Bonnette de test d`optique adaptative pour l`Observatoire du Mont

Bonnette de test d’optique adaptative pour
l’Observatoire du Mont Mégantic
Mémoire
William Deschênes
Maitrise en physique
Maitre ès sciences (M. Sc.)
Québec, Canada
© William Deschênes, 2016
Bonnette de test d’optique adaptative pour
l’Observatoire du Mont Mégantic
Mémoire
William Deschênes
Sous la direction de :
Simon Thibault, directeur de recherche
Jean Pierre Veran, codirecteur de recherche
Jean-François Lavigne, codirecteur de recherche
Résumé
Les télescopes de grande envergure requièrent des nouvelles technologies ayant un haut niveau de maturité
technologique. Le projet implique la création d’un banc de test d’optique adaptative pour l’évaluation de la
performance sur le ciel de dispositifs connexes. Le banc a été intégré avec succès à l’observatoire du Mont
Mégantic, et a été utilisé pour évaluer la performance d’un senseur pyramidal de front d’onde. Le système a
permis la réduction effective de la fonction d’étalement du point d’un facteur deux. Plusieurs améliorations
sont possibles pour augmenter la performance du système.
iii
Abstract
New technologies for large scale telescope projects need to reach a high level of technological maturity before
they can be integrated. The project involves the creation of an adaptive optics test bench for evaluating the onsky performance of adaptive optics related devices. The test bed was successfully installed on the Mont
Mégantic observatory, and was used to evaluate the performance of a pyramid wavefront sensor. The system
effectively halved point-spread function size. Several improvements to the system are possible to improve
performance.
iv
Table des matières
Résumé.................................................................................................................................. iii Abstract ..................................................................................................................................iv Table des matières………………………………………………………………………..v
Table des tableaux ........................................................................................................... vii Table des figures ............................................................................................................. viii Table des équations ............................................................................................................ix Table des acronymes ........................................................................................................... x Remerciements : ....................................................................................................................xi 1 Introduction ..................................................................................................................... 1 1. Théorie ............................................................................................................................ 2 1.1 Aberrations optiques ................................................................................................ 2 1.1.1 Théorie géométrique ......................................................................................... 2 1.1.2 Types d’aberration ............................................................................................ 4 1.2 1.2.1 Les polynômes de Zernike ................................................................................ 8 1.2.2 Métriques importantes .................................................................................... 10 1.3 Correction de front d’onde ..................................................................................... 11 1.3.1 Conjugaison de phase [4] ................................................................................ 11 1.3.2 Caractérisation du front d’onde ...................................................................... 11 1.3.3 Reconstruction ................................................................................................ 12 1.3.4 Correction du front d’onde et limitations ....................................................... 14 1.4 Technologies & Dispositifs d’AO .......................................................................... 16 1.4.1 Senseurs de front d’onde................................................................................. 16 1.4.2 Correcteurs de front d’onde ............................................................................ 20 1.5 2 Théorie diffractive des aberrations........................................................................... 8 Sources d’aberration en imagerie astronomique .................................................... 24 1.5.1 Aberrations du système [4] ............................................................................. 24 1.5.2 Aberrations atmosphériques ........................................................................... 24 1.5.3 Théorie de la turbulence ................................................................................. 25 1.5.4 Effets de la turbulence .................................................................................... 26 1.5.5 Transmittance de l’atmosphère ....................................................................... 27 Conception de la bonnette............................................................................................. 28 2.1 Évaluation des spécifications ................................................................................. 28 v
2.1.1 Requis de mission........................................................................................... 28 2.1.2 Conditions d’opération ................................................................................... 28 2.1.3 Caractéristiques de système d’AO ................................................................. 30 2.2 2.2.1 Définition mécanique ..................................................................................... 35 2.2.2 Ports d’entrée.................................................................................................. 36 2.2.3 Ports de sortie ................................................................................................. 37 2.3 Système de calibration ................................................................................... 39 2.3.2 Caméra science ............................................................................................... 41 2.3.3 Validation/Caractérisation théorique du système ........................................... 42 Disposition informatique ....................................................................................... 47 Résultats expérimentaux .............................................................................................. 48 3.1 Résultats en laboratoire ......................................................................................... 48 3.1.1 Qualité optique ............................................................................................... 48 3.1.2 Qualité de correction : .................................................................................... 50 3.1.3 Caméra science:.............................................................................................. 53 3.1.4 Fréquence de correction ................................................................................. 55 3.2 4 Disposition optique ................................................................................................ 38 2.3.1 2.4 3 Disposition de la bonnette ..................................................................................... 35 Résultats au télescope ............................................................................................ 57 3.2.1 Première séquence d’observation ................................................................... 58 3.2.2 Deuxième séquence d’observation ................................................................. 58 3.2.3 Qualité optique ............................................................................................... 58 3.2.4 Qualité de front d’onde .................................................................................. 60 3.2.5 Caméra science ............................................................................................... 63 3.2.6 Fréquence de correction sur le télescope........................................................ 67 Améliorations du système ............................................................................................ 68 4.1 Avancées informatiques ........................................................................................ 68 4.2 Conception optique ................................................................................................ 68 4.3 Mesures & calibrations additionnelles .................................................................. 69 4.4 Ressources externes ............................................................................................... 69 5 Conclusion .................................................................................................................... 70 Références ............................................................................................................................ 71 vi
Table des tableaux Table 2.1 : Caractéristiques d’observation à l’OMM [2] [1] ................................................ 29 Table 2.2 : Contraintes mécaniques sur le télescope ............................................................ 30 Table 2.3 : Caractéristiques du modèle DM 97-15 ............................................................... 31 Table 2.4 : Caractéristiques du SHS optocraft personnalisé ................................................. 31 Table 2.5 : Caractéristiques de la caméra science Andor IXON Ultra-888 .......................... 32 Table 2.6 : Caractéristiques du port de sortie 1 .................................................................... 37 Table 2.7 : Caractéristiques de la sortie 2 ............................................................................. 37 Table 2.8 : Éléments de la Figure 2.4 ................................................................................... 39 Table 2.9 : Caractéristiques de la plaque de phase ............................................................... 40 Table 2.10 : FOV selon la sortie, avec iris ouvert (max) et fermé (min) .............................. 43 Table 2.11 : Valeurs (en Waves) des différents polynômes de Zernike ............................... 44 Table 3.1 Transmission de puissance dans le système optique, position selon la Figure 0.8.
