification 10 6 @2160 V 10 6 @2005 VCourant d’obscurité 1,9 x10 -4 nA @2160 V 0,28 nA @2005 VTableau B.4-1Caractéristiques techniques des détecteurs UV-VIS.Les détecteurs présentent des temps de réponse très courts etfonctionnent pour de larges plages spectrales. La susceptibilité magnétique nepeut être négligée.Le niveau du courant d’obscurité du détecteur VIS a été mesuré. Lesrésultats exprimés en coups/s sont les suivants :220

Fig. B.4-1Relation obtenue entre la température de la thermistanceproche de la photocathode du détecteur VIS et son courantd’obscurité.Détecteur et échantillonneur IRL’échantillonneur n’a pas été modifié par rapport à SOLSPEC SpaceLab.C’est un oscillateur mécanique du type diapason (Bulova CH10, ScitecInstruments) réglé en usine sur 512 Hz. Deux pales activées par un électroaimant(excitateur) interceptent et modulent le faisceau lumineux. Un secondélectro-aimant (lecteur) fournit un signal de référence en sortie. Le détecteur IRest une photodiode PbS Hamamatsu (ref. P2682).Fig. B.4-2Echantillonneur et détecteur de la nouvelle électronique IRpour SOLAR SOLSPEC.221

Annexe - CLogiciel et électroniqueDéveloppements complémentairesC.1 Procédure de remise à zéro (RAZ) .............................................................. 222C.2 Tableaux de paramètres (filtres et mode cathode creuse) ............................ 224C.3 Chaîne de détection du canal IR ................................................................. 227C.1 Procédure de remise à zéro (RAZ)Cet algorithme permet de définir l’origine de l’échelle des incrémentsassociée au moteur (cf. § II.2.4). La procédure doit être activée lors de chaquemise sous tension de SOLSPEC du fait de l’absence de codeur optique absolu. Ilcontribue à la reproductibilité (à un incrément près) des échelles de longueurd’onde.Les éléments mécaniques impliqués sont les suivants.- Le chariot se déplaçant en translation le long de la vis micrométrique. Il estéquipé d’un ergot métallique.- La carte du moteur, équipée d’un opto-coupleur contenant un émetteur (LED)et un récepteur. L’angle solide du récepteur vu depuis la LED définit un cônede lumière pouvant être intercepté par l’ergot. La largeur de ce cône est de1402 incréments moteur.- Le moteur est équipé d’un codeur optique : un disque métallique muni d’uneouverture définissant un secteur ouvert de 7,88°. U n opto-coupleur (émetteur –récepteur) est positionné de part et d’autre de ce disque. La résolutionangulaire du moteur pas à pas (48 incréments moteur par tour) est de 7,5°. Aucours d’une révolution, l’opto-coupleur détecte immanquablement l’ouverturedu codeur optique.- Des butées de fin de course limitent le déplacement du chariot en interrompantl’alimentation du moteur. Lors d’une mise sous tension de SOLSPEC,l’algorithme analyse l’état des butées (en contact ou non avec le chariot) etenclenche le dégagement du chariot si nécessaire.- La distance entre la butée basse et le cône de lumière est de 1347 incréments.La distance entre la position arrêt et la butée haute est de 780 incréments.L’algorithme RAZ exploite les informations conjointes du codeur et del’opto-coupleur de la carte du moteur. Pour un chariot en position arrêt (positionmoteur : 27100), la procédure est la suivante :222

- Descente du chariot vers la butée basse. Détection de l’entrée dans le cône,dégagement (sortie du cône) suivi d’un changement de direction pourl’interception du cône en mouvement ascendant.- Détection de l’entrée dans le cône. Arrêt du moteur. Redémarrage en vitesseréduite et activation du codeur du moteur. Rotation lente jusqu’à la détectionde l’ouverture du codeur (après 28 incréments pour le modèle de vol). Onobserve une absence d’inertie : l’arrêt du moteur est instantané.Fig. C.1-1Recherche de l’origine de l’échelle des incréments moteur.Description de la séquence finale. Les signaux représententles impulsions du moteur, les détecteurs de la carte moteur etdu codeur.Lors de la première mise en mouvement du moteur, il existe uneprocédure de dégagement (-3000 incréments suivi de +3000 incréments)destinée à éviter la butée haute ou à détecter une présence éventuelle de l’ergotdans le cône. Cette situation pourrait survenir si SOLSPEC a été mis horstension en urgence lors d’une mesure précédente. Dans ce cas, le chariot n’estpas en position arrêt.223

780 pasButée hauteArrêt (p = 27100)Largeur du cône de lumière(opto-coupleur de la carte du moteur)1402 pas1347 pasOrigine de l’échelle des incréments du moteur(détection du repère du codeur du moteur)28 pasButée basseFig. C.1-2Description des repères pour l’échelle des incréments dumoteur : butées, cône de lumière de l’opto-coupleur de lacarte du moteur, position arrêt et origine de l’échelle desincréments. Cette origine correspond à la détection du repèredu codeur du moteur.C.2 Tableaux de paramètres (filtres et modecathode creuse)Le tableau de paramètres est sauvegardé dans la mémoire PROM deSOLSPEC (Xicor X28C256DMB-20, 5 volts Byte alterable E2PROM).Tableau pour l’activation des filtresLes incréments moteur associés aux passages des filtres doivent être desmultiples de 40 pour les modes d’acquisition nominaux, pour ne pas perturberl’échantillonnage des spectres réalisé tous les 40 incréments entre 0 et 27080.On a donc encodé les valeurs suivantes par défaut (cf. § II.3.3 et II.3.4).Longueurd’onde (nm)Incrémentmoteur(le plus prochemultiple de 40)Position dufiltre (logiciel)Canal UV146,87 0 0 (Off)Remarques224

217 7600 1 (On) λ(7600) = 216,95 nm320 20120 0 (Off) λ(20120) = 320,15 nm371,09 27100 0 (Off) Position arrêtCanal VIS231,28 0 0302 2560 1 λ(2560) = 302,14 nm410 6560 2 λ(6560) = 409,98 nm683 17320 3 λ(17320) = 682,68 nm908,52 27100 3 Position arrêtCanal IR647,46 0 0902 2400 1 λ(2400) = 901,52 nm1690 10120 2 λ(10120) = 1690,82 nm3276,89 27100 2 Position arrêtTableau C.2-1Tableau pour l’activation des filtres. Analyse pour chaquecanal.L’acquisition d’un spectre en mode M1 ou M2 est divisée en 16 plagesspectrales assimilant le passage des filtres pour les 3 canaux. Il en résulte letableau suivant :PlageDébut(incrémentmoteur)Fin(incrémentmoteur)Canal UVPositionCanal VISPositionCanal IRPositionphysique logiciel physique logiciel physique logicielR0 0 2400 1 (Off) 0 1 0 1 0R1 2400 2560 1 (Off) 0 1 0 2 1R2 2560 6560 1 (Off) 0 2 1 2 1R3 6560 7600 1 (Off) 0 3 2 2 1R4 7600 10120 2 (On) 1 3 2 2 1R5 10120 17320 2 (On) 1 3 2 3 2R6 17320 20120 2 (On) 1 4 3 3 2R7 20120 21600 1 (Off) 0 4 3 3 2R8 21600 22000 1 (Off) 0 4 3 3 2R9 22000 22400 1 (Off) 0 4 3 3 2R10 22400 22800 1 (Off) 0 4 3 3 2R11 22800 23200 1 (Off) 0 4 3 3 2225

R12 23200 23600 1 (Off) 0 4 3 3 2R13 23600 24000 1 (Off) 0 4 3 3 2R14 24000 24520 1 (Off) 0 4 3 3 2R15 24520 27100 1 (Off) 0 4 3 3 2Tableau C.2-2Tableau d’activation des filtres pour les 16 plages des modesd’acquisition solaire et lampes (M1 et M2).Tableau de plages spectrales pour le mode cathode creuseLes raies Cu, Zn et Ar les plus intenses de la lampe à cathode creuseargon ont été sélectionnées pour les canaux UV-VIS (voir § II.2.3.4.3). Pour lemode d’acquisition M3 (cathode creuse), on définit un tableau décrivant les 16plages spectrales centrées sur les PSF. On remarquera l’ajustement del’échantillonnage à 4 ou 10 incréments moteur respectivement pour une raie UVou VIS de manière à disposer de 10 points de mesure par largeur de raie à mihauteur.Une raie VIS particulière (Ar I 763,51 nm) est analysée plusprécisément par un échantillonnage de deux incréments moteur.Plages Début Fin IncrémentR0 3320 3440 4R1 7050 7410 10R2 8190 8330 4R3 9040 9180 4R4 10570 10910 10R5 11070 11500 10R6 15160 15480 10R7 16600 16920 10R8 16920 17140 4R9 18240 18400 4R10 18400 18750 10R11 19080 19280 4R12 19540 19760 4R13 20570 20880 2R14 20950 21230 4R15 22200 22460 4Tableau C.2-3Tableau définissant les 16 plages spectrales centrées sur lesraies Cu, Zn et Ar les plus significatives de la lampe àcathode creuse pour le mode M3.226

