Principe et chemin optique
Architecture de l'instrument HRVIR
    Le télescope
    Le boîtier de détection
    L'électronique de traitement image
    Le mécanisme de changement de visée
Le système et les principes d'étalonnage

Principe et chemin optique

Le principe de l'instrument est d'observer une ligne complète au sol de la largeur du champ que l'on veut observer grâce à des lignes de détecteurs dont le nombre d'éléments sensibles permet de couvrir ce champ d'un seul coup.
Un séparateur spectral permet de faire cette observation dans différentes fenêtres spectrales.
Ce mode de fonctionnement utilise donc le principe de prise d'image dite en râteau ("push-broom"). Une optique à grand champ forme l'image simultanée de tous les points de la ligne au sol sur une ligne de détecteurs situés dans le plan focal.

Le balayage colonne obtenu sur l'image résulte du défilement du satellite sur son orbite. Le balayage ligne est obtenu par la lecture série des éléments sensibles de la ligne de détection.

L'instrument optique est basé sur un télescope dont le champ de vue de 4°, soit une fauchée de 60 km au sol, est couvert instantanément par une ligne de 6000 détecteurs.

La lecture élémentaire de chaque détecteur donne un point image de 10 mètres au sol (mode haute résolution/cartographique). En couplant électroniquement deux détecteurs contigus, le point image offre une résolution de 20 mètres au sol. Le déplacement du satellite sur son orbite permet de réaliser un balayage "électronique" des lignes continuellement et donc de générer une image.

A ces deux modes de lecture des détecteurs correspondent deux des modes de fonctionnement du HRVIR. Ainsi la génération de l'image est réalisée sans qu'aucune pièce optique ne bouge, ce qui permet d'atteindre de hautes performances de qualité image.

Le flux émis par la terre, éclairée par le soleil, est collecté par un télescope de focale 1,08 m et ouvert à f/3,5. Le faisceau lumineux est éclaté en quatre voies spectrales par un séparateur composé de prismes optiques et de filtres, puis focalisé sur les quatre lignes de détecteurs. Les informations sont "registrées", c'est à dire qu'au même instant, une même ligne de paysage au sol est observé simultanément dans les quatre bandes spectrales, elles sont donc parfaitement superposables.

Le choix de ces "bandes spectrales" d'observation de la terre résulte de deux critères :

• la spécificité du signal reçu à telle longueur d'onde pour analyser la nature des sols, végétation, désert, neige, teneur en eau, les villes, etc...
• la transparence de l'atmosphère et la stabilité de la transmission qui n'est suffisante que dans certaines "fenêtres".

L'instrument dispose de trois modes de prise de vue :

• le mode X (multispectral) correspondant à l'utilisation des voies B1, B2, B3 et MIR à 20 m de résolution au sol,
• le mode M (mono spectral) correspondant à l'utilisation de la voie B2 à 10 m de résolution au sol,
• le mode X + M, qui combine les deux modes précédents.

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Architecture de l'instrument HRVIR

L'instrument HRVIR est principalement composé :

• du télescope,
• du boîtier de détection,
• de l'électronique de traitement image,
• du dispositif de changement de direction de visée.

Le télescope

Le télescope est une combinaison catadioptrique à miroir sphérique dérivée du télescope de Schmidt. Cette combinaison a été choisie pour ses performances en résolution et son bon comportement chromatique ; ces qualités permettent malgré l'étendue du spectre de 0,5 µm à 1,8 µm d'avoir une image parfaitement identique dans chaque voie spectrale. Le télescope comprend :

• Un ensemble correcteur d'ouverture composé d'un doublet de lentilles.
• Un miroir sphérique concave assure la convergence du faisceau parallèle incident.
• Un miroir plan de repli du faisceau permet de compacter l'aménagement du télescope qui gagne en masse et en volume tout en laissant passer le faisceau lumineux par un trou central (occultation centrale, perte de 5% environ sur la surface collectrice de la pupille).
• Un ensemble correcteur de champ composé d'un doublet de lentilles proche du plan focal, il permet de corriger la courbure du champ image.
  Ce doublet assure par sa translation avant/arrière la mise au point parfaite de l'image sur les détecteurs.
  Ce réglage est ajusté au sol, il est également utilisable en orbite pour corriger des dépositionnements éventuels très faibles (effet des vibrations au lancement, dégazage des pièces en fibre de carbone entraînant des micro-déplacements mécaniques).

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Le boîtier de détection

Placé au foyer du télescope, le boîtier de détection assure la séparation spectrale, l'acquisition et la conversion du signal optique en signal électrique. La séparation spectrale est réalisée par un système de filtres et de prismes appelé "séparateur spectral", qui découpe les quatre bandes spectrales utiles.
Les lignes détectrices sont placées aux plans focaux des quatre voies spectrales de l'instrument HRVIR.

• Pour les voies visibles, la ligne détectrice est réalisée à partir de quatre détecteurs à transfert de charge (CCD) de 1728 pixels de 13 µm montés en quinconce sur un barreau de verre (Divoli : Diviseur Optique de ligne). On obtient par cet assemblage une ligne de 6 000 détecteurs en utilisant 1 500 éléments par barrette permettant de couvrir le champ de 60 km avec une résolution de 10 mètres. Avec une lecture des détecteurs deux par deux, la résolution au sol passe à 20 mètres. L'élément de base utilisé est le composant fabriqué par Thomson TCS TH7811 comportant 1728 points, linéaires, à transfert de charge interne par deux registres latéraux et un multiplexage en sortie. Ce détecteur est équipé d'un système anti-éblouissement.
  