.............................................................................................................................................. 49 Table 3.2 Qualité de front d’onde en fonction du mode, aberrations statiques .................... 50 Table 3.3 Analyse de front d’onde corrigée avec une plaque de phase, SHS ...................... 51 Table 3.4 Qualité de front d’onde en laboratoire, PWFS vs SHS ........................................ 53 Table 3.5 : FWHM pour un différent nombre de modes corrigés ........................................ 54 Table 3.6 Fréquence de boucle ............................................................................................. 55 Table 3.7 Taille de l’obscuration & du spot ......................................................................... 59 Table 3.8 Qualité de front d’onde sur le télescope, PWFS vs SHS ...................................... 60 Table 3.9 Qualité de front d’onde en fonction du mode, selon le senseur de front d’onde
utilisé; Vert : changement positif; Rouge : changement négatif; Jaune : changement
négligeable. ........................................................................................................................... 62 Table 3.10 FWHM des PSF de la Figure 3.3 ........................................................................ 64 Table 3.11 FWHM des PSF de la Figure 3.4 ........................................................................ 65 Table 3.12 FWHM des PSF de la Figure 3.5 ........................................................................ 66 Table 3.13 Fréquence de boucle du système sur le télescope ............................................... 67 vii
Table des figures
Figure 1.1 Aberrations géométrique [2] ................................................................................. 3 Figure 1.2: Représentation de l’aberration sphérique [2] ....................................................... 6 Figure 1.3: Représentation de la coma [2] ............................................................................. 6 Figure 1.4: Représentation de l’astigmatisme [2] .................................................................. 7 Figure 1.5: Représentation de l’aberration chromatique [2] .................................................. 8 Figure 1.6: Représentation schématique du SHS [5] ........................................................... 17 Figure 1.7 : Schéma de pixels 2x2 d’un SHS ....................................................................... 17 Figure 1.8: Représentation schématique du PWFS [6] ........................................................ 19 Figure 1.9 : Carte des indices de pupille .............................................................................. 19 Figure 1.10 : Format de DM à surface continue, a) actuateurs de position, b) actuateurs de
force, c) actuateurs de tension d) miroirs monolithiques [4]................................................ 21 Figure 1.11 : Format de DM à surface discontinue [4] ........................................................ 22 Figure 1.12 Transmittance atmosphérique selon la longueur d’onde [9] ............................. 27 Figure 2.1 Configuration optique du télescope de l’OMM [3] ............................................ 30 Figure 2.2 Nombre d’actuateurs requis en fonction de la qualité de front d’onde corrigée
(
800 )....................................................................................................................... 32 Figure 2.3 : Schéma de coordonnées de la bonnette; les flèches rouges indiquent la position
du point de référence, avec les flèches colorées indiquant les axes (x,y,z) ......................... 36 Figure 2.4 : Schéma des éléments optiques de la bonnette. La ligne rouge représente le
trajet optique, avec les barres bleues représentant les positions de la pupille. ..................... 38 Figure 2.5 : Disposition optique du système de calibration ................................................. 40 Figure 2.6 : Système optique de la caméra scientifique ....................................................... 41 Figure 2.7 : Tube de jonction de la caméra science, a) vue complète b) vue de l’optique .. 42 Figure 2.8 : Vignetting selon le champ de vue, caméra science .......................................... 42 Figure 2.9 : Vignetting miminal selon le champ de vue, SHS ............................................. 43 Figure 2.10 : Vignetting minimal selon le champ de vue, WFS test................................... 43 Figure 2.11 : Caractéristiques de l’ordinateur de contrôle ................................................... 47 Figure 3.1 Vignetting du faisceau de sortie du système, haut; a) SHS, b) PWFS ............... 48 Figure 3.2 Image des senseurs sur le télescope .................................................................... 59 Figure 3.3 Étoile Arcturus, PSF, correction par SHS a) boucle ouverte, b) boucle fermée
(50 modes) ............................................................................................................................ 64 Figure 3.4 Étoile Arcturus, PSF, correction par PWFS a) boucle ouverte b, c, d) boucle
fermée à différent moments (12 modes) .............................................................................. 64 Figure 3.5 Étoile Vega, PSF, correction par PWFS a) boucle ouverte b, c, d) boucle fermée
à différents moments (12 modes). ........................................................................................ 65
viii
