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Cours Master OPSI Option OP

UE 8 : Optique pour l'Instrumentation Astronomique Module « Optique Adaptative »

2ième partie : Optique Adaptative – principe et résultats

Thierry Fusco

Département d’Optique Théorique et Appliquée – ONERA, Châtillon

thierry.fusco@onera.fr

Tél. 01 46 73 47 37

Plan du cours (2ième partie)

• Principes de l’optique adaptative• Miroirs déformables• Analyseurs de surface d’onde • Calculateurs temps réels • Dimensionnement d’une optique adaptative• Un exemple de réalisation : NAOS• Limitations de l’optique adaptative et nouveaux concepts

• Optique adaptative et futurs télescopes géants !

Image perturbée par la turbulence

Images : limitée par la diffraction dégradée par la turbulence

Ordres de grandeur

Temps de corrélation : o = 0,314 ro/v avec v vitesse transverse du vent~ 3 ms à 0,5 µm pour v = 10 m/s (18 ms à 2,2 µm)

Résolution théorique d’un télescope : /D ~ 0,01 sec. d’arc pour D = 10 m à = 0,5 µm

Limite de résolution imposée par la turbulence :seeing = /ro avec ro diamètre de Fried (6/5)~ 1 sec. d’arc pour ro = 10 cm à 0,5 µm (60 cm à 2,2 µm)

Formation des images dégradées par la turbulence

Champ incident sur la pupille de l’instrument :

- effet dominant : fluctuations de la phase de l’onde

- effet négligeable : fluctuations d’amplitude de l’onde (scintillation)

Fonction de transfert optique (FTO) turbulente longue pose donnée par :

˜ S (f ) exp 1

2 D 0f T(

où T(f ) FTO du télescope (incluant ses aberrations)

et D 0f la fonction de structure de la phase, avec

r ) 0(

) 2 6,88

Principe de l’optique adaptative

D efo rm a bleM irro r

D isto rtedW a vefro n t

C o rrectedW a vefro n t

Telesco pe

W a vefro n tSenso rC o ntro l

Im a g ingC a m era

SplittingPlate

Schéma de principe d’un système d’optique adaptative

Miroirs deformables

Besoin : Corriger le front d’onde Compenser des défauts de phase

- le nombre de degrés de liberté (i.e. d’actionneurs)

- la dynamique temporelle (Bandwidth, khz)

- la dynamique des actionneurs (stroke en µm)

- forme des actionneurs (fonction d’influence)

- le type de fonctionnement (BF, BO) -> linéarité

- la taille de la pupille (dimensionnant pour l'instrument considéré)

Miroir déformable à actionneurs discrets

Actionneurs piézoélectriques discrets à empilement

Actionneurs piézoélectriques

Miroir Lumière

Nombre actionneurs ~ 200, bande passante > 10kHz, course mécanique 10µm PV

Miroir déformable de type bimorphe

Electrodes déposées entre deux plaques piézoélectriques

Effet bimorphe local pour chaque électrode commandée

Nombre actionneurs < 100, bande passante < 1kHz, grande course

Miroir déformable : nouveaux développements

Faible émissivité, grand nombre d’actionneurs, taille réduite

Miroir à actionneurs piézoélectriques discrets

~1300 en projet, pas interactionneur ~ 5mm

Secondaires adaptatifs : Observatoire d’Arcetri (Italie)

voice coil, miroir coque mince, pas interactionneur ~ 3cm

LBT 672 act., en projet > 1000

Micro-miroirs (MOEMS) :

pas interactionneur < 1mm

Europe : OKO ; US : Boston Micromachine ~1000 act.

Observatoires de Grenoble et de Marseille :

- actionneurs électrostatiques (en dév.) ou magnétiques (52 act.)

- miroir membrane collée aux actionneurs

difficulté : course

Développement européen ~2000 act.