C.3 Chaîne de détection du canal IRLa révision complète de l’électronique de détection IR a été décidée.L’électronique précédemment développée par un partenaire industriel (SABCA,Belgique) a été entièrement remplacée par une nouvelle chaîne de détectiondéveloppée à l’IASB. Elle utilise le principe de mesure de détection synchrone,non explicité ci-dessous. Les éléments les plus relevant sont les suivants.- Le détecteur PbS est polarisé à 30 Volts et associé à un préamplificateur. Cedernier convertit en tension puis amplifie les variations périodiques dephotocourant du détecteur engendrées par la modulation du signal lumineux.L’architecture centrale est constituée de l’amplificateur de précision AD524S(Analog device). Le gain est de l’ordre de 1000. Le signal alternatif en sortieprésente un biais résiduel par rapport à la référence de 0 Volt. Il est lié àl’action d’un filtre passe-haut qui engendre également un bruit blanc.- Pour la démodulation, l’onde de référence est modifiée afin de produire unéchantillonnage de chaque demi-période du signal IR en trois tiers. Seul letiers central est prélevé pour optimiser le rapport signal à bruit.- Un signal IR inverse est également créé. Cette symétrie, définie par rapport àla masse des amplificateurs opérationnels, joue un rôle fondamental dans leredressement. Elle permet à la détection synchrone de SOLSPEC d’êtretotalement indépendante du biais résiduel du signal issu du préamplificateur.On obtient un signal redressé tel que son intégration par un filtre passe-basélectronique donne un signal DC réellement proportionnel à la quantité delumière incidente. En effet, quel que soit le biais, l’intégration correspond à lasurface comprise entre le maximum et le minimum du signal initial (voir cidessous).- Les signaux IR redressés sont transférés pour numérisation vers la carte CAD.Le convertisseur 16 bits est le modèle 7805ALPRP de Maxwell TechnologiesCompany) utilisé en mode bipolaire (gamme d’entrée ± 10 Volts).227

Fig. C.2-1 Démodulation du signal IR. A gauche : illustration du traitement dusignal IR modulé. Seuls les tiers centraux des demi-périodes sontconservés. A droite, démonstration de la neutralisation du biais dusignal IR. Pour l’exemple, on analyse le cas d’un biais supérieur àl’amplitude du signal. Prélever en alternance par demi-périodes lesignal IR puis son inverse (cf. segments 1 et 2) conduit à uneintégration dans le filtre passe-bas électronique totalementindépendante du biais. En effet, le segment (3) représente danstous les cas la distance comprise entre le maximum et le minimumdu signal IR. L’axe de symétrie est la masse du circuit redresseur.228

Annexe - DIntégration et caractérisationDéveloppements complémentairesD.1 Alignement des doubles monochromateurs .................................................. 229D.2 Définition des filtres VIS et IR ....................................................................... 232D.3 Tests environnementaux .............................................................................. 235D.1 Alignement des doubles monochromateursLa procédure d’alignement (cf. § II.3.1.3) a été réalisée dans l’ordre suivant.Nous désignons respectivement par FE, FI et FS : la fente d’entrée, intermédiaireet de sortie.Réglage en translation du cylindre aléséL’axe du cylindre alésé peut être translaté avec précision par une vis debutée. A l’autre extrémité, un système de rondelles en béryllium exerce une forcede rappel sous l’action de cette vis. Ce montage ne présente pas de jeu. Pour leréglage, une FE de test bien centrée et une source lumineuse ont été utilisées. Leréseau était utilisé en incidence normale. L’alignement optimal a été atteint lorsquele retour de l’ordre zéro au verso de la FE a coïncidé avec celle-ci. Un mêmeréglage de la vis de butée convient évidemment pour les trois canaux UV, VIS etIR.Alignement des traits du 1 er réseauLes traits doivent être parallèles à l’axe du cylindre alésé et à la FE. Le testconsistait à analyser la bande d’un spectre continu diffracté par le réseau,contenant les ordres successifs de diffraction. On a observé le retour de ces ordresau verso de la FE lors d’une mise en rotation du 1 er réseau par la vismicrométrique. L’objectif consistait à annuler le décalage latéral des raies parrapport à la FE pour les ordres non nuls. Ce décalage était induit par un défaut deparallélisme des traits (par rapport à la FE) qui provoquait une rotation de la bandede spectre avec l’ordre 0 comme pivot. La procédure était itérative. Les décalageson été annulés lorsque le parallélisme des traits a été atteint. L’orientation dusupport du réseau a été contrôlée à l’aide de la clé spéciale (cf. § II.1.2.2). La vis deblocage du réseau a ensuite été serrée à 110 Nm.Ajustement du rail support de miroirs et FILa position du support de FI a été vérifiée mécaniquement au préalable. Ladistance entre les centres des miroirs plans doit être de 50 mm. La position de la FI229

entre ces miroirs dépend du canal. Ces distances intermédiaires sontrespectivement égales à (28,5 + 21,5), (23,33 + 26,67) et (13,69 + 36,31) mm pourles canaux UV, VIS et IR.Focale du 1 er réseauLa distance focale varie en fonction de la longueur d’onde du fait desaberrations du réseau. L’analyse a été effectuée en observant la FI. Un faisceaumonochromatique a été utilisé (laser ou lampe spectrale). Sa longueur d’onde étaitsituée en milieu de plage spectrale du canal étudié. Le support de FE a été ajustéen profondeur afin d’obtenir son image nette dans le plan de la FI.Fig. D.1-1Montage spécifique pour l’observation d’une fente intermédiaire(VIS). Insertion d’un petit miroir de renvoi et d’une sourcelumineuse (peu intense). Le microscope est ensuite mis enstation et une source lumineuse (laser) est amenée sur la fented’entrée (photo de droite).Centrage d’une raie par rapport à la FILa position du barillet de la FE a été ajustée en translation et rotation jusqu’àce que l’image de la FE fût alignée en hauteur et en inclinaison. On a ensuite vérifiéque ce réglage convenait à l’ensemble du spectre à l’ordre un en changeant desource lumineuse. Une marge de l’ordre de 10 % ou plus est généralementréservée pour la taille de la FI par rapport à la FE.Alignement des traits du 2 ème réseauUn microscope muni d’un oculaire à réticule a été fixé sur le support debarillet de la FS (cette fente était démontée). Le test consistait à observer ledéfilement d’un spectre de raies (ou continu) en sortie du spectromètre en coursd’alignement. On a ajusté le parallélisme des traits du 2 ème réseau par rapport àl’axe du cylindre alésé. L’objectif consistait à annuler la dérive du spectre en sortie,dans le sens de la hauteur de fente. On a procédé par itération puis le réseau aensuite été bloqué en position.230

Focale du 2 ème réseauLe réglage a été réalisé avec la longueur d’onde sélectionnée pour la focaledu 1 er réseau. Le support de la FS a été ajusté en profondeur jusqu’à ce qu’uneraie (ou plage spectrale) de cette longueur d’onde apparaisse nette dans le plan dela FS.Centrage d’une raie par rapport à la FSLa synchronisation des fentes doit être complétée par le centrage de la raieémergente (diffraction à l’ordre 1) par rapport à la FS. Lorsqu’une translation étaitnécessaire selon les deux axes 1 X et 1 Y définissant le plan de la FS, deux procédésétaient généralement utilisés. Soit l’insertion de lames minces (shim’s) sous le 2 èmemiroir plan, soit un déplacement du support du barillet FS. Les ajustements entranslation qui ont été effectués pour la synchronisation des fentes étaient de l’ordred’une fraction de mm.Alignements : spécificités pour chaque canalCanal UVL’alignement du canal UV au laboratoire a présenté une difficulté car ildevait être optimisé pour une plage spectrale hors du domaine spectral visible pourun expérimentateur. Les sources lumineuses utilisées étaient un laser He-Cd (326nm) et les raies Hg et Cd de lampes spectrales. La fluorescence a été utilisée pourvisualiser les faisceaux ultraviolets sur des écrans minces, placés dans le plan desfentes. Cette technique a permis d’effectuer les centrages et focalisations desimages de fentes. Ces procédures délicates d’alignement ont été réalisées avecsuccès. La validation de l’alignement a été effectuée avec un photomultiplicateur‘Solar blind’ de laboratoire (Hamamatsu) et des sources à spectre continu (lampesau deutérium 30 W et tungstène 1000 W). Ces vérifications combinées aux travauxde caractérisation et d’étalonnage (cf. § II.5 et II.6) ont confirmé le fonctionnementnominal du double monochromateur UV pour l’ensemble de sa plage spectrale.Canal VISL’alignement des traits du 1 er réseau et l’ajustement des distances focalesont été réalisés en utilisant des raies de lasers He-Ne. Pour l’alignement des traitsdu 2 ème réseau, un spectre VIS continu a été inspecté en sortie du spectromètre.L’objectif à atteindre était une absence de dérive dans le sens de la hauteur defente lors de son défilement. Concernant l’astigmatisme, on a sélectionné le plantangentiel assurant la netteté des bords latéraux d’une PSF. Les deux plans(sagittal et tangentiel) étaient confondus pour la plage spectrale correspondant aubleu. La focale du canal VIS a été ajustée pour la plage centrée à 530 nm (bleuvert).Le décalage de focalisation a été analysé en détail pour les autres longueursd’onde. Le centrage de l’image de la FE par rapport à la FS a également été réalisépar un ajustement de l’orientation du miroir plan n°2.231

