LESIA - Observatoire de Paris

STIX : mesure des visibilités

2018-03-19T11:24:26Z

Sommaire de la rubrique

La mission Solar Orbiter

L'instrument STIX sur Solar Orbiter

STIX : description de l'instrument

Le système d'imagerie de STIX
- Imagerie de Fourier
- Motifs de moiré
- STIX : mesure des visibilités

Mesure des visibilités

Le système d'imagerie de STIX comprend 30 détecteurs dédiés à la mesure de 30 visibilités dans le plan de Fourier. Une visibilité est définie par son amplitude et sa phase (on peut l'assimiler à une sinusoïde). De manière complémentaire on peut la caractériser par sa partie réelle et sa partie imaginaire dans un plan complexe.

Pour STIX (comme pour RHESSI), la résolution spatiale associée à une visibilité est proportionnelle au pas moyen des grilles associées au détecteur et inversement proportionnelle à la distance entre les grilles (voir « STIX : description de l'instrument »). Pour avoir accès aux plus petites échelles spatiales, il faut donc diminuer le pas moyen des grilles et/ou augmenter la distance entre les grilles d'un sous-collimateur.

Dans le cas de STIX, la distance entre les grilles est fixée à 55 cm. Le pas des grilles varie de 38 µm à 1 mm entre les 30 sous-collimateurs, ce qui permet d'accéder à des échelles spatiales entre 7 secondes d'arc et 6 minutes d'arc. Lorsque STIX sera au plus près du Soleil (0.28 unités astronomiques), cela correspondra à des échelles entre 1500 et 38000 km sur la surface du Soleil.


Figure 1 : photographie des grilles à l'avant de l'instrument STIX: Les 30 grilles dédiées à l'imagerie ont toutes des pas et des orientations différentes.
Crédits : équipe STIX

Echantillonner une frange de moiré sur un détecteur de STIX


Figure 2 : photographie de la surface pixellisée des détecteurs de STIX: Crédits : Grimm et al. 2015

Les détecteurs de STIX ont trois lignes de 4 pixels. Comme on peut le voir sur la figure 2, STIX possède 8 gros pixels et 4 petits. D'une manière générale, une seule ligne, soit seulement quatre pixels, sont utilisés pour la mesure d'une frange de moiré, comme illustré par la figure 3. Les trois lignes de pixels offrent donc trois mesures redondantes.


Figure 3 : représentation de la mesure d'une frange de moiré sur quatre pixels d'un détecteur de STIX: Gauche : distribution des positions d'arrivée des photons sur le détecteur. Droite : reconstruction de la frange de moiré (sinusoïde) à partir de quatre mesures du nombre de coups dans les quatre pixels étiquetés A, B, C et D (Schéma adapté de Benz et al. 2012).

La couverture du plan de Fourier de STIX comprend 30 visibilités, réparties sur 10 fréquences spatiales dans différentes directions. Comme on peut le voir sur la figure 1, cela se traduit par des paires de grilles de pas différents et de différentes orientations. Pour mesurer une visibilité, il faut s'assurer que l'interfrange du motif de moiré correspondant est égal à la largeur d'un détecteur de STIX (8.8 mm), et que le motif de moiré est bien aligné avec la largeur du détecteur. Pour cela, on ajuste la différence de pas et d'orientation entre les deux grilles (avant et arrière) d'un même collimateur (voir Musset, 2016).

De la frange de moiré à la visibilité complexe

Mesurer l'amplitude et la position d'une frange de moiré sur un détecteur de STIX revient à mesurer une visibilité complexe dans le plan de Fourier associée à ce détecteur. Soit A, B, C et D le nombre de coups enregistrés dans les quatre pixels dans la largeur du motif de moiré (voir figure 3). On peut montrer que les grandeurs C – A et D – B sont proportionnelles à la partie réelle et à la partie imaginaire de la visibilité respectivement.

Une autre manière de voir cette mesure est de considérer la phase et l'amplitude de la visibilité complexe. La phase est directement liée à la position de la source par rapport à l'axe du collimateur (paire de grilles et détecteur). Cette phase se traduit par le déplacement du motif de moiré par rapport au centre du détecteur. La position de la source et le décalage de la frange de moiré sur le détecteur sont donc liés, comme illustré sur la figure 4. L'amplitude du motif de moiré est, quant à elle, liée à l'amplitude de la phase. Cette amplitude est liée à la "quantité" de structures de la source à l'échelle spatiale considérée.


