mardi 13 mars 2018, par Nicole Vilmer et Sophie Musset
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.
Les 30 grilles dédiées à l’imagerie ont toutes des pas et des orientations différentes.
Crédits : équipe 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.
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).
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.
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.
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.