Canal IRLes alignements ont essentiellement été effectués en exploitant une raielaser He-Ne VIS (594,1 nm) et ses ordres successifs de diffraction, simulant unsignal IR à l‘ordre 1. En sortie du spectromètre, le plan image de la FE est restépratiquement invariant en profondeur pour la plage spectrale comprise entre 1 µmet 2,5 µm (ordres 2 à 4 du laser). La défocalisation était peu importante en dehorsde cette plage. Les alignements ont été optimisés à 2.5 µm. Les images de FE etde F’ ont présenté une hauteur croissante du fait des aberrations des réseaux IR.Les hauteurs des fentes (6 X 0,2, 10 x 0,4 et 12 x 0,4 mm²) ont été adaptées enconséquence pour collecter l’ensemble du signal. Pour contrôler le résultat desalignements avant l’intégration de la détection synchrone, un équipement delaboratoire (source tungstène de 1000 W et une photodiode Si ou Ge) a été utilisé.Les lasers ont permis de déterminer et confirmer (avant l’intégration del’électronique et de la motorisation) l’amélioration de la résolution spectrale parrapport à la version SOLSPEC SpaceLab.OptimisationAprès la séquence principale d’alignement des trois doublesmonochromateurs, de nombreux travaux mécaniques préalables à l’intégrationont été réalisés. Ces opérations ont engendré de fréquents démontage ducylindre alésé ou de plaques latérales des spectromètres (pour l’insertion dedéflecteurs, de l’échantillonneur IR, de résistances chauffantes et câblage, etc..). En conséquence, les alignements optiques ont été régulièrement vérifiés etrévisés le cas échéant afin de certifier leur optimisation avant l’intégration. Lastabilité des alignements optiques a été certifiée lors de tests en vibrations.D.2 Définition des filtres VIS et IRDéfinition des filtres VISLe canal VIS utilise une combinaison de filtres neutres et passe-haut. Cedernier doit avoir atteint son plateau de transmission maximale au moment deson activation. Le principe consiste à activer le filtre suivant avant l’ordre deux dela longueur d’onde de coupure λ c du précédent. Il n’y a pas de VIS1 (positionouverte, OD = 0,0, cf. § II.3.3.3.3).Filtre VIS2La présence d’un plateau entre 370 et 410 nm nous a incité à maintenirl’activation du filtre VIS2 jusqu’à cette limite (410 nm), englobant les raies Ca II H& K (393,48 et 396,96 nm sous vide). Un filtre neutre a été utilisé pour rapporterle signal de ce plateau au seuil 10 5 cps/s. La densité optique a été fixée à 2,2(atténuation d’un facteur ~160, filtres OD 2,0 + 0,2). Ils ont engendré uneréduction inappropriée mais inévitable du signal à partir de 302 nm avant larestauration du rapport signal à bruit vers 310 nm. Aucun filtre de réjectiond’ordre n’a été intégré car le détecteur VIS est équipé d’une fenêtre Corning232

7056 dont la longueur d’onde de coupure est voisine de 210 nm. L’ordre 2 de laplage spectral allant de ~153 nm (extinction du quartz) à 205 nm n’est donc pasmesurable par le détecteur.Filtre VIS3La densité optique a été calculée pour ramener le signal du plateau [450-550 nm] à 10 5 cps/s. La valeur est fixée à OD = 2,7 (soit une atténuation d’unfacteur ~500 grâce à deux filtres de densité 1,7 et 1,0). Pour définir la fin de laplage VIS3, deux éléments sont entrés en jeu : la zone de variation rapide designal vers 695 nm et le souhait d’utiliser VIS4 sans filtre atténuateur. Poursatisfaire cette dernière contrainte, la plage VIS3 devrait être prolongée jusqu’à840 nm. Mais dans ce cas, le signal en fin de plage VIS3 aurait été écrasé parune densité OD de 2,7 très préjudiciable au rapport signal à bruit (surtout vers820-830 nm). De plus, l’ordre 2 d’un signal de la plage ~380 - 400 nm aurait étéobservé en fin de plage VIS3. Dans le cas contraire, limiter la plage VIS3 trop tôtaurait imposé l’utilisation d’un filtre neutre à forte densité optique pour la plageVIS4, préjudiciable à la détection du signal en fin de plage. Un compromis a ététrouvé pour éviter l’ordre deux sur VIS3, réduire la densité optique sur VIS4 et ladifférence de densité entre VIS3 et VIS4, et enfin, éviter autant que possiblel’activation d’un nouveau filtre dans la zone à pente abrupte vers 695 nm. Aprèsanalyse, on a optimisé la configuration en limitant la plage VIS3 à 685 nm. Eneffet, le filtre de réjection d’ordre sélectionné est un filtre centré sur 374 nm. Satransmission maximale est voisine de 92 %, sa transmission à 5 % est observéeà 364 nm et sa coupure certifiée vers 345 nm garantit l’absence d’ordre deuxjusqu’à ~ 690 nm.Filtre VIS4La plage s’étend de 685 à 908 nm et un filtre atténuateur est nécessaire.Les simulations ont permis de fixer sa densité optique à 1,7 soit une atténuationd’un facteur ~50. Un filtre de réjection a été utilisé. Il est centré sur 511 nm. Satransmission maximale est voisine de 90 % et sa coupure certifiée vers 465 nmgarantit l’absence d’ordre deux sur VIS4.Précautions contre les résonnances entre faces parallèlesUne résonance peut survenir entre deux surfaces parallèles,réfléchissantes et très proches l’une de l’autre. Elles forment une cavité deFabry-Pérot. Lors de l’émergence du faisceau traversant cette cavité, on peutobserver des interférences constructives entre les composantes issues deréflexions multiples si elles sont en phase. Pour une longueur d’onde donnée λ 0 ,la concordance de phase est rencontrée lorsque la différence des cheminsoptiques δ est un multiple entier de λ 0 , avec :2πδ = 2nl cosθ et Φ = δ (D.2-1)λ0233

Où :n = indice de réfractionl = distance entre les facesparallèlesφ = phaseθ = angle d’incidenceinterneλ 0lθInterférencesconstructivesFig. D.2 -1Principe d’une cavité Fabry-Pérot.Pour une cavité et une longueur d’onde λ 0 données, certaines valeursd’angle d’incidence peuvent donner des interférences constructives. De même,pour une incidence donnée, certaines longueurs d’onde sont bien transmises,contribuant à la présence de pics de transmission dans un spectre. La séparation∆λ entre ces franges vérifie :2λ0∆ λ ≈(D.2-2)2nlcosθet la largeur à mi hauteur δλ de ces franges peut être déduite de :2∆λarcsin(1/ F )4Rδλ = avec F ≡ , où R est la réflectivité des faces.2π(1 − R)Pour les empilements de filtres SOLSPEC traversés par le faisceauémergent de la fente de sortie, un grand parallélisme entre les facesréfléchissantes (proches entre elles) des filtres neutres et de réjection d’ordrepouvait engendrer des atténuations en fonction de la longueur d’onde. Lesfranges d’interférences enregistrées par le détecteur auraient rendu l’étalonnageinstable car très sensible aux vibrations, aux changements de température et à latransition air-vide (changement d’indice de réfraction). L’empilement des filtresVIS2 à VIS4 a donc été étudié avec attention. Pendant l’intégration, lesconditions favorables à l’apparition d’une résonnance sont survenues deux fois.Les écarts entre les franges vérifiaient bien la dépendance en λ 2 et étaient del’ordre ~4 et ~22 nm vers 600 nm. Un calcul rapide a montré que les profondeursde cavités devaient être respectivement de l’ordre de 36 et 6 µm en considérantun angle d’incidence de ~5° sur le filtre (divergen ce du faisceau émergent).La solution a consisté à éloigner autant que possible les surfaces trèsréfléchissantes et à réduire le parallélisme des lames. Il a suffit d’éviter les vis-àvisde dépôts de surface et d’utiliser des inserts d’épaisseur variable (à faces nonparallèles). Ces solutions ont été appliquées pour les empilements VIS2 à VIS4.Les distances entres les surfaces réfléchissantes ont été augmentées jusqu’à 1,5voir 2,5 mm mais les inserts ordinaires ont été conservés. L’équation D.2-2 amontré que les franges ont alors été neutralisées, avec un ∆λ de l’ordre dequelques centièmes de namomètre.234

