L’instrument CoRoT

L’instrument est composé d’un télescope (collecteur afocal à 2 miroirs hors d’axe), d’une caméra grand champ fonctionnant dans le visible, d’une case à équipements (électroniques analogiques et numériques) et d’un logiciel de vol en charge des traitements de photométrie d’ouverture, de la fourniture à la plate-forme de données d’écartométrie (mode de pointage fin) et de la gestion des télécommande et télémétrie.

Schéma de l’instrument avec ses principaux sous sytèmes

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Le télescope

Développé sous la responsabilité du LAM, il comprend :

• Un collecteur afocal, constitué de deux miroirs paraboliques hors d’axe (diamètre de la pupille : 27 cm).

• Un baffle externe cylindrique, destiné à stopper la lumière parasite terrestre, importante en orbite basse. Ses performances sont tout à fait exceptionnelles (coefficient d’atténuation moyen de 10-13) . Le flux résiduel au niveau du plan focal est inférieur à 0.6 photons/pixel/seconde et est négligeable dans le signal recueilli.

• Un obturateur, destiné à protéger l’instrument pendant les opérations de lancement et utilisé contre l’éblouissement solaire en phase d’acquisition initiale. Il est ouvert en cours de recette en vol et ne peut plus être refermé.

La caméra

Développée sous la responsabilité du LESIA. Elle est composée :

• du bloc focal (BF), portant les 4 matrices CCD de 2048 x 4096 pixels. Chaque CCD couvre 1,7 degré carré sur le ciel. Les CCD travaillent en mode MPP et sont régulés autour de -40°C, réduisant le niveau d’obscurité à une valeur très faible (<1 e-/pixel/s). Les détecteurs utilisés (CCD EEV à transfert de trame, amincis, éclairés par l’arrière) n’avaient jamais volé. Les détecteurs ont été triés et calibrés au laboratoire.
  C’est à ce niveau que sont distinguées les deux « voies » de l’instrument, grâce à une focalisation différente : la voie « étoiles faibles » aussi appelée voie exoplanètes observant un grand nombre d’étoiles faibles en même temps et la voie « étoiles brillantes » aussi appelée voie sismologie observant seulement 10 étoiles brillantes simultanément.
  Un prisme, installé devant les détecteurs sur la voie « étoiles faibles » réalise une décomposition spectrale de la lumière à très basse résolution (R 4) et permet d’observer simultanément dans 3 bandes « colorées ».

• de l’objectif dioptrique (OD), destiné à focaliser la lumière incidente (f=1200 mm), ainsi qu’à corriger les aberrations géométriques introduites par l’afocal. Le corps de l’objectif dioptrique est en titane et constitué de 6 barillets porte-lentilles.

La caméra grand champ

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• de deux boîtiers électroniques de proximité fixés sur le blindage calculé pour pouvoir éliminer totalement les électrons et les protons d’énergie inférieure à 50 MeV.

• des éléments de contrôle thermique du bloc focal, qui assurent une stabilité en température des CCD meilleure que 0.015 degrés (0-crête) sur l’orbite.

La case à équipements

Développée sous la responsabilité du LESIA. C’est une structure à 4 panneaux qui supporte tous les composants associés à l’instrument :

Les éléments de contrôle thermique

La partie supérieure de la case est dotée d’un système de régulation thermique et les éléments thermiquement sensibles : électronique vidéo et télémétries analogiques, y sont regroupés. Les boîtiers correspondants sont posés sur des répartiteurs thermiques en aluminium (masse : 25 kg), reliés à des radiateurs. Ils sont maintenus à une température régulée de façon passive, par inertie thermique, à ± 0.15°C sur l’orbite. La partie inférieure de la case n’assure qu’une régulation à ± 4°C.

Les électroniques de traitement scientifique

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

Les boîtiers électroniques de servitude

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

Le logiciel de vol

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

Le PBS

Les fonctions principales du PBS sont :

• Initialiser le DPU (Digital Process Unit) au démarrage,
• Collecter et fournir l’état de la télémétrie,
• Reçevoir et exécuter les télécommandes de bas niveau,
• Collecter et transférer les données vers la mémoire de la plateforme,
• Démarrer et contrôler l’APS,
• Vérifier l’état de santé des divers composants et gère les erreurs.

L’APS

Les fonctions de l’APS sont :

• Extraire le signal photométrique,
• Reçevoir et interpréter les télécommandes,
• Transférer les données scientifiques vers la mémoire de la plateforme.

Un boîtier contenant le processeur de bord de l’instrument

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

Le rôle du LESIA dans la construction de l’instrument

Les responsabilités du LESIA dans le développement ont été : spécifications, tri et calibration des détecteurs de vol, intégration de la caméra, spécification et tests de l’électronique de lecture des détecteurs et de l’électronique de servitude, spécification et tests du logiciel de vol, spécifications et développement des logiciels d’intégration et des logiciels opérationnels permettant de définir la programmation et le paramétrage de l’instrument.

Une des spécificités de cette mission pour le laboratoire, est d’avoir été en interface directe avec la plateforme et donc de pouvoir concevoir un satellite qui s’adapte au mieux aux besoins scientifiques pour un moindre coût. Cela a été le cas pour le Système de Contrôle d’Attitude et d’Orbite (SCAO), une partie de la thermique qui utilise les lignes de régulation de la plateforme PROTEUS, les signaux 8 Hz et 1/32 Hz pour la synchronisation des électroniques et une partie des modes d’acquisition des « HouseKeeping » qui permettent au sol de corriger les effets instrumentaux parasites identifiés.

Toutes les spécifications de haut niveau, à savoir la performance photométrique (niveau de bruit 0.7 ppm en sismologie et 7 10-4 pour une étoile V = 15.5 sur la voie « étoiles faibles », le taux de disponibilité des données (> 90%) et la durée des observations continues ont été respectées.

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