Bulletin E-Cass de CNRC
Herzberg
Les rubriques qui
suivent reviendront dans chaque numéro d’E-Cass et
ont pour but de tenir les astronomes canadiens au courant des activités de CNRC
Herzberg.
Les commentaires des
astronomes sur la manière dont CNRC Herzberg accomplit sa mission, c’est-à-dire
« assurer le fonctionnement et la gestion des observatoires astronomiques
mis sur pied ou exploités par l’État canadien » (Loi sur le CNRC), sont les bienvenus.
Généralités
Il y a un peu plus de cent ans, le 13 mai 1914, on
annonçait qu’un télescope de 72 pouces, aujourd’hui connu sous le nom de
« télescope Plaskett », serait érigé à Victoria. Comme le proclamait
la manchette du Daily Colonist (« Huge Telescope for
Victoria »), Victoria se dotait d’un énorme télescope. Effectivement,
ce télescope s’avérerait le plus gros en usage sur la planète durant les quelques
mois précédant la mise en service, réussie, de celui de 100 pouces en
train d’être aménagé au sommet du mont Wilson.
Les curieux pourront lire la couverture de cet
évènement monumental de l’histoire de l’astronomie canadienne dans l’édition du
13 mai 1914 du Daily Colonist, disponible en ligne.
Astronomie spatiale
Le télescope spatial James Webb
(JWST), projet conjoint de la NASA, de l’ASE et de l’ASC, continue
d’enregistrer d’excellents progrès. La plupart des pièces de l’équipement de
vol ont été fabriquées et l’attention se tourne désormais vers leur intégration
ainsi que sur les essais qui précèderont le lancement, prévu en 2018. Les
quatre instruments ont été livrés et incorporés au module scientifique ISIM,
qui subira un deuxième essai cryogénique sous vide en juin 2014. Trois mois
durant, les appareils feront l’objet d’essais intensifs ayant pour but d’en vérifier
la performance. L’énorme caisson A du Johnson Space Center, à Houston, où avait été testé l’engin spatial Apollo, a été massivement
rénové en prévision des expérimentations sur le télescope de 2017.
Figure
1
Le module ISIM intégrant les quatre instruments scientifiques
(identifiés), peu avant le deuxième essai cryogénique sous vide, au Goddard Space Flight Center. Photo de la NASA.
Le Canada bourdonne d’activité, à la veille du deuxième essai cryogénique
sous vide qui aura lieu cet été. On achève notamment la fabrication et la
vérification des nouveaux détecteurs, des moteurs à roues jumelées, d’un réseau prismé et d’une carte électronique qu’on installera
dans le FGS/NIRISS, plus tard cette année. L’équipe scientifique a commencé à
simuler les principaux modes d’observation du NIRISS et dresse des plans en vue
de sa mise en service, de son étalonnage et de son exploitation.
Astronomie optique
Télescope Plaskett
Depuis plus de dix ans, on sait que
la qualité et la durabilité de l’aluminium recouvrant le miroir principal du
télescope Plaskett de 1,8 m, à l’Observatoire fédéral d’astrophysique
(OFA), sont moins qu’optimales. On le doit aux installations vieillissantes de
l’établissement qui fabriquait sous vide un revêtement d’une piètre adhérence,
donc au pouvoir de réflexion relativement faible. Malheureusement, confronté à des
engagements plus pressants au niveau des projets internationaux
d’instrumentation et de télescope, le personnel de CNRC Herzberg n’a pas toujours
su trouver le temps voulu pour prendre soin du télescope Plaskett et du
télescope de 1,2 m, à l’OFA! Ce printemps néanmoins, un ambitieux projet
visant à rénover la chambre où se trouve le revêtement est enfin parvenu à sa
conclusion si bien qu’à la mi-mai, peu après le 96e anniversaire de
l’observation inaugurale, le miroir principal du télescope Plaskett a enfin
reçu un revêtement neuf en aluminium de haute qualité. Peu de temps par la
suite, le miroir secondaire Cassegrain a lui aussi été remplacé par un autre, enduit
d’aluminium de qualité supérieure, au pouvoir de réflexion d’environ 95 %.
La photographie ci-dessous montre le miroir principal habillé de neuf, avant sa
remise en service.