Cristaux liquides : lents, bande spectrale étroite

Analyse de front d’onde en astronomie

Besoin :Faire l’analyse sur des objets faibles, des objets étendus…Utiliser une bande spectrale très largeMesurer un front d’onde en lumière incohérente

En optique : pas de détecteur de la phaseDonc coder la phase en variations d’intensité

Analyseur plan focal : • sur l’image (méthodes non-linéaires), diversité de phaseAnalyseur plan pupille : • Interférométrie (différences de phase codées en franges)• Optique géométrique (rayons lumineux orthogonaux au front d’onde)

Principe de l’analyseur de front d’ondeShack-Hartmann

Plan pupille Plan focal

Principe de l’analyseur à pyramide

Pyramide projetant 4 images de la pupille sur un CCD

Principe de l’analyseur de courbure (F. Roddier)

Plans de mesure

Onde plane

Sur intensité

Sous intensité

Onde aberrante

Pupille PupilleL

Propriétés des analyseurs de front d’onde

De par leur principe :

• Achromatique

• Bande spectrale très large (celle du détecteur)

• Objets étendus (très étendus pour un SH)

• Très grande sensibilité

• Peu sensible à la scintillation

Caractéristiques instrumentales :

• Utilisation de CCD très faible bruit à haut rendement quantique

• 4 pixels minimum par sous pupille

• Ajustement de la dynamique ou sensibilité (focale, distance, modulation)

(à la diffraction)

(hypothèse de linéarité)

Méthode des moindre carrés

On a généralement plus d'équations que d'inconnues

- Minimisation d'un critère des moindres carrés : distance aux mesures

= mi dij j

à dériver par rapport aux i

on obtient Dtm DtD où DtD est une matrice carrée symétrique

donc DtD 1Dtm où DtD 1

Dt est appelée inverse généralisée de D

- Attention DtD n'est généralement pas inversible pour un analyseur :

décomposition de DtD en valeurs propres et vecteurs propres : DtD UU t

la pseudo inverse de DtD s'écrit alors : DtD * 1U* 1U t

où * 1 matrice diagonale des inverses des valeurs propres non nulles ou 0 sinon

- Ainsi la reconstruction du front d'onde s'écrit :

Bm U* 1U tDtm

Principe de la commande d’une optique adaptative

Calibration matrice d’interaction D par m = D c

B matrice de commande : pseudo inverse de D

par minimisation de l’erreur de phase

Analyseurde Front d ’Onde

Calculateurtemps réel

Miroir déformable

Commande spatiale

ci = B mi

Commande temporelle

Ci = Ci-1 + g ci

Mesuresmi

TensionsCi

Calculateurs temps réels

Besoins Transformation mesure -> commande

Correction de la (des) quantité d’intérêt (turbulence, vibrations, NCPA)

Sortie de données (estimation de performance, de paramètres …)

Fréquence et retard purFréquence issue du dimensionnement système …

Et des capacités technologiques (capacités du calculateur, complexité)

Le retard pur : doit être minimisé pour réduire l’erreur temporelle

CCD integrationT0 T1

T2 CCD readout

Image pre-processing T8

CoG computation

Commmand computation

HVA DAC

Overall AO loop delay ()

Pixel transfer and L3CCD amplification delay

Transfert from NGC to RTC

Pre-processing of the first row

Computation of the first slope

RTC pure delay

Loi de commandeDéfinie par rapport à un critère de performanceSi possible privilégier une analyse globale du problème de commandeSi possible privilégier aussi les solutions simples et maîtriséesIssue d’un compromis optimalité/complexité/robustesseBesoins en remises à jour/identification ?

