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L'instrument scientifique de PicSat a été tout spécialement développé et construit pour l'observation du transit de Beta Pictoris b (ou de sa sphère de Hill) devant son étoile. Il s'agit donc d'un instrument étudié pour faire de la photométrie (meusre de luminosité) à relativement haute précision, sur des étoiles brillantes. Pour ce faire, l'instrument se base sur un petit télescope de 5 cm d'ouverture (diamètre), qui récolte la lumière de l'étoile, et l'envoie vers une fibre optique monomode. La fibre est elle-même connectée à une photodiode à avalanche, un détecteur capable de compter un par un les photons lui arrivant. L'utilisation d'une fibre monomode, dont la particularité est d'être extrêmement petite (de l'ordre de 3 micromètres de diamètre), permet d'éviter que de la lumière parasite (clair de Lune, clair de Terre, lumière diffusée par la structure du télescope, etc.) ne vienne polluer les mesures.
Mais, la fibre optique est si petite, qu'il est même difficile d'y faire entrer la lumière de l'étoile cible ! Pour que cette lumière pénètre dans la fibre, il est nécessaire d'avoir un pointage excellent, et de garder le télescope toujours parfaitement en face de l'étoile (à la seconde d'angle !). Comme il est trop difficile d'atteindre un tel niveau de précision sur le pointage, c'est en fait la fibre optique elle-même qui est placée sur une petite platine piezo-électrique, lui permettant de se déplacer légèrement pour rester alignée avec l'étoile.
Comme l'instrument doit pouvoir rentrer dans une unité au format CubeSat (10x10x10 cm), la configuration optique du télescope de PicSat est une configuration compacte, hors-axe et à deux miroirs. Un premier miroir, une parabole hors-axe de 5 cm de deiamètre, collecte la lumière stellaire, et la focalise. Le faisceaux est replié par un miroir secondaire, plan, pour converger vers la fibre optique monomode, située au plan focal de la parabole primaire. L'instrument complet a une ouverture de 5 cm, et une longueur focale de 13.5 cm, mais rentre parfaitement dans une unité de CubeSat (il reste même de la place pour le senseur stellaire du système de contrôle d'attitude) !
Ce système est extrêmement compact, mais n'est pas sans un défaut important : l'utilisation d'une parabole hors-axe le rend particulièrement sensible aux défauts d'alignement. Si la cible n'est pas parfaitement centrée, ou si les deux miroirs ne sont pas parfaitement alignés, la qualité optique du système total se dégrade rapidement. Pour faire en sorte que le système puisse être réglé au sol, et ne se désaligne pas au moment du lancement, ou une fois dans l'espace, un système d'ajustement a été prévu, utilisant des cales pelables montées sur le support du miroir secondaire. Ainsi, la hauteur exacte de chacune des trois vis permettant de fixer le secondaire est réglable à quelques microns près, ce qui permet de l'orienter très précisément face au miroir primaire. La procédure de réglage est longue et fastidieuse, mais le résultat, testé en chocs et en vibrations, est robuste !
L'une des principales missions de l'électronique de la charge-utile de PicSat est de contrôler en temps réel le pointage fin de la fibre optique dans le plan focal du télescope. Le coeur de la fibre faisant approximativement la même taille que la tâche de diffraction de l'étoile (3 microns), il est indispensable de garder la fibre parfaitement centrée sur l'étoile.
Si l'étoile se déplace dans le plan focal de l'instrument, du fait, par exemple, des vibrations du satellite, alors le flux injecté dans la fibre peut très rapidement décroître. Toutefois, le système d'acquisition (fibre optique et détécteur à avalanche) n'ayant, par nature, qu'un seul "pixel", il n'a pas à proprement parler de "champ de vue". En conséquence, si l'étoile se déplace, le flux reçu diminue, sans qu'il soit facile de savoir dans quelle direction l'étoile est partie.
L'idée de l'algorithme de pointage de PicSat est donc de ne pas rester centré sur l'étoile, mais de se décaler volontairement, selon un motif de modulation faisant tourner la fibre autour de l'étoile. Il est ainsi possible, en utilisant une modulation à environ 100 Hz, d'avoir une sorte de scan local de la tâche de diffraction, et d'estimer en temps réel la position de l'étoile.
En pratique, cette idée est implémentée au sein d'un filtre de Kalman, qui utilise des données en provenance de plusieurs capteurs, à l'instar des capteurs de position de la platine piezo-électrique, des mesures de la photodiode, et des gyroscopes, pour estimer la position de l'étoile. L'algorithme tourne à une fréquence de 1 kHz, et est capable de filtrer des vibrations jusqu'à environ 30 Hz.
Simulation du déplacement de l'étoile par rapport à la fibre située dans le plan focal du télescope, lorsque le système de pointage fin est actif
Simulation du déplacement de l'étoile par rapport à la fibre située dans le plan focal du télescope, lorsque le système de pointage fin est inactif
Quelques unes des autres tâches dévolues à l'électronique de la charge-utile sont :