Les observations
effectuées après la réinstallation des miroirs laissent croire que le nouveau
revêtement a accru l’efficacité du télescope de 3 à 3,5 fois. Oui, vous
avez bien lu. Ce n’est pas une erreur. Les miroirs étaient vraiment en mauvais
état! Au nombre de ceux qui ont participé à la réfection du miroir au CNRC
Herzberg figurent Jim Jennings, Gordon Hnylycia, Colin Ganton, Felipe Miranda,
Les Saddlemyer et Dmitry Monin. J’ai eu l’insigne honneur d’être le premier à utiliser
le « nouveau » télescope pendant la longue fin de semaine de mai et
je peux vous assurer qu’il fonctionne à nouveau comme une installation de classe
2 m. Le « programme d’activité » à long terme de CNRC Herzberg
prévoit dorénavant que le personnel consacrera un peu de temps chaque année aux
deux miroirs primaires de l’OFA. À l’avenir, on peut donc s’attendre à ce qu’ils
bénéficient chaque année à tour de rôle d’une couche fraîche d’aluminium.
Le gros du travail sur le télescope
Plaskett consistera désormais à robotiser l’installation en tirant parti des
leçons apprises lors de l’automatisation du télescope de 1,2 m et du
spectrographe à haute résolution McKellar.
CCDA
Vingt-trois ans après
leur création, les archives du télescope spatial Hubble (HST) restent bien
vivantes au CCDA. Durant ces 23 années, les perfectionnements apportés à
la technologie et à l’exploitation de la ressource ont accru plus que jamais
l’utilité des archives du HST.
Technologie astronomique
GRACES : inauguration réussie du plus long réseau
de fibres optiques en astronomie
Le succès était au
rendez-vous de l’expérience GRACES (pour Gemini Remote Access to CFHT ESPaDOnS)
lors de la première observation, qui s’est déroulée du 6 au 19 mai, la
performance du réseau surpassant les prévisions. GRACES se veut un partenariat d’avant-garde
entre les observatoires Gemini, le télescope Canada-France-Hawaï (CFHT) et le
Conseil national de recherches du CNRC (CNRC) Herzberg, à Victoria (C.-B.), car
les travaux de développement sont répartis entre les trois organismes.
Projet révolutionnaire
de spectroscopie alimentée par fibre optique et de collaboration entre
observatoires, l’expérience GRACES relie le télescope Gemini Nord au
spectrographe ESPaDOnS (pour Echelle SpectroPolarimetric Device for the Observation of Stars) du CFHT grâce à une connexion à fibres
optiques de 270 m. La lumière pénètre dans les fibres au télescope Gemini par
un module d’injection couplé au spectrographe GMOS (qui remplace l’unité à
champ intégral du même appareil). Deux fibres de 270 m transportent le
signal lumineux (étoiles et ciel) du télescope Gemini à la coupole du CFHT,
puis au spectrographe ESPaDOnS, dans la salle du
Coudé du CFHT. Un récepteur relaie le signal lumineux au spectrographe qui peut
fonctionner en deux modes : mode étoiles/ciel (résolution de 37 k) et
étoiles seulement (résolution de 55 k). Le récepteur est conçu de manière
à autoriser un basculement à distance entre l’ESPaDOnS du télescope CFHT et celui du télescope Gemini.
CNRC Herzberg devait
concevoir et monter le système optomécanique, les câbles de fibres optiques
étant développés avec le concours de FiberTech Optica, une entreprise de Kitchener (Ontario). Le système a
été remis aux observatoires à la fin d’avril et les deux télescopes ont été
réunis par fibre optique le 24 du même mois. L’intégration des systèmes optomécaniques au télescope a débuté le 27 avril. Les
premières observations ont eu lieu de 6 mai, comme prévu (témoignage du
magnifique travail d’équipe entre le personnel du télescope Gemini, du CFHT et
de CNRC Herzberg)! Le contrôle de rendement avec le ciel a confirmé la
résolution de 37 k/55 k du spectrographe, tandis que la transmission
du signal a surpassé les attentes, avec une sensibilité SNR=1 allant
jusqu’à 22 magnitudes par heure d’exposition. Le revêtement en argent de Gemini
et la superbe efficacité des ESPaDOnS dans le rouge (avec
le prisme à disperseurs en croix et le miroir de relais à revêtement en argent)
font de GRACES un spectrographe de classe 8 m tout à fait concurrentiel
dans la plage de longueurs d’onde pour lequel il a été conçu (de 450 nm à 1000 nm).