Table des équations 1.1 ........................................................................................................................................... 3 1.2 ........................................................................................................................................... 4 1.3 ........................................................................................................................................... 9 1.4 ......................................................................................................................................... 10 1.5 ......................................................................................................................................... 10 1.6 ......................................................................................................................................... 12 1.7 ......................................................................................................................................... 12 1.8 ......................................................................................................................................... 13 1.9 ......................................................................................................................................... 13 1.10 ....................................................................................................................................... 13 1.11 ....................................................................................................................................... 13 1.12 ....................................................................................................................................... 14 1.13 ....................................................................................................................................... 15 1.14 ....................................................................................................................................... 15 1.15 ....................................................................................................................................... 15 1.16 ....................................................................................................................................... 15 1.17 ....................................................................................................................................... 16 1.18 ....................................................................................................................................... 16 1.19 ....................................................................................................................................... 17 1.20 ....................................................................................................................................... 18 1.21 ....................................................................................................................................... 18 1.22 ....................................................................................................................................... 19 1.23 ....................................................................................................................................... 19 1.24 ....................................................................................................................................... 26 1.25 ....................................................................................................................................... 26 2.1 ......................................................................................................................................... 32 2.2 ......................................................................................................................................... 33 2.3 ......................................................................................................................................... 33 2.4 ......................................................................................................................................... 34 2.5 ......................................................................................................................................... 34 ix
Table des acronymes
OMM……………………………………………………….Observatoire du Mont-Mégantic
INO………………………………………………….Institut National d’Optique (de québec)
AO……………………………………………………Optique Adaptative (Adaptive Optics)
PWFS…………………Senseur de Front d’Onde Pyramidal (Pyramid WaveFront Sensor)
OAP………………………………………………Parabole Hors-Axe (Off-Axis Parabola)
PSF…………………………………Fonction d’Étalement de Point (Point Spread Function)
FWHM…………………………………………………………Full Width Half Maximum
DM………………………………………………Miroir Déformable (Deformable Mirror)
MEMS…………………………………………………...Micro Electro Mechanical Systems
SHS……………………………………Senseur Shack-Hartmann (Shack-Hartmann Sensor)
OPD………………………………Différence de Chemin Optique (Optical Path Difference)
STD……………………………………………..…Déviation Standard (Standard Deviation)
x
Remerciements :
Mon escouade de co-directeurs, Simon Thibault, Jean-Pierre Veran et Jean-François Lavigne, pour leur
support et leurs connaissances durant ce long processus.
Denis Brousseau et Olivier Martin pour leurs connaissances techniques & théoriques sans égal.
Bernard Malenfant, technicien extraordinaire, pour son assistance à l’observatoire du Mont Mégantic.
Ma famille, qui m’a supporté de loin pendant ces études.
Les membres des Seigneurs de Naguère, qui m’ont permis de maintenir ma santé mentale en sortant du milieu
de travail.
xi
1 Introduction
Les projets de télescope de très grande envergure présentent un grand nombre de défis, dont les aberrations
causées par la turbulence atmosphérique. Les systèmes d’AO permettent d’éliminer ces effets et d’obtenir une
qualité d’image comparable ou meilleure à celle des télescopes spatiaux. Une boucle de rétroaction, composée
d’une optique déformable et d’un senseur de front d’onde, permet d’éliminer les aberrations et d’aplanir le
front d’onde.
Le développement de dispositifs associés à l’AO est encore en effervescence, avec plusieurs exemples de
senseurs de front d’onde en développement au Canada. Avant de pouvoir utiliser ces technologies dans les
projets de grande envergure, il est nécessaire d’augmenter leur niveau de maturité technologique en montrant
leur efficacité hors du laboratoire.
L’objectif de ce projet implique la création d’une bonnette de test pour les dispositifs reliés à l’AO, qui sera
ensuite utilisée pour l’évaluation de la performance d’un exemplaire de ceux-ci. La bonnette est conçue pour
être utilisée à l’Observatoire du Mont Mégantic (OMM), un observatoire de recherche scientifique situé au
sud du Québec. Le système est développé avec l’aide d’ABB inc. Systèmes de mesure.
Ce projet est effectué en collaboration avec l’Institut National d’Optique (INO), qui développe un senseur de
front d’onde pyramidal (PWFS). Ce senseur, déjà en utilisation dans certains télescopes, a eu très peu
d’analyses comparatives pratiques avec le senseur Shack-Hartmann (SHS), le standard en AO. Ce banc
permettra une analyse directe en parallèle de la performance de ces deux senseurs de front d’onde. Avec ces
résultats, nous désirons augmenter le niveau de maturité technologique des PWFS.