Définition des filtres IRDiscussion détaillée pour la sélection des filtres IR (cf. § II.3.3.3.4). Laréjection de l’ordre deux devait être assurée entre 540 et 3000 nm. Pour rappel,aucun filtre atténuateur n’était nécessaire pour le canal IR. Désignonsrespectivement par λ 0 , λ 5, λ 50 et λ P les longueurs d’onde associées à la coupuretotale (0 %), aux transmissions à 5 et 50 % et la longueur d’onde pour laquelle leplateau de transmission maximale (T max ) est atteint. La discussion a été réaliséeà partir de la position F-IR3. Notons que les filtres ont une transmissionmaximale assez voisine. Le passage d’un filtre à l’autre est donc quasimentcontinu pour le canal IR (sauf pour le passage filtre F-IR1 à F-IR2).Position F-IR3Ce filtre devait avoir une longueur d’onde de coupure λ 0 supérieure à1500 nm. On a sélectionné un filtre ayant les caractéristiques suivantes : λ 0 =1510 nm, λ 5 = 1597 nm, λ 50 = 1639 nm, λ P = ~1650 nm et T max = ~87.6 %. Notonsque pour l’IR, la contribution de l’ordre deux peut être très importante vers troisµm en raison du faible éclairement solaire. Cette contribution peut très facilementsupplanter l’ordre un. Le filtre est activé à 1690 nm, zone de transmissionmaximale. La transmission à ~1 % est observée vers λ 1 = 1544 nm. L’absenced’ordre 2 est donc garantie jusqu’à 3088 nm.Position F-IR2Il fallait disposer d’un filtre tel que l’ordre deux de sa longueur d’onde decoupure λ 0 fusse supérieure à 1690 nm. On a sélectionné un filtre ayant lescaractéristiques suivantes : λ 0 = 855 nm, λ 5 = 878 nm, λ 50 = 895 nm, λ P = ~905nm et T max = ~90.4 %. L’ordre deux de λ 0 (1710 nm) vérifie la contrainte. Le filtreest activé à 902 nm pour la plage F-IR2.Position F-IR1On a sélectionné un filtre compatible avec l’extinction de réponse dudétecteur PbS (540 nm). Un filtre (λ 0 = 465 nm, λ 5 = 498 nm, λ 50 = 511 nm, λ P =~520 nm, T max = ~90 %) a permis d’éliminer le rayonnement UV-VIS indésirable.L’ordre deux de sa longueur d’onde de coupure λ 0 , observée vers ~930 nm estbloqué par l’activation du filtre F-IR2. A l’incrément moteur 0, le canal IR estcentré sur 647 nm. Il est donc possible d’obtenir du signal en pas négatif jusqu’à540 nm.D.3 Tests environnementauxTests en vibrationsLes tests en vibrations (cf. § II.4.1) ont eu lieu chez Intespace (Toulouse,France) en avril et mai 2005. Ils consistaient en une recherche des fréquencespropres du modèle de vol de SOLSPEC entre 1 et 2000 Hz (accélération de 1g),235

SOLSPEC ne pouvant présenter de résonnances en-dessous de 200 Hz pour laqualification. Un spectre composite de vibrations a ensuite été transmis par unpot vibrant pneumatique. Les accélérations étaient généralement supérieures à15 g. Les 3 axes 1 x , 1 y et 1 z ont été testés successivement. Des accéléromètresintégrés temporairement dans la structure interne de SOLSPEC ont enregistréles résultats.Les tests de stabilité radiométrique de l’instrument ont été réalisés avecles lampes internes en enregistrant un spectre avant et après chaque axe. Ellesont servi de témoin pour le maintien des spectromètres dans leur ensemble(réponse des détecteurs, loi de dispersion, stabilité mécanique. …).Canal UVLe signal de la lampe au deutérium #2 a été utilisé pour évaluer larobustesse du canal de mesure UV. Trois spectres en unité relative (cps/s) ontété comparés. L’un a été enregistré avant le déplacement en France et les deuxautres après les axes 1 x et 1 y (spectre partiel) et en fin de test. Les résultats ontdonné entière satisfaction, tant pour la stabilité de la lampe que celle du canal demesure compte tenu du transport de l’instrument et des charges subies envibrations..Fig. D.3-1Contrôle de stabilité du canal UV lors des tests en vibrations.A gauche, le signal de la lampe au deutérium #2 a étéenregistré avant, pendant (mesure partielle) et après lestests. A droite, rapport entre le spectre initial et final.Les contraintes opérationnelles ont limité le temps d’intégration et le signalest resté bruité aux grandes longueurs d’onde. Cependant, la stabilité dusystème a été démontrée et le rapport entre le spectre initial et final (incluanttrois jours de tests et les transports) est resté centré autour de un entre 190 et340 nm (moyenne : 1,004).Suite aux recommandations du NPL (cf. § II.2.3.2.1), il était possible queles lampes puissent perdre leur référence en éclairement lors des vibrations. Des236

variations de l’ordre de 10 % étaient à craindre bien que les lampes puissent êtreà nouveau stabilisées à ce niveau. Pour réduire le cumul de vibrations, leslampes modèle de vol n’ont pas été vibrées individuellement avant l’intégration.On a observé ci-dessus leur bonne résistance après une seule charge au niveauacceptance. On a constaté que la mise en orbite a également préservé lastabilité des lampes (cf. § III.1.2).Canal VISLes lampes à ruban de tungstène ont contribué à l’analyse de la stabilitédu canal VIS. Les données ci-dessous sont issues de la séquence finale de testsselon l’axe 1 y (Intespace, mai 2005). Les résultats montrent la bonne tenue de lalampe et de la réponse du canal compte tenu du transport de l’instrument et desvibrations.Fig. D.3-2Reproductibilité de l’émission de la lampe à ruban detungstène n°2 pendant les tests en vibrations de SO LSPEC(modèle de vol).Echelles de longueur d’ondeLes données ci-dessous concernent une lampe HCL du type hélium,intégrée dans l’instrument lors des tests en vibrations. La lampe modèle de vol(argon) actuellement en service a été intégrée par la suite. La reproductibilité desspectres de raies UV-VIS après vibrations a contribué à garantir la robustesse dela lampe HCL mais aussi la stabilité des échelles de longueurs d’onde UV-VISdes spectromètres et le maintien de leur résolution spectrale. Les données cidessoussont issues de deux séries de tests (avril et mai 2005). Les spectres UV(rapport signal à bruit limité) et VIS sont restés superposables après vibrations etils ont donné entière satisfaction.237

Fig. D.3-3Tests en vibration après intégration. La stabilité de la lampe etdes canaux UV-VIS a été confirmée par l’analyse desrésultats. De gauche à droite : canal UV (1 ère série de tests)et canal VIS (2 ème série). Les spectres sont restés inchangésaprès vibrations.Une analyse plus fine de raies principales (ex. Zn I 213,86 nm et He I 587,56normalisée) montre que la largeur et le centrage des raies apparait inchangés.Néanmoins, les contraintes opérationnelles pendant les tests n’ont pas permisd’optimiser le rapport signal à bruit pour le canal UV..Fig. D.3-4Reproductibilité de la mesure de PSF pendant les tests envibrations.Tests CEM et de vide thermiqueDes tests de compatibilité électromagnétique (CEM) ont été réalisés ( cf. §II.4.2). L’objectif était de mesurer les seuils d’immunité de SOLSPEC contre lesinfluences électromagnétiques extérieures. Des critères déterminés par l’ESAdevaient être vérifiés. De plus, les émissions électromagnétiques non désirées238

de SOLSPEC devaient être réduites afin de ne pas perturber les instrumentssitués dans son voisinage sur ISS. Les éléments internes les plus sensibles sontles tubes photomultiplicateurs UV-VIS et l’échantillonneur IR.Il n’y a avait pas de mesures optiques associées à ces tests (réalisés chezIntespace, France). SOLSPEC a reçu l’accréditation CEM. Un pic de sensibilité aété observé pour les photomultiplicateurs dans une plage étroite de fréquencesélectromagnétiques. Un certificat a été rédigé pour cette particularité non-résoluemais non critique.Vide thermiqueL’objectif du test en vide thermique était de vérifier la convergence entre lamodélisation du comportement thermique de SOLSPEC (en mode de veille ouen opérations) et la réalité. Les cycles thermiques et les conditions limites (caschauds et froids) auxquels l’expérience SOLSPEC est soumise en vol ont étésimulés dans une cuve à vide. Le fonctionnement des thermostats internesdevait être certifié. Les principaux tests de vide-thermique ont été réalisés chezIntespace. Le flux solaire était délivré par un simulateur (source au xénon)délivrant 1400 W/m². La CPD était simulée par un berceau métallique supportantSOLSPEC. Elle pouvait être régulée en température par circulation d’un fluidecaloporteur. Le protocole de mesure était le suivant :Fig. D.3-5Cycles thermiques appliqués à SOLSPEC pendant les tests.La face de SOLSPEC en direction du Soleil est recouverte d’une peinturespéciale. Elle est dénommée face blanche et est utilisée comme radiateur. Lescinq autres faces sont protégées par une couverture MLI (Multi Layer Insulation,12 couches). Les six pieds de fixation sur la CPD sont munis d’interfacesisolantes. Environ trente thermistances ont été installées dans SOLSPEC pources tests d’une durée totale de 3 jours. Pendant 36 heures, des cycles ont étéappliqués entre -38 °C et 56 °C (pente : 40 °C/h) a vec SOLSPEC hors tension.239