Spectrographe optique à haute résolution de Gemini (Ghost)
Qui prétend que les fantômes (Ghost)
n’existent pas?
Selon le Petit Larousse, un fantôme est un revenant, l’apparition
d’un défunt sous l’aspect d’un être réel.
Il serait juste de dire que la notion de fantôme se
transmet d’une génération à l’autre et que les revenants captivent
l’imagination de nombreux peuples de culture différente, partout sur la
planète. Nous devons sans doute les fantômes les plus célèbres au cinéma, qui
en a fait invariablement des esprits malins dont le seul objectif est de hanter
les membres innocents et inconscients d’une famille qui emménage dans la maison
rêvée, au cœur d’un quartier en banlieue, d’apparence inoffensive.
C’est la notion de « hantise » qui m’amène où
je voulais en venir. En effet, depuis quelques années, les astronomes du Canada
et d’ailleurs sont hantés par la promesse qu’un spectrographe à toute épreuve
s’ajoute à la panoplie d’instruments de Gemini. Il y a deux ou trois ans, on
semblait sur le point de concevoir, fabriquer et installer un tel appareil, mais,
comme dans tous les récits dignes de ce nom, l’imprévu était au rendez-vous. Le
GHOS, ou Gemini High-resolution Optical Spectrograph, semblait en bonne voie.
Piloté par une coalition de partenaires australiens (l’Australian Astronomical Observatory ou
AAO, l’Université nationale d’Australie et KiwiStar Optics Ltd.), le projet était définitivement sur les rails.
Le grain de sable dans cette belle mécanique s’est révélé
l’achat de KiwiStar par une société affiliée,
laquelle devait subséquemment perdre tout intérêt pour le projet. Pendant deux
ans, ce dernier semblait donc avoir été tué dans l’œuf, mais, comme tous les
bons revenants, son souvenir n’a cessé de hanter les astronomes jusqu’à ce que
survienne un nouveau partenaire et que celui-ci accepte de fournir le
spectrographe manquant, à la place de KiwiStar. Ce
partenaire n’était nul autre que le CNRC Herzberg, au Canada. Dans le cadre
d’une initiative orchestrée par l’AAO, le CNRC Herzberg est donc entré dans la
ronde comme sous-traitant ayant pour tâche de concevoir puis de bâtir le module
spectrographique de l’instrument. L’UNA poursuivrait l’élaboration du logiciel tandis
que l’AAO s’occuperait de l’interface Cassegrain et de la connexion optique
avec le spectrographe, à l’assemblage des pupilles fentes.
Au départ, le GHOS devait consister en un
spectrographe échelle à pupille blanche de quatre bras (GHOST, comme on l’a
officiellement renommé). Il a été lancé en 2014, à la mi-avril. Ce robuste
appareil est destiné à fournir un spectre à haute résolution et couvrira simultanément
de larges parties du spectre; on caresse l’ambitieux projet de lui faire
fouiller le ciel vers le milieu de 2017.
Les membres de l’équipe du CNRC sont récemment revenus
des rencontres animées du lancement avec leurs homologues de Sydney et les
dirigeants du projet Gemini, et sont emballés à l’idée de voir ce projet tant
attendu aller de l’avant! L’équipe du CNRC se composera de John Pazder (responsable
de la conception optique et de l’ingénierie), d’Alan McConnachie (scientifique
attaché au projet), d’Andre Anthony (responsable du génie mécanique, assisté d’Ivan
Wevers), de Greg Burley (responsable des capteurs) et de Jennifer Dunn (épaulée
par Bob Wooff, pour les logiciels). Eric Chisholm gèrera le projet. Sorti de la
tombe, le projet GHOST est désormais bien vivant et nous vous tiendrons régulièrement
au courant des progrès réalisés aussi bien par le CNRC que par le projet dans
son ensemble.
Système d’optique adaptative du NFIRAOS
En 2013, deux
importantes études comparatives se sont penchées sur la configuration de base
du NFIRAOS, depuis la mise à jour du projet préliminaire, réalisée en 2011.