Figure 4 : illustration du lien entre angle d'incidence (i.e. position) de la source et décalage de la frange de moiré sur le détecteur: En haut : la source a un angle d'incidence nul, le motif de moiré (son maximum) est centré sur le détecteur. En bas : pour une source identique mais avec un angle d'incidence non nul, le motif de moiré a la même amplitude mais il est décalé sur le détecteur.

Références

Benz, A. O. ; Krucker, S. ; Hurford, G. J. ; Arnold, N. G. ; Orleanski, P. ; Gröbelbauer, H.-P. ; Klober, S. ; Iseli, L. ; Wiehl, H. J. ; Csillaghy, A. ; Etesi, L. ; Hochmuth, N. ; Battaglia, M. ; Bednarzik, M. ; Resanovic, R. ; Grimm, O. ; Viertel, G. ; Commichau, V. ; Meuris, A. ; Limousin, O. ; Brun, S. ; Vilmer, N. ; Skup, K. R. ; Graczyk, R. ; Stolarski, M. ; Michalska, M. ; Nowosielski, W. ; Cichocki, A. ; Mosdorf, M. ; Seweryn, K. ; Przepiórka, A. ; Sylwester, J. ; Kowalinski, M. ; Mrozek, T. ; Podgorski, P. ; Mann, G. ; Aurass, H. ; Popow, E. ; Onel, H. ; Dionies, F. ; Bauer, S. ; Rendtel, J. ; Warmuth, A. ; Woche, M. ; Plüschke, D. ; Bittner, W. ; Paschke, J. ; Wolker, D. ; Van Beek, H. F. ; Farnik, F. ; Kasparova, J. ; Veronig, A. M. ; Kienreich, I. W. ; Gallagher, P. T. ; Bloomfield, D. S. ; Piana, M. ; Massone, A. M. ; Dennis, B. R. ; Schwarz, R. A. ; Lin, R. P.
The spectrometer telescope for imaging x-rays on board the Solar Orbiter mission
Space Telescopes and Instrumentation 2012 : Ultraviolet to Gamma Ray. Proceedings of the SPIE, Volume 8443, article id. 84433L, 15 pp. (2012).
http://dx.doi.org/10.1117/12.927793

Musset, S.
Accélération et propagation des particules énergétiques dans la couronne solaire : de l'analyse des données de l'instrument RHESSI à la préparation de l'exploitation de l'instrument STIX sur Solar Orbiter
Thèse de doctorat, PSL (2016)
http://www.theses.fr/2016PSLEO011 (pp 182-189)

Grimm, O. ; Bednarzik, M. ; Birrer, G. ; Arnold, M. ; Commichau, V. ; Hurford, G. ; Krucker, S. ; Limousin, O. ; Meuris, A.
Performance and qualification of CdTe pixel detectors for the Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays
Journal of Instrumentation, Volume 10, Issue 02, article id. C02011 (2015).
http://dx.doi.org/10.1088/1748-0221/10/02/C02011.

Motif de moiré

2018-03-19T11:24:13Z

Sommaire de la rubrique

La mission Solar Orbiter

L'instrument STIX sur Solar Orbiter

STIX : description de l'instrument

Le système d'imagerie de STIX
- Imagerie de Fourier
- Motifs de moiré
- STIX : mesure des visibilités

Motif de moiré

Un motif de moiré ou frange de moiré se forme lorsqu'un signal électromagnétique est modulé par deux grilles ayant soit un pas légèrement différent, soit une orientation légèrement différente, soit les deux. Sur le schéma ci-dessous, on peut voir que deux grilles d'un pas différent (à gauche) ou d'orientation différente (à droite) permettent de former un système de franges dont l'interfrange (indiqué par une flèche bleue) est à plus grande échelle spatiale que le pas des grilles.

Modifier la différence de pas, ou l'angle entre les deux grilles change la longueur de l'interfrange. L'animation ci-dessous montre l'effet de l'angle entre les deux grilles sur l'interfrange.

Crédits P. Fraundorf " />: Crédits P. Fraundorf

Le profil de moiré est un profil triangulaire, mais il est courant de faire l'approximation d'une sinusoïde et de négliger les harmoniques d'ordre supérieur à 1. L'interfrange correspond alors à la période du profil. Dans l'approximation sinusoïdale, et pour de petits angles, l'interfrange diminue lorsque la différence entre le pas des grilles augmente et/ou lorsque l'angle entre les grilles augmente. Notons que la valeur de l'interfrange dépend donc des pas et de l'orientation des grilles, mais non de la distance entre les deux grilles.