Le comportement des thermostats de survie (‘stay-alive’, ligne de 28 VDC) a étéanalysé et validé. Ensuite une simulation des opérations dans des conditionslimites (thermal balance tests) a été réalisée. Des températures de -20 à +20 °Cont été appliquées pour la CPD et jusqu’à -70 °C po ur les radiateurs internes dela cuve à vide. Les thermostats de la seconde ligne d’alimentation (120 VDC) ontété vérifiés. Diverses mesures avec SOLSPEC opérationnel ou non, avec ousans simulateur solaire ont été réalisées. Les modes d’acquisition M1 (modesolaire) et M2 (lampes internes) ont été activés. Les résultats ont été concluantset un bon accord entre la modélisation et la configuration réelle a été observé.L’inertie thermique fut parfois plus marquée que les valeurs prévues parmodélisation. Notons que le seuil de déclenchement vers 0 °C des thermostatsinternes est à l’origine de l’excellent comportement thermique de SOLSPEC enorbite (cf. § III.1.3.2).240

Annexe - EEtalonnages radiométriquesDéveloppements complémentairesE.1 Emission des lampes à ruban de tungstène sous vide ................................ 241E.2 Emissions secondaires de signaux IR .......................................................... 244E.3 Etalonnage en longueur d’onde .................................................................... 247E.4 Algorithme de correction de dérive de réponse ............................................ 248E.5 Limite de détection UV-VIS ........................................................................... 250E.1 Emission des lampes à ruban de tungstènesous videIl est nécessaire de déterminer si l’émission d’une lampe à ruban detungstène est identique à la pression atmosphérique et sous vide en raison del’utilisation de ces lampes en orbite (cf. § II.2.3.3.1). En effet, leur éclairementmesuré au sol lors des étalonnages au PTB est la référence en orbite. Or, unedifférence importante de la température du bulbe des lampes entre l’air et le vide(de l’ordre de 30 °C) a été observée, pouvant condu ire à un changement de latempérature T du ruban de tungstène et donc de son émissivité qui dépend deT 4 , (loi de Stefan-Boltzmann). En effet, le bulbe de la lampe est chauffé parconduction et rayonnement et la chaleur correspondante est évacuée par lastructure mécanique et par convection si la lampe est placée dans l’air.Pour cette étude, une lampe à ruban de tungstène a été insérée dans uneenceinte munie d’une fenêtre en quartz et reliée à une pompe turbo-moléculaire.La lampe a été placée à ~1 mm de la fenêtre en quartz. L’éclairement de lalampe était mesuré à l’aide du radiomètre SOLSPEC assemblé pour l’étalonnageabsolu de SOLSPEC (cf. § II.6.3). Ce radiomètre peut directement donner accèsà la température d’un corps noir grâce à l’ajustement de la courbe de Planck surle signal des 6 canaux. Pour l’émission d’un ruban de tungstène (corps gris), latempérature qui a été obtenue doit être considérée comme simplementindicative. L’optique d’entrée du radiomètre a été placée à proximité de la fenêtrepour optimiser le rapport signal à bruit.241

Enceintesous videFenêtre en quartzMiroir de renvoiSonde(mesure de pression)Lampe à rubande tungstèneFibre optiqueRadiomètre SOLSPECVers la pompe à videFig. E.1-1Montage utilisé pour la mesure de la température du ruban detungstène de la lampe dans l’air et sous vide. La lampe étaitplacée à ~1 mm de la fenêtre de quartz. L’éclairementémergent était collecté et mesuré par le radiomètreSOLSPEC.Des mesures du spectre émis par la lampe sous vide et à la pressionatmosphérique ont été réalisées après stabilisation.Résultats et discussionDeux séries de mesures (avec réalignement de la lampe et du radiomètre)ont été réalisées. Une augmentation de la température ‘équivalent corps noir’ del’ordre de 4 K a été observée pour le ruban de tungstène lors du passage sousvide. La reproductibilité des résultats était satisfaisante.Fig. E.1-2Tests air / vide pour l’éclairement d’une lampe à ruban detungstène (deux séries de mesures). Le passage sous vide arévélé une augmentation systématique de l’éclairementassociée à une hausse de température du ruban detungstène de l’ordre de 4 K.242

La valeur moyenne de l’accroissement de la température a été estimée à(4,4 ± 0,3) K. La différence de température absolue entre les deux séries demesures (~2514 et ~2536 K à pression atmosphérique) a été attribuée auxréalignements effectués entre les deux séries. La température n’est pashomogène le long du ruban de tungstène d’une lampe (elle est maximale aucentre) et aucune optique de focalisation n’a été utilisée. La détection d’unevariation relative ∆T de température n’était pas altérée par ces différences detempérature absolue. Les parois internes de l’enceinte étaient brillantes (métalusiné) et à symétrie cylindrique (réflecteur). Elles ont contribué à augmenter latempérature du bulbe de la lampe. Suite à ce confinement, les températuresobservées atteignaient 100 °C sous vide et ~55 °C à pression atmosphérique. Enorbite, dans l’environnement noir mat du pont de lampe, ces températuresrestent inférieures à 100 °C.En conclusion, un facteur de correction doit être pris en compte en orbitelors de l’exploitation du signal des quatre lampes à ruban de tungstène descanaux VIS et IR. Il est spécifique à chaque lampe qui possède sa propretempérature de ruban. Le facteur de normalisation est déterminé en utilisantl’équation de Planck pour la plage spectrale du canal concerné.P(λ,Ti+ ∆T)Ci( λ)= (E.1-1)P(λ,T )avec P(λ,T), la luminance du corps noir et T i , la température du ruban d’unelampe tungstène W i au sol.iFig. E.1-3Accroissement attendu de l’éclairement d’une lampe à rubande tungstène entre 300 et 3000 nm lorsque la température duruban s’élève de 4,4 K. Pour λ < 1 µm, l’augmentation estsupérieure à 1 %.243

Pour vérifier la stabilité de la lampe en orbite, son signal S Wi (λ) doit êtredivisé par le facteur C i (λ) avant d’être comparé au signal enregistré au PTB. Lastabilité des courbes de réponse des canaux VIS-IR peut ensuite être étudiée.On suppose que ∆T sera de l’ordre de 4 K pour chaque lampe. La difficultéconsiste à déterminer la température T i de chaque lampe. Pour une températurede 2500 K, la variation de signal induite par une hausse de 4,4 K est illustrée cidessus.Une analyse sur base de la courbe de Planck montre que pour la plagede 2200 à 2600 K, l’erreur pour le facteur de correction sera limitée, valant entre0,2 et 1 % respectivement de 3000 à 300 nm.ConclusionsBien que la variation d’éclairement soit faible lors du passage d’une lampeà ruban de tungstène sous vide, l’effet peut être estimé et une correction peutêtre effectuée. Une variation de la température du ruban de tungstène de l’ordrede 4 K est avérée et doit être prise en compte pour exploiter les mesures enorbite.E.2 Emissions secondaires de signaux IRNous avons analysé l’influence d’émissions infrarouge secondaires liéesaux contributions thermiques du spectromètre et aux sources interceptées par lechamp de vue IR (cf. § II.6.6.3).En théorie, le signal IR échantillonné à 512 Hz devrait fournir unealternance entre la mesure de l’émission IR d’une source chaude à mesurer(corps noir, Soleil, …) et le zéro absolu (signal nul). Pour l’échantillonneur, endéfinissant respectivement O ph (phase pales ouvertes) et F ph (phase palesfermées), on observe en réalité un signal IR égal à la température des pales lorsde la phase F ph . Lors de la mesure du courant d’obscurité, avec accès à unsignal à zéro K dans le champ de vue pour la phase O ph , on devrait dès lorsadditionner ce courant d’obscurité plutôt que le soustraire ! Il n’en est rien suite àl’impossibilité technique de mesurer un signal à zéro K. En effet, deux lames enInfrasil à ~290 K (une fenêtre et une lame dépolie) sont présentes dans le champde vue du spectromètre. Ces deux composants masquent la mesure d’un zéro Kde référence. Une mesure face à un bain d’azote liquide (approximation du zéro)serait donc vaine.Désignons respectivement par FOV P , FOV T , FOV G le petit champ (~0,5°)occupé par la source (corps noir ou Soleil), le champ total de SOLSPEC (~8°) etle grand champ constitué de la différence des deux. Donc : FOV G + FOV P =FOV T . Pour l’alternance haute (phase O ph ), il faut prendre en considérationl’émission propre des deux lames de quartz + l’émission d’une source IR partransparence des lames. Le bilan des signaux modulés à 512 Hz s’établit donccomme suit :244