Senseurs auxiliairesNCPA VibrationsChromatisme (P, T, Differential TT sensor) Pupille

Cn² , wind profile, r0

Perturbations turbulentes et correction par optique adaptative

Imagettes SH Image plan focal

Turbulence

Correction

Quelques rappels

Energie Encerclée (EE) (en % dans … mas²)

Energie cohérente

Strehl Ratio

Réponse impulsionnelle longue pose en optique adaptative

Télescope 8m, ro = 1m, v = 10m/sSystème d’OA: 185 actionneurs, fréquence 440 Hz

Fonction de transfert optique en optique adaptative

Information spatiale restituée jusqu’à D/

Les différents estimateurs de performances en OA

Variance résiduelle (σ2)

Rapport de Strehl (SR)Lien Rapport de SR et variance résiduelle (Ec)

Largeur à mi-hauteur (FWHM)

Energie Encerclée / Encadrée (EE)

Profil de PSF (profil coronographique)

Et plein d’autres en fonction des

besoins systèmes et scientifiques

OA “tomographique”pour étude des galaxies

Performances “génériques”

OA extreme

Les différents estimateurs de performances en OA

Ou optimiser / mesurer les performances ?

Sur axe (OA classique / XAO)

dans un champ donné

(OA tomographique)

Perf min / max

Perf moyenne

Homogénéités

Mad results

OA classique MCAO

Budget d’erreur : Les compromis nécessaires

Nact- Fsamp-

(WFS-im)

Zone de correction Nact

Perf (var) (Nact)5/6

Perf (Fsamp)2

Effet de bruit -2

Bande spectrale de l’ASO

Detecteur visible

Gain en mag. limite Perf

Flux ASO (Nact)

Perte en mag. limite

Flux ASO (Fsamp)-1

Perte en mag. limite

Effets chromatiques Perf

GAINS PERTES

Compromis complexes : dépend des besoins scientifiques (perf ultime, nombre de cibles) et conditions atmosphériques

Dimensionnement d’une optique adaptative

Un exemple pour un télescope de 8 m de diamètre

Turbulence : ro = 10 cm dans le visible, vent v = 10 m/s

Pour une bonne qualité de correction (SR~70%):

• Nombre d’actionneurs (ou de sous-pupilles) : ~ (D / ro)2

6400 à 0,5 µm ~200 à 2,2 µm

• Fréquence d’échantillonnage temporelle : ~ 10 v / ro

1000 Hz à 0,5 µm ~200 Hz à 2,2 µm

NAOS, la première optique adaptative du VLT

Collaboration : ONERA, Observatoire de Paris et Observatoire de Grenoble

Contrat : European Southern Observatory

Installation sur le 4ième télescope de 8m de diamètre du VLT au foyer Nasmyth

Première lumière en novembre 2001

Ouvert aux astronomes européens depuis octobre 2002

Le VLT au mont Paranal

(Chili)

Un télescope du VLT et vue de la

plateforme Nasmyth

NAOS en quelques mots, chiffres...

• Miroir déformable à 185 actionneurs (Cilas)• Miroir de pointage de résolution 2,1 mas sur le ciel• 5 séparatrices sélectionnables (dichroïques ou semi-transparentes) • Deux analyseurs SH de front d’onde : Vis 0,45 - 1 µm, IR 0,8 - 2,5 µm

nombre de sous-pupilles 144 et 36• Sélecteur de champ de l’étoile guide dans 2 arcmin

+ compensation de dérives• Bande passante temporelle de la FT d’erreur à 0dB : 27 Hz• Optimisation de la commande en fonction du RSB mode à mode• Mesure en ligne des conditions (seeing, qualité de correction…)• Complètement automatique et intégré dans le système de gestion du VLT

Echantillonnage de la pupille

144 sous pupilles utiles

Obstruction centrale

185 actionneurs

Pupille du télescope

L’instrument NAOS

• Poids 2,3 tonnes• Supporte la caméra de 800 kg• Tourne autour de l’axe optique pour la dé-rotationde champ

NAOS sur le VLT UT4 au foyer Nasmyth

NAOS (et CONICA) au foyer Nasmyth du VLT

CONICA

Exemple de correction temps réel par NAOS

Image de T Tauri à 2,2 m, pose élémentaire 0,4 s

QuickTime™ et undécompresseur codec YUV420

sont requis pour visionner cette image.