Ce mémoire se sépare en 4 parties. Dans un premier temps, la théorie relative à l’AO est montrée, présentant
la théorie des aberrations, le fonctionnement des systèmes d’AO, les contraintes de l’AO et les nombreuses
technologies reliées. Dans un deuxième temps, la conception du système est présentée. Nous commençons par
une revue des contraintes et spécification de l’OMM, suivis des différentes caractéristiques mécaniques et
optiques du système final. Dans un troisième temps, les résultats obtenus avec le système sont présentés. Les
résultats obtenus en laboratoire et sur le télescope de l’OMM sont évalués et discutés, tout en énonçant les
contraintes de chacun des environnements. Finalement, nous présentons les améliorations nécessaires pour
optimiser le système dans l’avenir, basés sur les résultats présentés dans la section précédente.
1
1. Théorie
1.1 Aberrations optiques
Les aberrations optiques étant une source primaire de problèmes d’imagerie, il est nécessaire de bien les
comprendre. La section suivante passe en revue la théorie des aberrations optiques, leurs types ainsi que leurs
sources principales dans le cadre de l’astronomie.
1.1.1
Théorie géométrique
L’optique paraxiale présente une version simple de l’optique qui est applicable en prenant en compte de
nombreuses approximations. Premièrement, nous considérons une ouverture infinie. Ceci simplifie
grandement toute représentation puisque nous ne prenons pas en compte les conditions limites et de
diffraction. Deuxièmement, tout calcul est considéré une extension de la région paraxiale, une zone près de
l’axe optique où le comportement des rayons est très facile à évaluer. Ces mêmes calculs sont utilisés pour
estimer le comportement des rayons très distant de cette zone. Ces considérations nous donnent ce qui est
appelé l’image paraxiale, la position idéale de l’image après un système optique. Ces équations classiques
sont développées au chapitre 4.3 du Born and Wolf [1].
Les ouvertures limitées, les grands-angles observés et les grands champs de vue rendent les approximations
mentionnées plus tôt très peu utiles. Nous voulons avoir le comportement réel d’un système. La théorie des
aberrations optiques géométriques définit toute divergence des rayons de la position de l’image paraxiale
comme étant une aberration. Du point de vue ondulatoire, l’aberration est vue comme une divergence du front
d’onde par rapport à un front d’onde sphérique idéale. Ces perspectives sont largement équivalentes, puisque
les rayons sont, par définition, perpendiculaires aux fronts de phase. Un développement mathématique plus
exhaustif est résumé ici [1].
2
Figure 1.1 Aberrations géométrique [2]
Considérant , la taille d’un objet placé sur l’axe à la position ,
, ainsi que , ), les coordonnées polaires
où un rayon croise l’ouverture d’un système optique, nous pouvons calculer la position
,
) de l’image.
Nous considérons un système à symétrie radiale. Une évaluation exacte de la position de l’image est
impossible pour tout sauf les cas les plus simples. Il est toutefois possible de développer une formulation
générale à base de série de puissances. Celle-ci est basée sur une « fonction d’aberration » qui représente la
contribution de chaque effet. Nous obtenons les expressions incomplètes suivantes.
cos
cos
sin
Dans les équations précédentes,
2
sin
et
cos 2
sin 2
3
cos
sin
⋯
⋯
1.1
sont des coefficients reliés aux premiers et troisièmes ordres des
aberrations. Chacun de ces coefficients sont reliés à l’imagerie de paraxiale; par exemple,
est la
magnification. Une définition plus exhaustive de ces paramètres peut être trouvée à la section 5.5 du Born &
Wolf [1]. Des termes d’ordres plus élevés existent, mais sont négligés dans ce contexte, car leur effet est petit
comparativement aux ordres plus élevés. Il est à noter que l’absence d’ordres pairs est une conséquence de la
symétrie radiale du milieu.
Les termes de premier ordre sont associés à l’imagerie paraxiale. Les termes de troisième ordre sont les
divergences les plus importantes de cet état idéal, et sont appelés les aberrations de Seidel, et sont détaillés
dans la section 1.1.2.
3
Il est à noter qu’un deuxième formalisme construit autour de la propagation du front d’onde est aussi utilisé.
Plutôt que considérer chaque point de l’image, la différence de trajet optique (« optical path difference » ou
OPD en anglais) est utilisée pour évaluer les aberrations. Quoique la méthode géométrique soit efficace pour
des aberrations importantes, cette méthode est plus efficace pour des petites quantités d’aberrations. Les
équations suivantes, dans un formalisme similaire aux équations de rayon, sont utilisées.
cos
∑
1.2
Dans l’équation précédente, nous avons l’OPD
, le coefficient
normalisée par rapport à l’axe , l’orientation , et , et
noter que
est de nature semblable aux coefficients
, le champ normalisé
, la distance
sont les indices de l’ordre de l’aberration. Il est à
et
mentionnés plus tôt.
Ce formalisme est important à cause de sa symétrie rotationnelle qui correspond mieux aux systèmes optiques
traditionnels, telle la majorité des télescopes et microscopes. Il est à noter que les ordres indépendants de la
pupille telle que
, ,
0,0,0 ainsi que ceux entièrement dépendants du champ tel que
, ,
, 0,0 sont ignorés. Quand l’expression est développée avec des exposants spécifiques utiles, nous
retrouvons les différents types d’aberrations qui sont définis à la section suivante.
