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La charge utile

Le télescope embarqué, de type Schmidt entièrement réfléchissant (diamètre du miroir primaire : 29 cm), permettait, à l’aide d’un « mélangeur de faisceaux », de rassembler dans le plan focal les étoiles observées dans deux champs du ciel situés à 58 degrés l’un de l’autre. Une grille placée dans le plan focal, formée de près de 3 000 fentes parallèles, et perpendiculaires à la direction de balayage, modulait le signal reçu de chaque étoile du programme. Le déphasage entre les signaux permettait de déterminer très précisément l’angle entre les étoiles présentes dans les deux champs, modulo 58°.
Ces mesures d’angle associées à la connaissance de l’attitude du satellite (directions de visée de chacune des ouvertures du télescope) permettaient d’obtenir les mesures astrométriques élémentaires pour chaque étoile : l’abscisse de l’étoile sur le grand cercle de la sphère céleste balayé par le satellite au voisinage de celle-ci à chaque époque où elle était observée. De plus, les comptages de photons donnaient aussi la magnitude de l’étoile à chaque époque d’observation.
Dans le cas d’étoiles doubles ou multiples, le signal est plus complexe, et a dû être comparé à un modèle dépendant des éclats relatifs des différentes composantes et de leur séparation angulaire sur le ciel.

La grille, formée de 3000 fentes :

Le miroir primaire d’Hipparcos :