1. ÉTUDE
COMPARATIVE SUR UN MIROIR DÉFORMABLE DE TAILLE ORDINAIRE
En 2013, nous avons
entrepris une vaste étude comparative visant à établir si l’on pouvait modifier
la taille d’un ou des deux miroirs déformables. L’idée était de réduire à la
fois les risques et les coûts en optant pour deux miroirs de dimensions
courantes que l’on pourrait permuter, le premier au sol (DM0) et le second à 11,2 km
(DM11.2). En recourant à des miroirs déformables de taille ordinaire, on aurait
l’assurance que le DM0 demeurerait en fonction, même advenant le cas où un des
deux miroirs se briserait.
En effet, si le DM0 venait
à casser sans qu’il y ait de miroir de rechange, le NFIRAOS deviendrait
inutilisable, et son intégration, de même que sa mise en service connaîtraient
un sérieux retard. L’exploitation, voire la première saisie d'images idéales à
diffraction limitée du télescope de trente mètres (TMT) s’en trouverait
reportée de plusieurs années, jusqu’à l’obtention d’un miroir adaptable de
rechange. Étant donné les budgets et les capacités de production, il est peu
probable qu’on dispose d’un tel miroir durant cette phase cruciale. En théorie,
s’il venait à se briser, le DM11 pourrait être remplacé par un miroir plan, de
sorte que le NFIRAOS fonctionnerait en mode LTAO. Quoique ce mode donne des
résultats d’une qualité scientifique inférieure à ceux obtenus en mode MCAO, des
observations astronomiques utiles resteraient possibles.
Pour la raison qui
précède, nous avons donc envisagé de redessiner le NFIRAOS avec deux miroirs
déformables aux dimensions identiques. De cette manière, DM11.2 ferait office
de miroir de rechange au DM0. Les deux miroirs auraient la taille du DM0 ou du DM11.2,
voire se situeraient entre les deux. Nous avons examiné plusieurs variantes qui
changeraient la taille de la pupille et de la méta-pupille (tableau 1). La
principale difficulté consistait à trouver une formule optique qui respecterait
les contraintes établies comme la distorsion, l’emplacement de la pupille de
sortie, la distance du foyer arrière de l’instrument, etc. sans que l’espace
actuel prévu pour le NFIRAOS soit modifié.
Tableau 1
Options de l’étude comparative sur un miroir déformable de taille ordinaire – Le
nombre de positionneurs indique le diamètre physique du miroir et la taille du
faisceau requis pour obtenir une « ouverture nette », l’option A
correspondant au bloc d’entraînement initial. (Remarque : le DM0 est
installé sur la plateforme piézoélectrique multiaxes qui en permet le délestage.)
Au début, nous
pensions que si le diamètre du miroir conjugué au sol était supérieur aux 63x63
positionneurs du DM0, la plateforme piézoélectrique multiaxes devrait être remplacée
par une plus grande, puisque le DM0 se glisse à l’intérieur. Comme nous avions
déjà acheté la plateforme et songions à en perfectionner l’électronique avant son
installation dans le NFIRAOS, en acheter une nouvelle se serait avéré
dispendieux et malcommode. Néanmoins, en examinant l’option C, nous nous
sommes rendu compte qu’on pourrait installer le DM11 sur la plateforme, avec un
adaptateur. Celui-ci déplacerait la surface optique vers l’avant, mais, en compensation,
la plateforme elle-même reculerait sur un deuxième emplacement de fixation du NFIRAOS.
Un contrepoids supplémentaire serait nécessaire pour équilibrer le plus grand DM11,
dont le centre de gravité se trouverait alors devant l’axe de basculement de la
plateforme. Nous nous sommes aussi assuré que le moment d’inertie
supplémentaire resterait dans les capacités des positionneurs à bobine
acoustique, afin qu’on dispose d’une largeur de bande suffisante pour la
correction et que la dissipation de la chaleur soit acceptable.
En essayant de combiner
les différentes possibilités optiques, nous avons découvert qu’augmenter le
diamètre de l’un ou l’autre miroir déformable coûterait cher, et que l’effort
optomécanique requis soit pour rapetisser le DM11, soit pour agrandir le DM0 soulèverait
des problèmes d’espace (figure 1). L’effort et les risques subséquents liés
à la reconfiguration de la structure, des montages secondaires et de l’enceinte
des pièces optiques thermiques du NFIRAOS compromettraient dangereusement le
calendrier et les ressources. Cela, et la réalisation que le DM11 pourrait
temporairement servir de miroir de rechange au DM0, nous a incités à garder le modèle initial du bloc d’entraînement en
le combinant à un DM0 de 63x63 positionneurs et à un DM11 de 76x76 positionneurs,
tel qu’indiqué à l’option C.