Image corrigée par NAOSImage brouillée par la turbulence26” = 45 km

Surface de la Lune à = 2,3 microns

Saturne

H and Ks20s & 24s54mas/pixseeing 1’’

servo on Thetys

NGC 3603

HST/WFPCI, 400s

VLT/NAOSKs, 300s27 mas /pixSr: 56%

VLT-ISAACK, 30mn

27’’’’

Compagnons faibles proches d ’une étoile brillante

Bande Ks, pose 150 sCoronographe : 0,7 arcsecSéparation = 2,8 et 4,8 arcsecK = 12,2 et 10,2

Première imagerie directe d’une planète extra-solaire par NAOS

Naine brune à 70 pc • Etoile jeune : < 10 millions d’années• Distance Planète-étoile : 0,8 arcsec (55 AU)• Rapport de luminosité de 100 :Masse de l’étoile ~ 20 fois Jupiter Masse de la planète ~ 5 fois Jupiter

Chauvin et al., A&A 2004 et 2005

NAOS VLT : Observation du centre galactique(R. Schödel et al., Nature, 2002)

Orbite képlérienne de S2 (périastre 17 h lum.) :Distribution de masse SgrA* = trou noirMasse de SgrA* = 3,6 106 masse solaire

Image composite H-Ks-L’

NAOS VLT : le noyau actif de NGC 1068(D. Rouan et al., A&A, 2004)

à 14,4 Mpc résolution de 4 à 8 pc

2,2 µm 3,8 µm 4,8 µm

Mise en évidence de structures de poussières chaudes dans le noyau, dans les bras et au nord à 50pc du centre

Une planète autour de Beta Pictoris

Principe de l’étoile artificielle créée par laser

But : étendre la couverture du ciel par la création d’une étoile artificielle brillante dans la direction de l’objet observé

Solution : rétrodiffusion résonante sur la couche mésosphérique de Sodium à ~ 90 km d’altitude

Difficultés : • pas de mesure de tilt• effet de cône• variabilité de l’altitude / concentration de la couche de Sodium

Em itter

Turbulence

Telescope

Adaptive optics

Guide star for WFS

Anisoplanétisme en Optique Adaptative :champ de vue limitée

Image of Galactic Center (FOV 20arcsec), courtesy D. Rouan

Couches turbulentes à basse altitudeCouches turbulentes à haute altitude

Volume turbulent :• Mesurer par des analyseurs dans plusieurs directions du champ • Corriger par plusieurs miroirs déformables conjugués à différentes altitudes des couches atmosphériques

Principe de l’optique adaptative multi-conjuguée

Example of MCAO simulation results2.2 µm, telescope 8m

MCAO : 2 DM, 3 GSClassical AO

150 “

Only a few guide stars (3) and deformable mirrors (2) required

Conclusion et perspectives

Optique adaptative : technologie mature en astronomie

« la plupart des observatoires s’équipent »

Strehl typique sur axe de 50% à 2,2 m sur un 8 m

Nouvelle génération de systèmes sur les 8 – 10 m

OA à très haut Strehl (90%) : VLT Planet Finder

Réponses « impulsionnelles » à haute dynamique

Télescope de 8mTélescope de 8mà 2 à 2 mm

Au sol avec OAAu sol avec OA

Dans l’Espace

Conclusion et perspectives

Optique adaptative : technologie mature en astronomie

« tous les télescopes s’équipent »

Strehl typique sur axe de 50% à 2,2 m sur un 8m

Nouvelle génération de systèmes sur les 8 – 10 m

OA à très haut Strehl (90%) : VLT Planet Finder

OA multi conjuguée pour grand champ

Etoile laser polychromatique

Optique adaptative des extrêmement grands télescopes (ELT)

abordable à moyen terme pour des 20 - 30 m

rupture technologique pour les 100m

Perspectives

Les télescopes géants 30 à 42 m de diamètre

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