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Accueil > Recherche > Les Axes et Activités de Recherche > Astrophysique Stellaire > Services d’observation > GAIA > GAIA : la charge utile et les instruments pour la Science

Le plan focal

publié le , mis à jour le

Le plan focal de Gaia sera le plus important jamais développé, avec 106 capteurs CCD, un total de près de 1 Gigapixels et des dimensions physiques de 0,5 m × 1 m. L’ensemble du plan focal est commun aux deux télescopes et intègre cinq principales fonctions :

- le Wave-Front Sensor (WFS) ou capteur de front d’onde et le Basic-Angle Monitor (BAM) ou moniteur d’angle de base
- le Sky Mapper (SM), ou cartographe du ciel qui détecte de manière autonome les objets entrant dans les champs de vision, et communique des détails sur les transits des étoiles aux capteurs CCD placés en aval
- le Astrometric Field (AF) principal, ou champ atmosphérique, dédié aux mesures astrométriques
- les Blue and Red Photometers (BP and RP), ou photomètres bleu et rouge, qui fournissent respectivement des mesures spectrophotométriques en basse résolution pour chaque objet dans ​​les gammes de longueur d’onde 320-660 et 650-1000 nm,
- le Radial-Velocity Spectrograph (RVS), ou spectrographe de vitesse radiale, qui enregistre tous les spectres de tous les objets lumineux au-dessus de la magnitude 17.

Figure 1 : Le réseau des CCD. Les deux champs de vision des deux télescopes sont mappés sur le tableau avec les objets sous forme d’images qui traversent le plan focal dans le sens + Yfpa à une vitesse constante de 60"s-1

Séquence des observations dans le plan focal

Chaque objet traversant le plan focal est d’abord détecté par le SM1 (Sky Mapper) ou SM2. Ceux-ci enregistrent respectivement les objets des télescopes 1 ou 2. Cette détection se fait par un masque placé sur chaque image intermédiaire du télescope, croisant la direction de balayage.

Puis une fenêtre est attribuée à l’objet et se propage à travers les CCDs.

L’objet est validé par les détecteurs dans la première colonne du champ Astrometric (AF1) afin d’éliminer les fausses détections (rayons cosmiques).

L’objet traverse ensuite progressivement les 8 colonnes suivantes de l’AF, suivi par les spectrographes BP, RP et le RVS. Grâce au contrôle d’attitude précis de l’engin spatial, la position de l’objet mis en image est associée au temps, lequel est utilisé pour faire fonctionner les détecteurs tout au long de ce mode de fenêtrage. Cela réduit le bruit de lecture à quelques électrons.

Le temps d’intégration nominal par CCD est de 4,42 secondes, ce qui correspond à 4500 pixels au cours du scan. Pour les objets brillants et saturants, le temps d’intégration dans les AF1-AF9, BP et RP est réduit en activant des TDI, ou portes électroniques, dans le détecteur sur une courte période correspondant à la fenêtre pour une étoile brillante. Le but des portes TDI est de réduire le nombre de pixels au cours du scan. Douze portes sont disponibles dans le détecteur et permettent l’optimisation de la collecte de signaux pour les étoiles lumineuses avec un effet minimal pour les étoiles faibles.

Caractéristiques des CCD

Tous les capteurs CCD ont le même format, sont dérivés des e2v Technologies design et sont des dispositifs large-area back-illuminated, full-frame. Ils fonctionnent en Time Delay Integration (TDI) avec une période de 982,8 ms.

L’assemblage du plan focal

Le plan focal est passivement refroidi jusqu’à une température de 170 K pour réduire sa sensibilité aux radiations. Le radiateur CCD (sur la droite dans la figure 2) présente la surface radiative face à la cavité interne plus froide de la charge utile (à 120K) et joue le rôle de blindage contre les rayonnements et de support pour les prismes du photomètre.

Figure 2 : L’ensemble du plan focal, avec la matrice CCD. Dans cette vue, la lumière provenant des télescopes vient de la droite. Le radiateur électronique sur le côté gauche marque l’extérieur de l’engin spatial.

Article extrait de : http://sci.esa.int/gaia/40129-paylo...