Figure
2
Empreinte de la structure optomécanique : l’option E dépasse
l’espace alloué à l’enceinte du NFIRAOS, définie par l’option A
2. ÉTUDE
COMPARATIVE DE L’ARCHITECTURE DE CALCUL EN TEMPS RÉEL
En 2013, nous nous
sommes également penchés sur l’architecture informatique du contrôleur en temps
réel (RTC) du NFIRAOS, qui traite les données du capteur de front d’onde (WFS)
et crée les vecteurs de commande établissant la forme du miroir pour les
corrections en optique adaptative. Lors du dernier examen, en 2011, le RTC de
base recourait à des cartes sur mesure pourvues de matrices prédiffusées programmables (FPGA) exploitant un algorithme itératif. Les calculs
arithmétiques que le RTC du NFRIAOS doit effectuer étant près de cent fois plus
importants que ceux réalisés par les systèmes d’optique adaptative actuels, la
technique de l’algorithme itératif diminuait de façon draconienne le nombre d’opérations,
comparativement à la technique plus classique du produit matriciel. Cependant,
la nature très particulière des cartes à FPGA et la programmation extrêmement
complexe et laborieuse qu’elles requièrent signifiaient qu’il s’agissait d’une
approche onéreuse. Par ailleurs, les articles spéciaux sont à la fois
difficiles à produire et à maintenir.
Entre-temps, les
progrès réalisés au niveau du matériel informatique commercial laissaient
entrevoir que la création d’un RTC à partir d’unités centrales (CPU) ordinaires,
par des techniques classiques, se trouvait à notre portée. Nous avons comparé des
produits matriciels sur des grappes de serveurs à CPU, pourvues ou pas
d’accélérateurs tels des unités de traitement graphique (GPU), et le processeur
Xeon Phi d’Intel. Une demi-douzaine de cartes à double GPU effectuent les
calculs requis en ~ 900 µs, avec une gigue de quelques dixièmes de µs. La
performance d’une telle architecture laisserait une marge adéquate par rapport
à la période de 1,25 ms requise pour les trames. Bien qu’une grappe de
serveurs à 12 Xeon Phi calcule la plupart des trames assez vite, le système
d’exploitation interne interrompt à l’occasion le RTC, ce qui engendre une
gigue inacceptable pouvant aller jusqu’à 10 ms dans le pire scénario. Le
processeur Xeon Phi ne vise pas le créneau du contrôle en temps réel sur le marché
et, puisque son système d’exploitation est breveté, sans mise à niveau prévue sur
le plan du temps réel, nous l’avons rayé de nos choix pour le RTC.
En employant
uniquement des CPU et en appliquant une rustine pour le temps réel à la
plateforme d’exploitation Linux lors de l’analyse comparative, nous avons
constaté que six serveurs, chacun doté de deux cartes maîtresses à double CPU,
traiteraient les données du WFS et créeraient les vecteurs de commande du
miroir déformable en 700 µs, habituellement. Avec une faible gigue, on parviendrait
à un peu plus de 800 µs dans le pire des cas, ainsi qu’on peut le constater
à la figure 2. Même si un accélérateur de GPU peut réduire le nombre de
bâtis de serveur et la consommation totale d’électricité, nous en avons conclu
que, pour faciliter le développement et réduire le plus possible la diversité
des pièces et des logiciels dans le RTC, la solution s’appuyant uniquement sur
des CPU est la plus attrayante, surtout si on tient compte de l’entretien
durant la vie du NFIRAOS. Notre modèle
de base correspond donc désormais à une architecture seulement articulée sur
des CPU.
Figure
3
Analyse comparative à deux facteurs d’un RTC reposant sur des CPU – Pour
cette analyse, on a simulé des pixels représentant la moitié du WFS de l’étoile
guide laser, diffusés en continu par rafale de 500 µs sur une ligne
Ethernet de 10 Gb/s à un serveur qui traitait les pixels (calculait la
pente et les statistiques) avant d’appliquer la MVM
Merci à David
Bohlender, Eric Chisholm, John Pazder, Kei Szeto et Chris Willott pour leur
contribution.