• Pour la bande spectrale Moyen Infra-Rouge, le détecteur utilisé est également fabriqué par la société Thomson TCS. Ce détecteur est un développement spécifique pour le programme SPOT.
   
  Barrette de détecteurs MIR

  Cette barrette est un senseur constitué de 3 000 détecteurs élémentaires disposés en quinconce selon deux lignes parallèles séparées de 52 µm. Ces photo-diodes an GaInAs sur InP sont sensibles dans le domaine 0,85 µm - 1,75 µm : la coupure à 1,56 µm est donc réalisée par un filtre optique, celle à 1,75 µm par le détecteur lui-même.
  La fabrication d'un détecteur monolithique de 3 000 diodes étant impossible, la ligne comprend 10 modules de 300 éléments au pas de 26 µm et de surface optique de 30 x 30 µm². Ces dix éléments sont aboutés, le montage est réalisé à +/- 1 µm, ces éléments sont montés, collés et parfaitement alignés sur un support en céramique. Sur ce support sont implantées les pistes nécessaires aux cheminements des signaux d'horloge, des alimentations et des sorties vidéo.
  Plus de 3 000 connexions sont réalisées en technologie filaire, soudées par ultra-sons.
  Le support céramique équipé de ses 10 modules câblés est emprisonné dans un capotage Titane muni d'une fenêtre optique. L'étanchéité support céramique-capot est réalisée par l'écrasement d'un joint d'indium et une fixation par l'intermédiaire de 24 vis.
  La cavité étanche est sous pression d'argon et d'hélium.
  La fenêtre optique en verre BK7 est usinée, comme une lentille correctrice, en forme de ménisque. Ce raffinement permet de corriger parfaitement l'écart de grandeur des lignes détectrices visibles et moyen infra-rouge.
  Afin de réguler le détecteur autour de sa température de fonctionnement de 5° à +/- deux centièmes de degré, un insert en cuivre est noyé dans la céramique du fond de boîtier et deux thermistances sont montées sur cet insert. Ce montage permet d'assurer un profil thermique uniforme sur toute la ligne détectrice et de minimiser les gradients thermiques.

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L'électronique de traitement image

Le module électronique vidéo réalise la mise en forme, l'amplification avec un choix de 6 gains et le traitement des signaux vidéo issus du boîtier de détection avant leur transformation dans l'ensemble de compression et mise en forme de la télémesure avant envoi aux stations de réception sol ou enregistrement à bord .

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Le mécanisme de changement de visée

A l'entrée de l'instrument est placé un miroir plan qui, par sa rotation, permet à l'instrument d'observer dans différentes directions de visée, comprises dans un angle de +/- 27°. Ce changement de direction de visée est obtenu par commande d'un moteur pas à pas par quantième de 0,3°.
La précision de direction de visée, autour de chacun des pas est de 200 mètres au sol.

Cette capacité de changement de direction de visée permet de remplir trois fonctions essentielles :

• Atteindre, à la demande de la programmation, des cibles isolées à l'intérieur de la fauchée des +/- 27° soit +/- 450 km autour de la visée sub-satellite.
• Réaliser des couples d'images stéréoscopiques permettant de restituer le relief du site observé.
• Dans une position spécifique, ce miroir permet de conjuguer une source d'étalonnage avec le plan focal de l'instrument. L'instrument "se regarde lui-même" ...

On voit ici le champ de prise de vue couvert avec le débattement maximum des miroirs. Les panneaux solaires tournent pour être toujours orientés vers le soleil.

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Le système et les principes d'étalonnage

Les instruments sont équipés de dispositifs d'étalonnage, ce qui les rend autonomes pour corriger le signal image sous deux aspects :

• Égalisation des détecteurs d'une même bande spectrale. L'objectif de cette opération dite "étalonnage relatif" est d'obtenir une réponse identique des 3 000 yeux/détecteurs par bande spectrale lorsque l'instrument observe dans tout le champ un paysage parfaitement uniforme.
  
  Ceci est obtenu de deux manières :
  a) en fermant l'entrée de l'instrument par le miroir de changement de visée lui-même, ce qui permet de mesurer et comparer les réponses des détecteurs dans le noir absolu (mesure des "courants d'obscurité"),
  b) en illuminant l'ensemble des détecteurs par une lampe, ce qui permet de mesurer et comparer les réponses des détecteurs lorsqu'ils sont soumis à un éclairement identique.
  
• Quantification de la réponse dynamique de l'instrument, étalonnage absolu qui permet d'établir une relation précise entre une source extérieure parfaitement stable et connue, en l'occurrence le soleil, et le signal mesuré par l'instrument.

Les dispositifs d'étalonnage sont utilisés régulièrement pour vérifier et ajuster, si besoin est, la réponse de l'instrument.

Ils sont complétés par l'exploitation d'images de sites uniformes (sites neigeux du Groenland ou de l'Antarctique par exemple) ou de sites dont la réflectance est mesurée au sol simultanément à la prise d'images (la CRAU en France ou White Sands aux États-Unis).

En effet, la transmission des optiques, altérée par le rayonnement UV en orbite, l'évolution du bruit de l'électronique image et des détecteurs par vieillissement naturel sont autant de causes d'évolution des performances des instruments.

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page mise à jour le 06 June 2000