Imagerie de Fourier

2018-03-19T11:23:58Z

Sommaire de la rubrique

La mission Solar Orbiter

L'instrument STIX sur Solar Orbiter

STIX : description de l'instrument

Le système d'imagerie de STIX
- Imagerie de Fourier
- Motifs de moiré
- STIX : mesure des visibilités

Imagerie de Fourier

Considérons une image dont l'intensité dépend des coordonnées spatiales angulaires (α,β). On peut lui associer des coordonnées de fréquence spatiale (u,v) qui sont les variables conjuguées des coordonnées angulaires spatiales par la transformée de Fourier.

La fréquence spatiale correspond à l'inverse d'une échelle caractéristique de variation spatiale de l'objet observé. Le plan (u,v) est appelé plan des fréquences spatiales.


Schéma descriptif des relations entre image et visibilités: A gauche, la distribution spatiale d'intensité d'une image. S₁ et S₂ sont des échelles spatiales de l'objet observé. A droite, la distribution des visibilités dans le plan des fréquences spatiales, dont les échelles caractéristiques sont les inverses des échelles spatiales.

On peut introduire la notion de facteur de cohérence complexe plus communément appelé visibilité complexe. Selon le théorème de Zernike-Van Cittert, le facteur de cohérence complexe est la transformée de Fourier de la distribution spatiale d'intensité de la source. Notons que le facteur de cohérence complexe est un outil purement mathématique.

En d'autres termes, une mesure du facteur de cohérence complexe (c'est-à-dire une mesure de visibilité complexe) fournit une composante de fréquence spatiale de la source (c'est-à-dire un point dans le plan (u,v)). Un interféromètre est un instrument qui permet d'échantillonner le plan des fréquences spatiales en mesurant certaines visibilités. La répartition des visibilités échantillonnées dans le plan des fréquences spatiales dépend des caractéristiques de l'instrument, elle est appelée "couverture du plan (u,v)".

Si on mesure le facteur de cohérence complexe pour un assez grand nombre de fréquences spatiales (i.e. plusieurs visibilités), on peut reconstruire la distribution spatiale d'intensité de la source (par transformée de Fourier inverse).

Le système d'imagerie de STIX

2018-03-19T11:19:51Z

Sommaire de la rubrique

La mission Solar Orbiter

L'instrument STIX sur Solar Orbiter

STIX : description de l'instrument

Le système d'imagerie de STIX

Le système d'imagerie de STIX

Le système d'imagerie de STIX est composé de 30 sous-collimateurs, chacun étant constitué d'une paire de grilles et d'un détecteur. Le principe d'imagerie indirecte de STIX est basé sur la mesure de 30 visibilités complexes du plan de Fourier. Dans le cas de STIX, la mesure d'une visibilité est possible par la formation d'une frange de moiré sur un détecteur grâce à la modulation du signal par la paire de grilles placée devant celui-ci (voir la description de l'instrument). Ce motif de moiré est approximé par une sinusoïde. Comme les détecteurs de STIX sont pixellisés, on peut échantillonner sur chaque détecteur (sur quatre pixels) une visibilité complexe, c'est-à-dire en mesurer à la fois la partie réelle et la partie imaginaire (ou encore l'amplitude et la phase). La mesure d'une visibilité de Fourier dans l'instrument STIX est détaillée sur la page « STIX : mesure des visibilités ».

Les 30 collimateurs de STIX (détecteur et paire de grille) permettent donc de mesurer 30 points dans le plan de Fourier. L'échantillonnage du plan de Fourier par STIX (a) et la réponse brute de l'instrument à une source ponctuelle (b) sont montrés dans la figure ci-dessous.

: (a) Echantillonnage du plan de Fourier par STIX et (b) réponse brute de l'instrument à une source ponctuelle. (Musset, PhD Thesis, 2016).

Pour améliorer la qualité de l'image, on peut (tout comme en radioastronomie), utiliser plusieurs algorithmes de traitement d'image (voir par exemple les algorithmes développés pour l'instrument RHESSI) permettant, entre autres, de déconvoluer l'image de la fonction d'étalement de point de l'instrument.

