II - de l'UniversitÃ© libre de Bruxelles

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$Studies of fractional D-branes in the gauge/gravity correspondence ...$

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
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Je remercie les membres du B.Usoc d
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AbstractThe Sun is a variable star.
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II.2.3.3.1 Sélection de la lampe .
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II ont marqué un tournant en rédu
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ayons X jusqu’au proche IR. Deux
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Annexe - FStabilité en orbiteDéve
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Les termes (∆x, ∆y) ont été d
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Ciddor, P. E., Refractive index of
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Kasten F. and Young, A. T., Revised
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Photomultiplier Tubes (handbook), B
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Thuillier, G., Gault, W., Brun, J-F
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Yoon, H. W., Sperfeld, P., Galal Yo
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NPOESS : National Polar-orbiting Op
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