1.1.2
Types d’aberration
Avec le développement de l’équation 1.2, Seidel a codifié les différents types d’aberrations et a créé des
expressions analytiques pour chacune des aberrations primaires. La section qui suit présente ces aberrations.
Les aberrations de plus haut ordre les plus notables sont généralement de forme similaire, mais sont souvent
négligeables.
4
Tableau 1.1: Abberations communes et termes de Seidel
Terme
Aberration
Polynôme
Défocus
Tilt
cos
Sphérique
Coma
cos
Astigmatisme
cos
Courbure de champ
Distorsion
cos
Il est à noter que les deux premiers termes, le défocus et le tilt, ne sont pas toujours considérés comme étant
des aberrations. Cependant, du point de vue mathématique il est pertinent de les représenter.
1.1.2.1 Défocus
Le défocus représente une variation de l’image par rapport à la position idéale du foyer. Elle est facile à
corriger en déplaçant la position de prise d’image. Elle est indépendante du champ de vue et a une symétrie
polaire.
1.1.2.2 Tilt
Le tilt est la déviation dans la direction de la propagation de la lumière. Elle est facile à corriger en déviant le
faisceau. Du point de vue ondulatoire, le tilt représente une composante angulaire uniforme sur tout le front
d’onde.
5
1.1.2.3 Sphérique
L’aberration sphérique est définie comme la variation de la distance focale selon l’ouverture [2]. Celle-ci est
observée quand les rayons, passant par une surface sphérique loin de l’axe optique, sont focalisés loin du
focus paraxial, mais sur l’axe optique. Le plus loin nous sommes de l’axe, le plus intense est l’aberration.
Figure 1.2: Représentation de l’aberration sphérique [2]
Nous observons plusieurs expressions de l’aberration sphérique. La distance séparant le focus paraxial et le
point de croisement de l’axe, AB sur la Figure 1.4, est appelé l’aberration sphérique longitudinale. La distance
entre le focus paraxial et le croisement vertical, soit AC sur la Figure 1.2, est appelée l’aberration sphérique
transverse. Celle-ci est indépendante du champ de vue et se comporte comme un défocus d’ordre plus élevé.
1.1.2.4 Coma
L’aberration de la Coma est définie comme étant la « variation de la magnification avec l’ouverture » [2]. Elle
est observée quand les rayons, passant à travers un élément optique à un angle oblique, sont focalisés à
différentes hauteurs en fonction de la hauteur et l’angle d’entrée.
Figure 1.3: Représentation de la coma [2]
Cette aberration est plus notable pour des systèmes ayant des champs de vue élevés et a une forte dépendance
angulaire.
6
1.1.2.5 Astigmatisme
L’aberration de l’astigmatisme est définie comme étant la variation de la position de l’image selon la verticale
ou l’horizontale. Elle se présente comme un éventail de rayon (ray fan) qui se focalise différemment selon
l’axe observé.
Figure 1.4: Représentation de l’astigmatisme [2]
Cette forme d’aberration est surtout observée avec des rayons obliques qui perçoivent un focus effectif
différent selon l’axe, comme la Figure 1.4 présente. Elle peut aussi être observée dans des lentilles qui ne sont
pas véritablement sphériques, et peut être induite par toute composante qui ne conserve pas la symétrie radiale
du système. Elle essentiellement un tilt d’ordre plus élevé.
1.1.2.6 Courbure de champ
La courbure de champ représente la tendance naturelle des systèmes optiques de produire un plan image
courbée. Ceci cause un estompement de l’image puisqu’elle ne peut se concorder avec la forme plane du
détecteur. Cette courbure est représentée par la surface de Petzval, qui donne la courbure de champ
fondamentale du système.
1.1.2.7 Distorsion
La distorsion est une déformation généralisée de l’image selon la hauteur du faisceau, donnant une
« courbure » visible à l’image. Cette aberration est surtout importante pour l’imagerie grand champ. Les bords
de l’image courbent, donnant une apparence « bombée » à l’image.
7
1.1.2.8 Chromatique
L’aberration chromatique provient de la variation des propriétés de la matière en fonction de la longueur
d’onde d’une onde électromagnétique. L’exemple le plus marquant est l’utilisation d’un prisme pour séparer
la lumière blanche en un spectre de couleurs. Ainsi, les éléments optiques transmissifs tel les lentilles
focalisent différentes longueurs d’onde à différents endroits, en fonction de l’indice de réfraction.
Figure 1.5: Représentation de l’aberration chromatique [2]
Quoi que cette aberration soit peu importante ou même négligeable dans des systèmes quasi
monochromatiques, elle est très significative pour toute forme d’observation spatiale qui tente de récupérer un
maximum de photons d’un spectre plus large.
1.2 Théorie diffractive des aberrations
Malgré l’utilité des termes de Seidel dans la représentation d’aberrations, les approximations deviennent
moins exactes quand il devient nécessaire de considérer des aberrations ayant une amplitude moins
importante. La théorie diffractive des aberrations permet de prendre en compte ces échelles, et de faire un
traitement plus juste. Cependant, le traitement complet est complexe et peu nécessaire pour la correction de
front d’onde. Ainsi, la section suivante discute d’un résultat important de cette théorie, les polynômes de
Zernike.