Etalonnage absolu au PTB : signaux thermiques1) Mesure de la source 2) Mesure du courant d’obscuritéPhase O ph →Quartz dépoli et Q1Sur FOV T (~290 K)Signal ‘fond du laboratoire’(FOV G, ~290 K) + corpsnoir (FOV P, ~3000 K)IdemObturateur sur FOV T(~290 K)1) Mesure de la source 2) Mesure du courant d’obscuritéPhase F ph →Pour toute mesure : température des pales sur FOV T (~290 K)Mesure en orbite : signaux thermiques1) Mesure de la source 2) Mesure du courant d’obscuritéPhase O ph →Quartz dépoli et Q1Sur FOV T (~270 K + ∆T)Signal ‘Deep space’(FOV G, ~3 K) + Soleil(FOV P, ~5870 K)IdemObturateur sur FOV T(~270 K)1) Mesure de la source 2) Mesure du courant d’obscuritéPhase F ph →Pour toute mesure : température des pales sur FOV T (~270 K)245

En orbite, la phase F ph est donc identique aux mesures en laboratoiremais pour une température de l‘ordre de 270 K. Lors d’une mesure solaire, lespremières surfaces optiques exposées au rayonnement solaire (lame de quartzet dépoli) subissent un échauffement ∆T que l’on fixe à 70 K pour l’exercice.L’impact de ce surcroit d’émission IR doit être étudié. Une analyse complète serésume comme suit :- Lors de la mesure du courant d’obscurité, le signal des sources d’émission IRs’annulent. L’unique contribution au courant d’obscurité provient du détecteur.- Pour la plage spectrale du canal IR, le rapport entre une émission d’un corpsnoir à 3000 K et à 290 K sera toujours supérieur à 10 6 . Transférer une échelleradiométrique sur la base d’une courbe de réponse établie à partir d’uneéchelle normalisée à 290 K (ou 270 K sur l’ISS) au lieu de 0 K est donc sansconséquence.- Pour le champ FOV G , le changement d’émission entre le PTB et l’ISS pourcette source résiduelle est négligeable pour SOLSPEC car non détectable(passage de 290 K à 3 K entre le laboratoire PTB et le fond de ciel).- L’éclairement du détecteur est le produit de la radiance d’une source multipliéepar l’angle solide sous laquelle elle est vue. L’impact du rayonnement résiduelobservé en provenance de FOV G peut ainsi être estimé par rapport à la sourcechaude (corps noir ou Soleil). Une analyse montre que le ratio (FOV G x S res ) /(FOV P x S pr ) est toujours inférieur à 10 -14 où S res et S pr sont respectivement lesradiances observées en provenance de FOV G (290 K ou 3 K) et de FOV P(source chaude). La contribution résiduelle de FOV G est donc toujoursnégligeable.- Echauffement des lames de quartz lors d’une mesure solaire (∆T = +70 K). Encomparant les éclairements suivants :S o x FOV p + S quartz (270 K) x FOV T + S dépoli (270 K) x FOV TcS o x FOV p + S quartz (340 K) x FOV T + S dépoli (340 K) x FOV T(E.2-1)(E.2-2)où S o , S quartz et S dépoli sont les radiances respectives du Soleil, d’une lame dequartz et d’une lame dépolie.Pour ces 2 températures, on observe une différence non détectable pourλ < 2 µm, de l’ordre de 2x10 -4 à 2.5 µm et 7x10 -4 à 3,1 µm. Ces variations nesont pas détectables par SOLSPEC compte tenu du rapport signal à bruitentre 2 et 3,1 µm.Au final, il convient donc de soustraire le courant d’obscurité lors dutraitement des données et il ne dépend que du détecteur. Il n’y a pas de termesde correction à introduire suite à tout changement de température des signauxrésiduels (pales, quartz, …) pour les longueurs d’onde inférieures à 3,1 µm.Certains signaux non modulés ne doivent pas être pris en compte danscette analyse. Ce sont les signaux à ~290 K vus par la PbS sous un grandchamp et en éclairement intégré, émis par la roue à filtre, le filtre, l’optique desortie IR (lentilles cylindriques et miroir) et la fente de sortie. Ces signaux non246

négligeables mais non modulés sont neutralisés par la détection synchrone. Il enest de même pour les composants internes au spectromètre IR (réseaux, miroirs,…), vu par réflexion sous un petit champ à travers la fente de sortie. Leurémission est neutralisée car non modulée.E.3 Etalonnage en longueur d’ondeExemple d’étalonnage en longueur d’onde pour le canal UV (cf. § II.5.2).La méthode de Levenberg-Marquardt est appliquée pour l’interpolation nonlinéaire.Au départ, des écarts remarquablement faibles ont été observés entre laloi théorique de dispersion (utilisant les paramètres a 0 ,b 0 ,c 0 ,d 0 ) et la position desraies (en bleu ci-dessous). Ceci tend à valider la forme analytique obtenueprécédemment de la loi de dispersion obtenue pour SOLSPEC (cf. § II.5.2.1).Fig. E.3-1Etalonnage du canal UV. En rouge, exemple d’interpolationnon-linéaire de la loi de dispersion sur les pointsexpérimentaux {p i ,λ i }. En ordonnée : différence entre leslongueurs d’onde calculées et observées.Au final, l’écart-type des résidus est de 0,068 nm. Ils contiennent lestermes d’erreur issus de différentes contributions telles que la reproductibilitémécanique de la vis micrométrique, l’attribution de l’incrément moteur pour unePSF asymétrique, etc ….Une étude comparative a montré que la performance d’une régressionnon-linéaire de la loi de dispersion est équivalente à celle d’une interpolationpolynomiale d’ordre 4 pour les plages spectrales bien couvertes par les pointsexpérimentaux {p i , λ i }. Par contre, pour des zones dépourvues de points (débutet fin de plages), la fonction polynomiale diverge systématiquement et estinvalidée. Ce résultat est attendu car contrairement à la loi théorique, lepolynôme ne contient pas en ses termes la modélisation des éléments optomécaniquesdes monochromateurs.247

E.4 Algorithme de correction de dérive de réponsePour une lampe donnée, on distingue l’éclairement interne (émission del’arc ou du ruban de tungstène) ou externe (intégrant la transmission de lafenêtre d’émission et des optiques de couplage entre la lampe et la fented’entrée). L’algorithme est présenté pour le canal UV et l’exploitation du signaldes lampes au deutérium (cf. § III.1.3.1). Il est transposable au canal VIS et auxlampes à ruban de tungstène. L’optique des lampes au deutérium est constituéed’une lentille en MgF 2 associée à un miroir concave de renvoi (cf. § II.2.3.2.2).Les courbes spectrales E i (λ,n), S i (λ,n) et R(λ,n), désignent respectivementl’éclairement externe de la lampe au deutérium # i, son signal électronique net(courant d’obscurité soustrait) et la courbe de réponse du canal UV deSOLSPEC. Le numéro du jour de mesure (n) est assigné à zéro en début demission. Par définition (cf. § II.6.1) :E ( λ , n)= R(λ,n).S ( λ,n)(E.4-1)i1) Dégradation des lampesOn définit le facteur de dégradation D i d’une lampe à partir du rapport deséclairements. La dégradation est supposée indépendante du temps. Elle estmodélisée par une fonction monotone croissante, proportionnelle au tempsd’utilisation T i (l’indice ’ 0 ’ désigne les conditions initiales) :i0Ei( λ)Di( λ , n)= = 1+ai( λ).Ti( n)(E.4-2)E ( λ,n)iPour deux lampes ayant une même dynamique de vieillissement (mêmefacteur a i ) et dont les spectres ont été acquis le même jour (même réponse R ducanal UV), il est possible de déduire les facteurs de dégradation D i individuels. Eneffet, partant de l’équation E.4-1 entre le jour n et le début de la mission, on obtientpour les deux lampes (les fonctions ci-dessous étant implicitement dépendantes dela longueur d’onde) :00 0E2R S2= . etE n)R(n)S ( n)2(200 0E1R S1= .(E.4-3)E n)R(n)S ( n)1( 1La réponse R(n) est identique. Les termes se combinent comme suit :000E21 E1S2( n)S1= . avec σ = .(E.4-4)0E n)σ E ( n)S ( n)S2(1Le paramètre σ représente le rapport d’émission des lampes (signal net)pour un intervalle de temps [n – n 0 ] identique. C’est un paramètre relatif devenu12248

