La nouvelle Station de télémétrie laser MéO est l'évolution de la Station Laser-Lune vers l'élargissement de la politique scientifique de la station et des activités de recherche et de développement en Métrologie Optique.

Le Téléscope

C'est un télescope Cassegrain coudé avec table Nasmyth à monture alt-azimutale de 1,54 m de diamètre, de 31 m de distance focale, avec deux axes de rotation, l' un vertical, l'autre horizontal, le primaire étant un paraboloïde de révolution et le secondaire un hyperboloïde de révolution. Un miroir tertiaire plan permet de renvoyer le foyer sur l' axe horizontal (foyer Nasmyth).

Les performances actuelles du télescope sont :
Vitesse max de rotation des deux axes 0.5°/s
Accélération max 0.05°/s2
Exactitude du pointé ± 5 arcsec

Les caractéristiques actuelles de pointé du télescope ont été mesurées par des suivis d’étoiles en relevant l’écart entre la position théorique et la position réelle du télescope. Cette étude a révélé un défaut d'une période de 1° (lié à la vis sans fin : 1 tour = 1°) et mis en évidence la limite de validité des tables de correction.
Les fréquences propres de la structure du télescope ont été évaluées à l’aide d’un jeu d’accéléromètres et d’un analyseur de spectre. Une excitation par choc permet d’exciter une large gamme de fréquences ; on obtient ainsi une vision rapide de tous les modes vibratoires de la structure. L'analyse de ces mesures n'a révélé la présence d'aucun élément faible dans la chaîne de l'instrument. Cette homogénéité souligne le bon dimensionnement du télescope lors de sa conception.
Les raideurs des paliers ont été mesurées par mesure des déplacements de la monture en fonction des forces exercées en statique.

Le Laser

A l'origine le Laser a été fourni par la société QUANTEL, mais des modifications ont été apportées par l'équipe afin d'améliorer la fiabilité (stabilité de l' énergie et de la direction d' émission), la répartition de l'énergie dans la tache (meilleur mode de propagation T.E.M.00 correspondant à une meilleure répartition gaussienne de l'énergie sur la lune), l' isolation entre l' oscillateur et les amplificateurs (par adjonction d'un isolateur de Faraday).

 C'est un laser YAG solide (Yttrium,Aluminium,Grenat) émettant 10 tirs par seconde, chaque tir est composé d'une impulsion d’environ 300 ps de largeur à mi-hauteur. L'énergie par tir est alors de 400 mJ, soit 200 mJ dans le vert et 200 mJ dans le proche Infrarouge (IR). En effet, le laser YAG émet dans l’IR à 1064 nm et par doublage de fréquence dans un cristal non linéaire on obtient du vert (532 nm) avec 50 % de rendement. Il y a quinze ans le vert était plus facile à détecter que l’IR avec des photomultiplicateurs, maintenant, avec les photodiodes à avalanche, il est surtout plus précis. La station a déjà obtenu des résultats sur la Lune dans les deux couleurs.

 Un second laser YAG émettant des impulsions plus courtes, de 20 ps, avec plus de précision et moins d’énergie (30 mJ) est utilisé pour les tirs sur des satellites lointains (de 5 000 km à 36 000 km).

L'Electronique

-- Le Coudé :

Le coudé est un système optique permettant de transporter le flux lumineux depuis le télescope vers des laboratoires focaux. Le coudé est composé de modules permettant de manipuler le faisceau optique.
Actuellement, le télescope est équipé d’un coudé qui a les caractéristiques suivantes:
- Émission seulement
- Champ de vue : 7 arcsec
- Commutation mécanique (adaptée aux cibles : Lune-Lageos)

-- La motorisation du télescope :

Les performances actuelles de la station Laser Lune sont :
- Vitesse max de rotation des axes 0.5°/s
- Accélération max 0.05°/s²
- Précision du pointé ± 1 arcsec

-- La coupole :

Actuellement, la coupole de la station est guidée par des roues fixes et un rail solidaire de la coupole. L’entraînement en rotation est assuré par un système hydraulique du type tout ou rien. Cette architecture, bien que révisée en profondeur en 2001, n’est plus viable pour le futur.

-- Le détecteur de départ :

On utilise une photodiode pin InAsGas avec beaucoup de photons InfraRouge du laser.
Sa précision est de l'ordre de 10 picosecondes (1 ps = 10^-12 s)

-- Le détecteur de retour :

On utilise une photodiode à avalanche en mode Geiger.  On travaille en simple photon avec une haute tension continue sur laquelle on superpose au moment du retour espéré un créneau. Dans ces conditions, la sensibilité de la diode est extrême (rendement quantique supérieur à 20 %) et le gain électronique très grand (@ 10¹⁰ ), on obtient ainsi une impulsion de plusieurs volts pour un simple photoélectron (photon qui a été détecté) avec un sigma sur le temps de transit dans la diode de 50 ps. On travaille avec 2 photodétecteurs. L'un fabriqué par Silicom Sensor et l'autre par Czech Technica University à Prague. Cette diode (photo) est refroidie par effet Peltier à - 60^oC, sa surface de détection est de 200µm et sa précision en simple photon est de 25 ps. Le flux retour est filtré par un filtre de type Fabry-Pérot (photo) de largeur spectral de l'ordre de 1,2 A°.