1.2.1 Les polynômes de Zernike
Pour obtenir les termes de Seidel, nous avons précédemment étendu une fonction d’aberration en série de
puissance. La théorie diffractive des aberrations propose une nouvelle fonction d’aberration. En étendant
celle-ci en série de puissance, nous obtenons les polynômes de Zernike, une représentation polaire et
orthonormée des aberrations. Ainsi, la représentation de chaque aberration est indépendante de toutes les
autres. Le développement complet des polynômes peut être trouvé à l’annexe VII du Born et Wolf [1]. En
utilisant le développement en polynômes de Zernike, nous avons l’expression suivante de l’OPD.
8
cos
Dans l’équation (3), nous avons
1.3
le facteur de normalisation,
l’expression radiale des termes de Zernike,
le rayon normalisé,
un coefficient constant,
l’angle et ,
et
sont les indices de
l’ordre. Dans un cadre théorique, il est possible de calculer ces paramètres, mais leur évaluation est surtout
faite par méthode empirique.
Tableau 1.2: Termes de Zernike importants [3]
l
n
m
1
0
0
2/3
1
1
4
2
0
5/6
2
2
7/8
3
1
9/10
4
0
11
4
0
Aberration
1
2 cos
Piston
/ 2 sin
√3 2
cos
√6
2
√8 3
√8
Défocus
1
/√6
cos 3 /√8
6
Astigmatisme
cos
cos /√8 3
√5 6
Tilt
2
sin
sin 3
1
Coma
Trèfle
Sphérique
Des ordres plus élevés existent, mais les termes de 1 à 11 sont celles ayant l’amplitude la plus importante en
imagerie astronomique. Il est à noter que les termes 1 à 4, soit le piston, le tilt et le défocus ne sont pas
toujours considérés des aberrations. Ils ont cependant une importance fondamentale mathématique, et il est
donc nécessaire de bien les décrire. Le piston représente une translation uniforme du front d’onde, n’a aucun
impact sur la qualité d’image, et est imperceptible avec les senseurs de front d’onde traditionnels. Le tilt
représente une variation angulaire uniforme du plan du front d’onde. C’est souvent le terme observé avec le
plus d’amplitude. Il n’a aucun impact sur la qualité d’image s’il est constant.
9
Dans le cadre de l’observation astronomique et de l’optique adaptative, ces polynômes sont utilisés pour la
représentation d’aberrations. Cependant, la majorité des télescopes présentent une image annulaire, non
circulaire, à cause de l’obscuration centrale du miroir secondaire des télescopes réflectifs. Ceci a mené à la
création des polynômes de Zernike annulaires. Quoi qu’ils fassent une représentation plus exacte pour des cas
extrêmes, le formalisme circulaire présente une exactitude suffisante pour le projet.
1.2.2
Métriques importantes
1.2.2.1 Ratio de Strehl
Le ratio de Strehl, aussi connu sous le nom d’intensité normalisé, est une mesure qui compare l’intensité d’un
faisceau aberré et celui d’un faisceau idéal. Ceci est évalué en négligeant la contribution du tilt statique,
toujours présent sur le faisceau. Ce ratio est utilisé comme élément indicatif de la qualité de la propagation
d’un faisceau, et est la métrique primaire pour indiquer la qualité d’un système d’AO. Tout système aberré a
un ratio
1.
1.4
L’équation 1.4 est une approximation communément utilisée pour représenter le ratio de Strehl, où
est la
variance du front d’onde observé. Cette approximation est valide pour de petites aberrations, telles que sont
considérées les aberrations des turbulences. Un système qui contient un ratio
0.8 est considéré limité par
la diffraction.
1.2.2.2 Budget d’erreur
Le budget d’erreur est une métrique qui indique la somme des différentes causes de variation sur une mesure
donnée. Dans le contexte présent, nous considérons le budget d’erreur
sur la variance du front d’onde,
exprimé à l’équation 1.5.
1.5
Chaque terme en
représente différents éléments qui contribuent à la variance du front d’onde, assumant
que celles-ci sont non-corélées. Ces « erreurs » sont associées à chaque composante du système électronique,
mécanique et optique, ainsi que les conditions d’observation.
10
1.3 Correction de front d’onde
La section suivante détaille les méthodes importantes utilisées dans la correction de front d’onde, et passe en
revue les technologies utilisées pour cette correction. Ceci peut être utilisé autant dans un grand nombre de
systèmes optiques pour corriger les aberrations et obtenir la meilleure image possible.
1.3.1
Conjugaison de phase [4]
La conjugaison de phase est le cœur de l’optique adaptative. Cette méthode implique la compensation
géométrique d’une avance ou délai de front de phase en changeant le trajet optique. Dans le cas d’une
conjugaison réflective, ceci implique la réflexion de certaines portions du front d’onde avant d’autres. Dans le
cas d’une conjugaison transmissive, ceci implique changer l’indice de réfraction perçue par certaines parties
du front d’onde. De manière simpliste, nous multiplions un champ | |
par son conjugué| |
.
La conjugaison de phase dans des cas réels est très compliquée cependant. Il est nécessaire d’identifier
l’amplitude nécessaire pour la conjugaison, ainsi que l’endroit et au moment, puisque les aberrations de
l’atmosphère varient dynamiquement. Ces trois contraintes (amplitude, position, temps) sont à l’origine des
complexités de l’AO astronomique.