STIX : description de l'instrument

Agnès Fave — 2017-05-15T08:13:56Z

Sommaire

La mission Solar Orbiter

L'instrument STIX sur Solar Orbiter

STIX : description de l'instrument

Le système d'imagerie de STIX

L'instrument STIX est un spectro-imageur dont la technique d'imagerie est basée sur la mesure de visibilités, technique héritée en ce qui concerne la physique solaire de ce qui a été fait sur YOHKOK / HXT et RHESSI.

L'instrument STIX est constitué de 30 sous-collimateurs, chaque sous-collimateur étant constitué d'une paire de grilles et d'un détecteur. Deux autres détecteurs (non associés à des grilles) sont également présents. Les deux détecteurs qui ne sont pas associés avec une paire de grille sont dédiés à la détermination du bruit de fond ainsi qu'à la grossière localisation des sources X. Les détecteurs sont refroidis à -20°C.

Derrière les détecteurs se trouve l'unité électronique. Un atténuateur en aluminium peut être mécaniquement placé devant les détecteurs pour diminuer le flux X (dans le cas d'une éruption importante) et éviter la saturation de l'électronique.


Schéma du design de STIX: Le schéma montre la fenêtre de Berylium perméable aux rayons X, la paire de plateaux sur lesquels sont montées les grilles, et le module comprenant l'atténuateur, les détecteurs etl'électronique. Les plateaux supportant les grilles sont fixés sur la plateforme du satellite.

Caractéristiques de l'instrument STIX

Les caractéristiques instrumentales sont résumées dans le tableau suivant :

Performances de STIX
Energy Range	4 – 150 keV
Energy Resolution (FWHM)	1 keV @ 6 keV to 15 keV @ 150 keV
Effective area	6 cm²
Finest angular resolution	7 arcsec
Coarsest angular resolution	3 arcmin
Field of view for imaging	2°
Image placement accuracy	4 arcsec
Time resolution (statistics limited)	>0.1 s

L'instrument STIX permet de réaliser des images avec un champ de vue de 2° (on observera donc le Soleil entier même au moment du périhélie).

La résolution spatiale pourra atteindre 7 arcsec, ce qui correspond à 1400 km sur le Soleil au périhélie (0.28 UA) et 3600 km pour les fenêtres d'observations à haute latitude où le satellite sera plus éloigné du Soleil (0.71 UA).

STIX produit également des spectres de l'émission X entre 4 et 150 keV, avec une résolution spectrale allant de 1 keV (à 6 keV) à 15 keV (à 150 keV). Ce domaine d'énergie est divisé en 32 bandes d'énergies scientifiques. Une source d'étalonnage radioactive au baryum est embarquée afin de produire un spectre d'étalonnage comprenant des raies caractéristiques, notamment à 31 et 81 keV pour les deux raies les plus visibles.

Une des spécificités de la mission Solar Orbiter est la faible télémétrie disponible : 150 kbps pour l'instrument STIX (Krucker et al., 2013 ; 2016). Dans ces conditions, STIX produira d'une part des données de faible latence (courbe de lumière, spectre...) et une partie de l'analyse scientifique sera faite à bord (calcul de visibilités pour l'imagerie, sélections d'intervalles de temps pour l'accumulation de spectres...) afin de transmettre une plus faible quantité de données.

Les détecteurs de STIX sont des détecteurs pixellisés développés au Service d'Astrophysique (Sap) du CEA-Saclay. Ces détecteurs sont composés d'un cristal (CdTe) derrière lequel se trouve un circuit intégré de lecture (ASIC), formant un ensemble appelé Caliste/SO.

Références

S. Krucker, A.O. Benz, G.J. Hurford, N.G. Arnold, P. Orleanski, H.−P. Gröbelbauer, D. Casadei, S. Kobler, L. Iseli, H.J.Wiehl, A. Csillaghy, L. Etesi, N. Hochmuth, M. Battaglia, M. Bednarzik, R. Resanovic, O. Grimm, G. Viertel, V. Commichau, A. Howard, A. Meuris, O. Limousin, S. Brun, N. Vilmer, K.R. Skupg, R. Graczyk, M. Stolarski, M.Michalska, W. Nowosielski, A. Chichocki, M. Mosdorf, K. Seweryn, A. Bialek, J. Sylwester, M. Kowalinski, T.Mrozek, P. Podgorski, G. Mann, H. Önel, H. Aurass, S.−M. Bauer, W. Bittner ,F. Dionies, J. Paschke, D. Plüschke, E.Popow, J. Rendtel, A. Warmuth, M. Woche, D. Wolter, H.F. Van Beek, F. Farnik,, R.P. Lin
The spectrometer/telescope for imaging X−rays on board the ESA Solar Orbiter spacecraft
Nuclear Instruments and Methods in Physics Research, Section A : Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment, Volume 732, 21 December 2013, Pages 295-298.
http://dx.doi.org/10.1016/j.nima.2013.05.050