-- Les dateurs Dassault :

Les impulsions de chaque détecteur sont envoyées sur des dateurs pilotés en fréquence par une horloge atomique et donc synchronisés entre eux. La précision de chronométrie entre la date de départ et celle de retour est de 7 ps.

-- Les caméras :

Derrière le télescope se trouvent à disposition deux caméras, l'une C.C.D. classique travaillant pour la Lune, l'autre C.C.D. Intensifiée travaillant pour les satellites lointains de faible luminosité. Pour obtenir des échos sur la Lune , en plus de la nécessité d'un "beau ciel", il faut avoir un pointé à mieux que 1" d'arc, c'est-à-dire, d'une part un réglage optique des trois voies, (émission, pointage et réception), à mieux que 0.3" d'arc, d'autre part un pointé très précis, à partir d'un cratère de référence éclairé sur la Lune ou à défaut  à partir d'une étoile voisine de la Lune, qui permet d'annuler les irrégularités de rotation de la Terre. Pour les satellites, que nous voyons rarement (excepté de nuit s’ils sont eclairés par le soleil), nous faisons une recherche en escargot en déplaçant le pointé autour de la position prédite jusqu’à voir apparaître les échos de retour.

-- Les ordinateurs :

Le pilotagede l’expérience MéO.

L’ensemble des logiciels sont développé en visual basic et fortran. Ils fonctionnent sous Windows 2000/XP et exploitent le multi-tâches.
La station utilise deux ordinateurs de type PC, le premier sert uniquement au contrôle du télescope à partir d'une éphéméride, qui est ensuite corrigé par un pointé sur un cratère ou sur une étoile de référence; le second assure en temps réel toute l'expérience Laser-Lune :
- rotation et contrôle de vitesse des deux miroirs tournant
- mise en route et arrêt du laser
- un affichage "distance Observée - distance prédite (Calculée)  (ce qu'on appelle O-C)" en fonction du temps.

 Ceci se traduit par une ligne horizontale plus ou moins continue de points (correspondants aux photoélectrons de retour du laser) située à O-C = 0 si la prédiction était juste, située par exemple à O-C = +1ns si la prédiction était trop courte de 15cm. Si la prédiction était plus fausse, la droite s'inclinerait, puis plus fausse encore se transformerait en portion de sinusoïde. D'autres points correspondants à des photoélectrons de bruit électronique ou de photons de lumière autre que du laser vont se superposer aléatoirement sur le diagramme. Simultanément l'ordinateur construit un histogramme des O-C, où il trace avec des canaux de 400 ps de large, le nombre de photoélectrons par canal entre –50ns et +50ns autour de la prédiction.

-- Quelques remarques :

• sur le filtrage : en plus du filtrage temporel évoqué précédemment, il y a un filtrage spatial (ne tombent sur le détecteur que les photons issus d'un champ de 7" centré sur notre visée) et un filtrage spectral (filtre de 1,2 A° avec 60 % de transmission).
• sur le bilan de liaison : le nombre de photoélectrons dus au laser est d'environ 1 tous les 100 tirs. La meilleure série obtenue (13 Février 1998) a été de 613 retours sur 10 mn soit sur 6000 tirs.
• sur la dispersion : compte tenu de ce qui précède, c'est le laser qui détermine la plus grande partie du sigma (150 ps) si le panneau du réflecteur est à peu près orthogonal au faisceau, mais qui peut atteindre 350 ps dans certaines positions, non orthogonales au faisceau laser, dues aux librations de la Lune, et avec une centaine de retours on obtient sur le point normal (équivalent à une série de 10 minutes) une précision de 15 à 30 ps, c'est-à-dire quelques millimètres si on fait abstraction des effets atmosphériques.

Coopérations scientifiques nationales et internationales

Il existe actuellement une quarantaine de sites d'observations à travers le monde (un seul en France). Ceux-ci sont regroupés autour de trois organisations, EUROLAS (sur l'initiative des groupes européens, étendus par la suite aux anciens pays du groupe soviétique), NASA pour les stations exploitées ou financées par la NASA, et WPLTN pour les stations asiatiques et australienne.
En 1997 la communauté laser (stations, centres de données et chercheurs) a décidé la création d'un organisme international (International Laser Ranging Service - (ILRS) afin de coordonner l'ensemble des activités des différents groupes.

Les coopérations sont nombreuses et fructueuses, tout d'abord au sein du GRGS (regroupement de divers organismes français impliqués en géodésie spatiale et en océanographie, tels que le CNES, l'IGN, l'INSU/CNRS, le Bureau des Longitudes, l'ENS, etc.), mais aussi avec d'autres organismes européens (DGFI à Munich, université de Delft, GFZ à Potsdam, ou NERC en Angleterre) ou américains (NASA).

L'équipe de Grasse fournit un nombre considérable de données (plus de 2000 orbites par an), et sa participation aux programmes des satellites océanographiques est tout à fait fondamentale et reconnue par la communauté scientifique internationale.