Pour effectuer la conjugaison de phase, nous devons premièrement évaluer les aberrations à corriger, ensuite
tenter de corriger les aberrations avec un DM, puis faire une rétroaction pour atteindre une qualité de front
d’onde constante.
1.3.2
Caractérisation du front d’onde
La première étape de correction implique la caractérisation des aberrations. Ceci est effectué par utilisation
d’une étoile guide, une source de lumière près de la cible pour déterminer les effets du trajet optique. Il est à
noter que plusieurs termes sont d’origine astronomique; l’étoile guide était originalement une étoile brillante
près de l’étoile cible. L’information de phase est détectée de deux manières, soit zonale ou modale, dépendant
du type de système de mesure.
L’expression du front d’onde par coefficients des différents modes de Zernike représente la méthode modale.
Ici, l’information des modes est déduite directement en utilisant des phénomènes de diffraction. La méthode
est avantageuse pour la détection d’aberrations de bas ordre. La détection d’ordres plus élevés est possible,
mais complexe.
L’expression du front d’onde par l’OPD sur des sections discrètes (zones) représente la méthode zonale.
L’ouverture où est passé le front d’onde est décomposée en un nombre
de sous-ouvertures, où
→∞
donne une représentation exacte du front d’onde. Cette méthode est plus simple pour la mesure d’ordres
11
d’aberration plus élevée, et fait une représentation continue du front d’onde. Dans un système utilisant un
senseur zonal, le nombre de zones est approximativement équivalent au nombre de modes corrigés. [4]
1.3.3
Reconstruction
La reconstruction réfère au front d’onde, et à comment nous traitons l’information qui y est reliée. Comme
indiqué à la section 1.3.2, l’information obtenue peut être mise en format modal ou zonal; des calculs
permettent de passer de l’un à l’autre. L’information doit ensuite être passée dans un format compatible au
correcteur de front d’onde. Quoi qu’il existe plusieurs différents types de senseurs, la section suivante
considère l’utilisation d’un senseur de pente, qui détecte la pente locale pour ensuite ressortir une
représentation du front d’onde.
1.3.3.1 Reconstruction zonale
Avec la matrice des pentes du front d’onde , il est possible de reconstruire la matrice de phase
la matrice de géométrie
à l’aide de
.
1.6
est construite en prenant en considération le rapport géométrique entre la pente d’une surface et la
position de ses sous-éléments. L’équation peut aussi indiquer le bruit avec un facteur
. Il suffit alors
d’inverser la matrice pour obtenir la solution. Ceci n’est pas une tache simple, puisque les matrices obtenues
sont singulaires et non-inversible. Il faut donc utiliser des matrices pseudo-inverses qui contiennent les
propriétés requises.
∗
,
1.7
L’étape finale nous donne
∗
, la matrice de reconstruction de la phase. Celle-ci peut s’avérer être très
complexe en fonction de la méthode exacte de pseudo-inversion.
Avec la matrice de phase obtenue précédemment, il est possible d’établir un vecteur
actuateurs d’un correcteur, par l’entremise de la matrice d’influence
d’amplitude de tous les
. Un actuateur représente tout moteur
responsable d’un mouvement. La matrice d’influence représente l’effet de l’action d’un actuateur sur
l’entièreté du correcteur.
12
1.8
Comme dans les cas précédents, une pseudo-inversion de
permet d’obtenir
en connaissant
. Les
commandes réelles sont obtenues en multipliant le vecteur par un gain prédéterminé. Il est à noter que la
construction de la matrice d’influence est très importante. La réponse des actuateurs peut être différente selon
la position sur le correcteur. Il est généralement assumé que la réponse des actuateurs est linéaire, mais
certains types de correcteurs peuvent avoir une réponse non linéaire et/ou avoir de l’hystérésis. Ainsi, il est
critique de bien construire la matrice d’influence.
L’utilisation d’une phase modale est presque équivalente à utiliser une phase continue. Sachant que le front
d’onde est composé d’une somme de modes de Zernike Ψ modulés par le coefficient
, nous retrouvons
l’équivalence suivante.
Ψ
1.9
Tout comme dans le cas précédent, il suffit de faire la pseudo inversion de
.
1.3.3.2 Reconstruction modale
La reconstruction des pentes en modes de Zernike considère la phase comme étant une somme de polynômes
modulés d’un coefficient
, pour un nombre total de modes .
,
1.10
La pente étant effectivement la première dérivée de la phase, nous pouvons obtenir l’expression suivante pour
le rapport entre la pente et
le vecteur des coefficients des modes.
∙
1.11
13
Ici,
est le vecteur des dérivées du front d’onde selon
et , et
Zernike. La solution est trouvée avec la pseudo-inverse
∗
est la matrice des dérivées des modes de
. Il faut faire attention de choisir un nombre
approprié de modes à considérer, puisqu’un nombre excessif de modes par rapport aux données disponibles
peut faire apparaitre des modes comme perturbation sur les modes plus bas, créant une forme d’aliasing.
Un correcteur modal travaille sur un principe similaire. Pour une mesure de phase continue
,
, il suffit de
considérer que la représentation sur le correcteur sera une somme de modes Ψ connus modulés par un
coefficient
.