Krucker, S. ; Bednarzik, M. ; Grimm, O. ; Hurford, G. J. ; Limousin, O. ; Meuris, A. ; Orleański, P. ; Seweryn, K. ; Skup, K. R.
The Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays on Solar Orbiter : Flight design, challenges and trade-offs
Nuclear Inst. and Methods in Physics Research, A, Volume 824, 07/2016, p. 626-629.
http://dx.doi.org/10.1016/j.nima.2015.08.045

L'instrument STIX sur Solar Orbiter

2016-11-30T16:27:30Z

Sommaire

La mission Solar Orbiter

L'instrument STIX sur Solar Orbiter

STIX : description de l'instrument

Le système d'imagerie de STIX

Introduction

L'expérience Spectrometer/telescope for Imaging X-rays (STIX) a été proposée par un consortium international conduit par l'institut FHNW (Fachhochschule Nordwestschweiz) à Windish en Suisse (PI A.O. Benz puis S. Krucker) en réponse à l'appel d'offre de l'ESA pour Solar Orbiter. L'objectif de STIX est de fournir les diagnostics des particules (ici essentiellement des électrons) qui sont accélérées en liaison avec l'activité solaire et qui interagissent dans l'atmosphère solaire (essentiellement rayonnement de freinage des électrons dans le domaine des rayons X).

STIX est l'instrument de Solar Orbiter qui permet de faire le lien entre les mesures en imagerie de l'atmosphère solaire (diagnostics du champ magnétique, diagnostics UV EUV des régions actives éruptives) et les mesures in-situ (émissions radioélectriques des faisceaux d'électrons se propageant dans la haute atmosphère solaire et mesures directes par le satellite des électrons injectés dans le milieu interplanétaire).

STIX fournira des données de spectro-imagerie X des électrons thermiques et non-thermiques en interaction dans l'atmosphère solaire dans une bande d'énergie allant de 4 à 150 keV. La mesure du rayonnement X des électrons par STIX permet d'obtenir des informations cruciales pour les autres instruments de Solar Orbiter (en particulier RPW et EPD) sur le « timing » de l'accélération des faisceaux d'électrons au soleil, sur la localisation de cette accélération à la surface du soleil et sur l'intensité et le spectre des électrons accélérés. La proximité du soleil permet d'aborder les questions de connectivité magnétique entre la surface solaire et le milieu interplanétaire et d'accélération des particules en s'affranchissant en grande partie des problèmes de propagation dans le milieu interplanétaire.

STIX contribue à 3 des questions fondamentales auxquelles Solar Orbiter doit apporter de nouvelles réponses :

Origine du champ magnétique héliosphérique et connectivité magnétique entre la région active et le milieu interplanétaire ? :
Quelles sont les sources, les mécanismes d'accélération et les processus de transport des particules énergétiques ?
Comment les transitoires solaires déterminent une variabilité héliosphérique ?

Participation française

La participation française implique le CEA (Co-I Olivier Limousin, Aline Meuris, Sacha Brun) pour la fourniture de micro-détecteurs CALISTE et le LESIA (Co-I Nicole Vilmer) pour le segment sol (développement d'une interface d'accès aux données et de logiciel de traitement) et l'exploitation scientifique après lancement.

Personnels du LESIA impliqués sur STIX

Equipe LESIA : Nicole Vilmer (Co-I), Karl-Ludwig Klein, Sophie Masson, Abdallah Hamini, Milan Maksimovic

Post-Doc : Antoine Strugarek (en collaboration avec AIM)

Ont également contribué : Sophie Musset, ex-doctorante au LESIA (post-doc Université du Minnesota), Nicolas Fuller

Pour en savoir plus

STIX : description de l'instrument

La mission Solar Orbiter