indépendant de la réponse du canal. Ce paramètre est différent de 1 lorsque leslampes n’ont pas la même fréquence d’utilisation. En combinant (E.4-2 et E.4-4) etpour des facteurs a i identiques (a=a1=a2), on obtient :Et donc :1+aT1( n)1+ aT2( n)=(E.4-5)σσ −1a = (E.4-6)T ( n)−σT( )1 2nCette équation est bien déterminée (a ≠ 0/0) si les fréquences d’utilisationdes lampes sont différentes. La mesure de leur dégradation est ainsi résolue, dansles limites de validité du modèle linéaire en T (cf. équation E.4-2).2) Dégradation de la réponse du canalOn définit le facteur de dégradation d i du canal UV entre deux datesdonnées comme étant le rapport des réponses mesurées par une lampe audeutérium # i pour ces deux dates. Il peut être exprimé en termes d’éclairement E icorrigé de sa dérive D i . On obtient pour le jour n de la mission :00R Eidi ( n)= =(E.4-7)R(n)Ei( n)D ( n)Les lampes au deutérium n° 1 ou 2 peuvent être util isées indifféremment.3) Reproductibilité de l’éclairement de l’arcLe facteur de correction d i du canal UV et la dérive de transmission desoptiques entre l’arc d’une lampe et la pré-fente (terme D i ) donne accès à sonéclairement interne dont la stabilité peut être étudiée. Définissons un coefficient C ireprésentant l’éclairement corrigé de l’arc. Partant de l’équation E.4-1 et enintégrant les deux corrections, on obtient pour le jour n et la lampe # i :0CorrRCi ( n)= Ei( n)= R(n).Si( n)= . Si( n).Di( n)(E.4-8)d ( n)Les lampes au deutérium du type Cathodeon montrent généralement unereproductibilité de l’éclairement spectral de l’arc au niveau de l’anode de l’ordre de1 % (Floyd et al., 1996, Prinz et al., 1996). La perte de transmission de la fenêtreen MgF 2 est induite par la présence de contaminants. Ces constituants peuventêtre pyrolisés par l’action photochimique d’un rayonnement ionisant.ii249

E.5 Limite de détection UV-VISLa fluctuation du signal et le rapport signal à bruit d’une détection parcomptage de photons peuvent être évalués (cf. PMT handbook, Hamamatsu,Chap. 4 & 6). L’expression obtenue a été utilisée pour une étude des limites dedétection des canaux UV-VIS (cf. § II.8.1). Cette fluctuation contient plusieurscomposantes : les fluctuations du signal (bruit de photons), du courantd’obscurité et de la lumière diffuse.Aperçu théoriqueLe courant d’obscurité d’un tube photomultiplicateur provient de sourcessuivantes :- L’émission thermoïnique de la photocathode et des dynodes.- Des courants de fuite (anode-électrodes, …).- Un photocourant de scintillation (électrons déviés interagissant avecl’enveloppe de verre et les supports des électrodes).- Une émission spontanée (field emission) dans les dynodes lorsqu’une hautetension excessive est appliquée.- Un courant d’ionisation de gaz résiduels.- Un bruit généré par le rayonnement issu des radio-isotopes contenus dans leverre, les rayons cosmiques et autre rayonnement gamma (effet Cherenkov).Trois fluctuations statistiques sont présentes dans un photomultiplicateur.- L’arrivée aléatoire des photons, décrite par une distribution de Poisson.- Il existe une statistique et donc une distribution de probabilité (égalementpoissonnienne) associée à la photoémission par photon incident.- Enfin, par photoélectron émis, il existe une statistique liée au processusd’amplification. Chaque photoélectron ne produit pas le même nombre dephotoélectrons en sortie des dynodes. Des photoélectrons seront perdus(réflexion imparfaite), et une émission spontanée de photoélectrons peutsurvenir dans les dynodes. L’émission de photoélectrons secondaires estaussi associée à une distribution de Poisson.Détermination du rapport signal à bruit pour un comptage de photonsEn mode analogique, le rapport signal à bruit (SNR) en présence d’unsignal lumineux peut être déterminé en sortie du photomultiplicateur (à hauteurde l’anode) en exprimant la fluctuation rms du photocourant à partir d’unedistribution de Poisson. En développant le quotient SNR en termes de courantsmesurés en sortie du détecteur (cathode), on obtient :( SNR)outIpIc≡ =(E.5-1)i 2eFB(I + 2( I + I ))Avec :I p : photocourant moyen net mesuré sur l’anode (Amp).pcbd250

I c : photocourant moyen net mesuré sur la cathode (Amp).Les photocourants nets sont obtenus après soustraction du courantd’obscurité du détecteur et du signal diffus.i p : fluctuation rms du photocourant de l’anode (Amp).e : charge de l’électron (Cb).F : terme décrivant la dégradation du SNR suite au passage dans les dynodes. F= (SNR)² in /(SNR)² outB : bande passante (Hz).I d : courant d’obscurité moyen mesuré sur la cathode (A).I b : signal moyen issu de la lumière diffuse (A).Pour une détection par comptage de photons, le terme F peut être éliminé(F = 1). En effet, la dégradation du SNR est due à la production spontanée(thermique) d’électrons secondaires dans les dynodes. Une fluctuationadditionnelle (bruit d’amplification) est donc générée par ce processus. Enutilisant un discriminateur LLD (Low Level Discriminator), fixant un seuil minimumd’intensité pour le comptage des impulsions, ce bruit peut être totalementéliminé. Un comptage par photon offre donc l’avantage d’un meilleur SNR.Partant de l’équation précédente avec F = 1, sachant que B est égal à 1/2T (Test le temps d’intégration) et qu’un photocourant est égal à eN/T (N est lenombre moyen d’impulsions pendant le temps d’intégration), on obtient :( SNR)outNsT= (E.5-2)N + 2( N + N )Avec :N s : signal moyen net mesuré en sortie (cps/s).N b : signal moyen généré par la lumière diffuse (cps/s).N d : courant d’obscurité moyen du détecteur (cps/s).Le signal net N s est la soustraction du signal total moins le courantd’obscurité et la lumière diffuse : Ns = N total – (N b + N d ).T : temps d’intégration (s).En résolvant cette équation à la limite de détection (SNR = 1) on obtientl’expression suivante pour le signal :Nssb1 + 1+8T( Nb+ Nd)= (E.6-2)2Td251

Annexe - FStabilité en orbiteDéveloppements complémentairesF.1 Stabilité de la réponse du PSD et système d’axes ....................................... 252F.2 Stabilité thermique ........................................................................................ 254F.1 Stabilité de la réponse du PSD et systèmed’axesLes données PSD de l’année 2009 ont été analysées pour vérifier lastabilité de la réponse du système (cf. § III.1.1). Ci-dessous à gauche aprèsnormalisation à 1 UA, la stabilité obtenue est de l’ordre de 0,2 %. On peut noter(en bleu ci-dessous à droite) que l’excentricité de l’orbite terrestre a pu êtredéduite de la variabilité annuelle du signal. On a obtenu une valeur de 0,016773,soit une erreur de 0,4 % par rapport à la valeur astrométrique (0,016710).Fig. F.1-1 A gauche, Stabilité de la réponse du PSD pour l’année 2009après normalisation à 1 UA. A droite (en bleu), variation dusignal liée à l’excentricité de l’orbite terrestre.Système d’axesDétermination du biais angulaire entre les axes de la CPD et du PSDLes orientations respectives des détecteurs de position angulaire du soleilet des axes de rotation de la CPD (X M ,Y M ou encore : X SOLAR , Y SOLAR ) sontreprésentées ci-dessous.252

Fig. F.1-2Configuration des axes de la charge utile SOLAR. Les labels‘M’, ‘SS’ et ‘PSD’ désignent respectivement les axes derotation de la CPD, du senseur solaire de la CPD et du PSD.A droite : orientation des axes par rapport à la face blanchede SOLSPEC.Un biais angulaire (∆x,∆y) existe entre les axes du PSD et ceux dusenseur solaire de la CPD. Il est lié en partie au désalignement de SOLSPEClors de son intégration au sol dans la CPD (cf. § III.1.1). En désignant par(X PSD ,Y PSD ) et (X coord ,Y coord ) les coordonnées des deux pointeurs dans latélémétrie et compte tenu de l’orientation des axes, on obtient :XYPSDPSD= −Y= + Xcoordcoord+ ∆x+ ∆y(F.1-1)Fig. F.1-3Télémétrie du PSD et du senseur solaire de la CPD selonleurs deux axes lors d’une mesure solaire. La corrélation estbien établie après compensation des biais angulaires entreles axes des deux senseurs.253

