Imagerie par grille interférométrique de Fresnel Journée des Thèses

L’Imagerie à Haute Résolution Angulaire et Haute Dynamique est une nécessité pour les champs d’intérêt récents comme la détection directe d’exoplanètes. Pour l’obtenir,
l’une des deux voies actuellement à l’étude est l’augmentation de la taille du miroir principal des télescopes, ce qui les contraint au sol (encombrement et masse mis en jeu)
et nécessite notamment l’utilisation d’optiques adaptatives.
Objectif: imagerie à haute résolution angulaire et haute dynamique, avec contraintes de fabrication relaxées
Imagerie par grille interférométrique de Fresnel
Journée des Thèses 2006
Denis SERRE
denis.serre_nospam_@ ast.obs-mip.fr
2ième année de thèse
Encadrant: Laurent KOECHLIN
Une autre voie est l’interférométrie “classique”, à ouvertures diluées,
soit la mise en commun et l’interférence de faisceaux provenant de
miroirs distincts et espacés, la dimension des miroirs étant faible
devant la distance les séparant.
La grille interférométrique de Fresnel offre une alternative à ces deux
solutions : pour une source, elle sélectionne les endroits d’où les
ondes qui interfèrent en un point donné (appelé point focal) vont
interférer de façon constructive. Le grand nombre d’ouvertures amène
à un grand rapport champ/résolution et une image avec une continuité
des fréquences spatiales. Elle est constituée typiquement d’une feuille
de métal percée, les ouvertures étant vides, sans aucun matériau
optique.
Plan image dispersé
Plan pupille:
Fresnel blazée
+ reprise d’image
Plan image
achromatique
1/F
3
( λ ) = 1/C + 1/D + B
2
/C
2
[ 1/B - 1/F
1
( λ ) ]
DCB
La géométrie orthogonale de la grille permet, en plus
d’autoriser la tenue mécanique, de concentrer en deux
aigrettes perpendiculaires le maximum d’intensité
lumineuse des pics secondaires de diffraction.
L’apodisation de la grille, qui peut être effectuée en
diminuant du centre au bord la proportion de surface des
ouvertures, permet d’obtenir une dynamique élevée
dans une grande section du champ (hors aigrettes). Une
image à haute dynamique dans tout le champ peut être
obtenue par le compositage de deux poses successives
tournées de 45 degrés.
Distance à l’aigrette, en resels
Intensité relative, en puissance de 10
Simulation de rapport signal à bruit minimal en fonction
de la longueur d’onde centrale observée d’une exo-
Jupiter autour d’une étoile de type solaire: 2*5h
d’exposition, grille à 600 zones de Fresnel et 40 m de
côté, températures de grille de 40 à 70K. Système situé
à 10 pc, pas de prise en compte des bandes d’absorption
de l’atmosphère planétaire. Sources de bruit:
température de la grille, lumière parasite de l’étoile,
lumières zodiacale et exozodiacale.
Démonstrateur au sol en développement en salle
blanche du CESR: sources au foyer d’un collimateur,
grille de 8cm de côté et 58 zones de Fresnel (26680
ouvertures) donnant une focale de 22m @ λ=630nm
(découpée par micro usinage laser dans une plaque
d’inox de 80 microns), optique de champ et optique
d’achromatisation dispersive.
F
3
()
F
1
( λ )
Cette grille étant en définitive un réseau à pas variable, les
différentes longueurs d’onde sont focalisées à différentes
distances: f=c
2
/(8Nλ) (c: côté de la grille, N: nombre de
zones de Fresnel de la grille). Il y a donc nécessité de
concevoir une optique focale achromatisante permettant
d’obtenir une image de bande passante non nulle. L’image
achromatique est obtenue en plaçant en un plan pupille une
seconde lentille de Fresnel conguguée de la première, mais
pouvant être blazée étant données ses dimensions réduites.
Le blaze, dont le principe se rapproche de celui d’un réseau
échelette, permet d’obtenir une efficacité de transmission
typique de 90% dans l’ordre voulu (-1), à λ
blaze
.
Longueur d’onde centrale réimagée, en microns
Rapport Signal à Bruit:
émission planétaire à autres sources
ALCATEL
ALENIA
SPACE
F
S
E
g
x
(x)=“vrai” si (x
2
/2f) compris dans
[(k-o
ff
)m λ + m λ /2 ; ((k-o
ff
)+1)m λ [
g
x
(x)=“faux” si (x
2
/2f) compris dans
[(k-o
ff
)m λ ; (k-o
ff
)m λ +m λ /2 [
x: distance à l’axe y du point d’intérêt
f: focale voulue de la lentille
m: ordre de diffraction d’intérêt: 1
k: numéro de la zone de Fresnel en jeu
o
ff
: offset: ajuste la largeur de la 1
ère
zone
λ :longueur d’onde pour laquelle f (focale)
est déterminée
Transmission (x, y) = g
x
(x) xor g
y
(y)
Plan image:
optique de champ
x
y
La grille de Fresnel ne comportant ni matériau réfractif ni
matériau réflectif mais étant seulement une association
d’éléments pleins ou vides, l’interférence et la focalisation
sont effectives pour toutes les longueurs d’onde. La
limitation en longueur d’onde pour la grille elle-même
provient du côté UV de l’opacité effective des motifs
censés être opaques aux hautes énergies, et du côté IR de
l’émission thermique propre de la grille.
La qualité du front d’onde en sortie de la grille est
dépendante de la déformation et de la qualité de découpe
des bords de celle-ci par rapport à leurs valeurs nominales
(z, x et y). Elle peut être mesurée par sa différence de
marche Pic Vallée au front d’onde idéal:
ddm =x∆x+y∆y
2f
+ ∆zx
2
+y
2
4f
2
Ainsi, pour une grille de 6m de côté et 600 motifs, à λ=
500nm, la précision requise pour la découpe des zones les
plus externes est 10 000 fois plus faible que celle requise
pour l’état de surface d’un miroir, à qualité de front
d’onde émergent équivalent.
Intensité relative, normalisée à 1
Distance au centre, en resels, sur la diagonale
PSF d’une grille perturbée: erreur de découpe correspondant à une ddm
PTV de λ/5 pour le plus petit motif. Grille non apodisée, 350 zones.