Les termes (∆x, ∆y) ont été déduits d’une comparaison de donnéestélémétriques. Un exemple est représenté ci-dessus. On en a déduit un biaisrespectif de -32 et -106 minutes d’arc pour ∆x et ∆y.F.2 Stabilité thermiqueEtude thermique de l’expérience SOLSPEC Pendant la mission SOLAR(cf. § III.1.3.2). Echantillon de données pour l’année 2009 associées auxthermistances de la plaque centrale et de l’obturateur principal.Fig. F.2-1Températures de la plaque centrale (à droite) et del’obturateur principal (à gauche) pendant les mesures solaires(en bleu) et pendant les mesures de l’année 2009 pour leslampes à ruban de tungstène VIS (en vert).Pour les mesures solaires (en bleu), les températures moyennes dessondes sont de l’ordre de 3 °C, avec une amplitude de variation voisine de 5 °C.Pour les lampes à ruban de tungstène VIS (en vert ci-dessus), la dispersion estéquivalente (~5 °C). Les températures plus élevées observées avant avril 2009portent la signature de la chaleur dégagée précédemment par une lampe audeutérium mises sous tension peu avant les lampes à ruban de tungstène. Cetteséquence a été modifiée par la suite.Des modes chauds et froids extrêmes ont été analysés au sol Pendant lesétudes de modélisation thermique de SOLSPEC. Ils correspondaient à desvariations de flux incidents (solaire et terrestre) de ± 4 %. Les températuresassociées déduites de ces travaux se situaient entre -5°C et +15°C. Lesobservations en orbite valident ce modèle et les températures enregistrées sesituent entre ces extrêmes.254

PublicationsUne contribution a été apportée pour les articles suivants :Thuillier, G., Foujols, T., Bolsée D., Gillotay, D., Hersé, M., Peetermans, W.,Decuyper, W., Mandel, H., Sperfeld, P., Pape, S., Taubert, D. R. andHartmann, J., SOLAR/SOLSPEC: Scientific Objectives, InstrumentPerformance and Its Absolute Calibration Using a Blackbody as PrimaryStandard Source, Solar Physics, 257, Issue 1, 185-213, 2009.Thuillier, G., DeLand, M., Shapiro, A., Schultz, W., Bolsée, D. and Melo, S.M.L.,The Solar Irradiance as a Function of the Mg II Index for Atmosphere andClimate Modelling, Solar Physics, 277, Issue 2, 245-266, 2012, doi;10.1007/s11207-011-9912-5.Thuillier, G., Bolsée, D., Foujols, T., Schmidtke, G., Nikutowski, B., Brunner, R.,Hersé, M., Gillotay, D., Mandel, H., Peetermans, W. and Decuyper, W., Thesolar irradiance spectrum at solar activity minimum between solar cycles 23and 24, en cours de préparation pour Solar PhysicsUne contribution a été apportée pour la participation aux conférencessuivantes :- SOLAR Face-to-Face Meeting, 4-5 December 2008, Brussels (Belgium).- The Solar EUV-IR workshop, 15-17 April 2009, Fraunhofer-IPM Freiburg(Germany).- The IAMAS symposium, 19-29 July 2009, Montreal (Canada).Thuillier, G., Bolsée, D., Foujols, T., Gillotay, D., Mandel, H. and Sperfeld,P., The Solar Spectrum Methods of Measurements, Calibration and RecentResults.- The SORCE meeting, 19-21 May 2010, Keystone (USA).Thuillier, G., Schmidtke, G., Foujols, T., Nikutowski, T., Bolsée, D., Gillotay,D., Hersé, M., Peetermans, W., Decuyper, W. and Mandel, H., A compositeAbsolute Solar Irradiance Spectrum at Solar Minimum.- The Face-to-Face Meeting II, 21-22 June 2010, Brussels (Belgium).- The COSPAR meeting, 18-25 july 2010, Bremen (Germany).Thuillier, G., Schmidtke, G., Foujols, T., Nikutowski, T., Bolsée, D., Gillotay,D., Hersé, M., Peetermans, W., Decuyper, W. and Mandel, H., TheAbsolute Solar Irradiance Spectrum at Solar Minimum Activity Measured by255

the SOLSPEC and SolACES Spectrometers from 17 to 3000 nm Placed onBoard the International Space Station.- The AGU Fall Meeting 2011, 5-9 December, San Francisco (USA).Thuillier, G., Bolsée, D., Schmidtke, G., Schmutz, K, The Solar SpectralIrradiance Measured on Board the International Space Station and ThePicard Spacecraft.- The EGU General Assembly 2012, 22-27 April, Vienna (Austria).Thuillier, et al., K, A New Solar Spectral Irradiance Reconstruction basedon MGII and Neutral Monitoring Indices for Use in Climate Modelling.256

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Liste d’acronymesACRIM : Active Cavity Radiometer Irradiance MonitorAMF : Air Mass FactorATLAS : ATmospheric Laboratory for Applications and ScienceB.Usoc : Belgian - User Support and Operation CenterCAD : Conversion Analogue DigitalCCM : Chemistry Climate ModelsCEM : Compatibilité Electro-MagnétiqueCME : Coronal Mass EjectionCMOS : Complementary Metal-Oxide SemiconductorCNRS : Centre National de la Recherche ScientifiqueCOSI : COde for Solar IrradianceCPD : Coarse Pointing DeviceCPU : Central Processing UnitDIARAD : DIfferential Absolute RADiometerDOAS : Differential Optical Absorption SpectroscopyENVISAT : ENVIronmental SATelliteESA : European Space AgencyESR : Electrical Substitution RadiometerEURECA : EUropean REtrievable CArrierEUV : Extreme UltraVioletFOV : Field Of ViewFUV : Far UltraVioletFWHM : Full Width at Half MaximumGCR : Galactic Cosmic RaysGUM : Guide to the expression of Uncertainty in MeasurementHCL : Hollow Cathode LampIASB : Institut d'Aéronomie Spatiale de BelgiqueILS : Interrupteurs à Lames SouplesIPM : Institut Physikalische MesstechnikIR : InfraredKSC : Kennedy Space CenterLASP : Laboratory for Atmospheric and Space PhysicsLATMOS : Laboratoire ATmosphères, Milieux, Observations SpatialesLED : Light Emitting DiodeLLD : Low Level DiscriminatorMLI : Multi Layer InsulationMUV : Middle UltraVioletMV : Modèle de VolNASA : National Aeronautics and Space AdministrationNIR : Near InfraRedNIST : National Institute of Standards and TechnologyNOAA : National Oceanic and Atmospheric AdministrationNPL : National Physical Laboratory267

NPOESS : National Polar-orbiting Operational Environmental SatelliteOD : Optical DensityPAD : Pulse Amplifier DiscriminatorPLL: Phase-locked LoopPM : Photo MultiplierPROM : Programmable Read Only MemoryPSD : Position Sensitive DetectorPSF : Point Spread FunctionPTB : Physikalisch-Technische BundesanstaltRMS : Root Mean SquareSAA : Southern Atlantic AnomalySBUV : Solar Backscatter UltraVioletSciamachy : SCanning Imaging Absorption spectroMeter for Atmospheric CHartographYSEE : Solar Euv ExperimentSIDC : Sunspot Index Data CenterSIM : Spectral Irradiance MonitorSIRCUS : Spectral Irradiance & Radiance Calibrations with Uniform SourcesSMA : Sub-Miniature A connectorSNOE : Student Nitric Oxide ExperimentSNR : Signal-to-Noise RatioSolACES : SOLar Auto Calibrating Euv/uv SunphotometerSOLSPEC : SOLar SPECtrumSOLSTICE : SOLar STEllar Irradiance Comparison ExperimentSORCE : Solar Radiation and Climate ExperimentSOVAP : Solar Variability PICARDSpaceLab : Space LaboratorySSBUV : Shuttle Solar Backscatter UltraVioletSSN : Sun Spot NumberSURF : Sunchrotron Ultraviolet Radiation FacilitySUSIM : Solar Ultraviolet Spectral Irradiance MonitorTIM : Total Irradiance MonitorTIMED : Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and DynamicsTSI : Total Solar IrradianceTSIS : Total & spectral Solar Irradiance SensorUA : Unité AstronomiqueUARS : Upper Atmosphere Research SatelliteUV : UltraVioletVIRGO : Variability of Solar Irradiance and Gravity OscillationsVIS : VISibleXPS : Xuv Photometer SystemWHI : Whole Heliospheric IntervalZAH : Zentrum für Astronomie Heidelberg268