Ψ
1.12
Si nous utilisons des modes orthogonaux pour le correcteur, la matrice est diagonale et l’inversion du système
matriciel est simple. Autrement, il suffit d’utiliser la pseudo-inversion.
Pour une mesure de phase modale, ceci peut être assez complexe. Dans certains cas, tel un DM bimorphe et
un senseur de front d’onde par courbure, il est possible d’avoir une correspondance directe entre les modes du
senseur et du correcteur. Cependant, ces cas sont peu fréquents, et ne sont pas élaborés ici.
1.3.3.3 Processus de contrôle
Pour pouvoir effectuer le processus de correction, il est nécessaire d’avoir un processus de contrôle qui
encadre l’entièreté du système. Les systèmes de contrôle utilisés en AO peuvent généralement être séparés en
deux types : le contrôle de procédé et les servomécanismes.
Le contrôle de procédé tente de maintenir une métrique à une valeur fixe. Les servomécanismes tentent plutôt
de varier la sortie d’un système en rapport à une entrée variable. Ces deux types de contrôle sont considérés
« à rétroaction » (ou à boucle fermée), puisqu’il y a le retour d’un effet sur sa propre cause. Un faisceau
lumineux entre dans le système, le système mesure le front d’onde, puis affecte le faisceau lumineux par
l’entremise du correcteur, changeant la mesure perçue. Il existe des systèmes qui fonctionnent sans
rétroaction, mais ils ne sont pas adressés dans le cadre de ce projet.
1.3.4
Correction du front d’onde et limitations
Un système de correction est par la suite utilisé pour ajuster la propagation du front d’onde. Pour des fins
pratiques, le correcteur indiqué ici est le miroir déformable (DM), le correcteur le plus communément utilisé
en AO astronomique. Le DM tente de correspondre à la forme du front d’onde pour compenser les
aberrations. Il est à noter que ce processus est aussi imparfait, puisqu’aucun DM ne peut parfaitement
correspondre à l’erreur de phase induite par l’atmosphère. Nous induisons donc une erreur de fitting
14
.
1.13
L’erreur dépend de la longueur de cohérence , de la distance entre les éléments de correction du DM , et
du paramètre de correspondance
. Chaque DM comporte un nombre d’éléments de correction, souvent
appelés actuateurs, qui sont les éléments mobiles qui permettent une variation de la forme du miroir. Le
paramètre de correspondance provient de la fonction d’influence d’un actuateur, une fonction représentant
l’effet d’un actuateur sur le front d’onde. Nous pouvons estimer de nombre d’actuateurs
obtenir un ratio de Strehl
nécessaires pour
désiré pour une qualité de fit donné. [4]
4
ln
1.14
1
Il est à noter que le nombre d’actuateurs est approximativement égal au nombre de degrés de liberté du
système. Nous pouvons ainsi voir que le nombre de modes à considérer dépend de la qualité de front d’onde
désirée. Elle est évaluée considérant la fréquence de coupure
du système et la fréquence de Greenwood de
la turbulence, un indicateur de la vitesse du vent local, défini à la section 1.5.3.2.
1.15
Le bruit des senseurs utilisés impose aussi certaines limites. Pour un nombre de photons, , la longueur
d’onde
et la longueur d’onde moyenne de la plage d’observation
2
, nous avons l’équation 1.16.
1.16
Il est à noter que des versions spécifiques de l’équation 1.16 à certains types de senseurs, et seront explicités
dans la section 1.4.1.
Un autre facteur contribuant à l’erreur est l’anisoplanétisme, soit l’effet de la différence de trajet de front
d’onde entre l’étoile guide et la cible. Pour une différence d’angle
front d’onde est comme suit.
15
entre les deux sources, la variance du
1.17
, l’angle isoplanétique, est un facteur évalué à partir de la turbulence locale à partir de la longueur de
cohérence
et la caractéristique moyenne de turbulence .
0.31
1.18
Tous ces termes de variance peuvent être additionnés, donnant le budget d’erreur du système et nous
permettant d’estimer le ratio de Strehl du système après correction.
∑
1.19
1.4 Technologies & Dispositifs d’AO
La section précédente ait parlé de la correction de front d’onde en général. La section suivante discute des
différents dispositifs utilisés. L’emphase est mise sur le senseur de front d’onde, « l’œil » du système, et le
DM, le « bras » du système.
1.4.1
Senseurs de front d’onde
Il existe un peu de variété parmi les senseurs utilisés pour évaluer les fronts d’onde. La section qui suit discute
de différents types de senseurs communément utilisés.
1.4.1.1 Senseurs Shack-Hartmann
La technologie la plus communément utilisée dans le milieu astronomique, le senseur Shack-Hartmann (SHS)
est un senseur de pente. Un faisceau est projeté sur une matrice de microlentilles, qui focalisent des portions
du faisceau sur des matrices de pixels. La position du point focal sur cette matrice indique la pente locale du
front d’onde. En considérant la pente sur chaque microlentille, il est possible de reconstruire le front d’onde.
16
Figure 1.6: Représentation schématique du SHS [5]
Pour une utilisation idéale, chaque microlentille doit correspondre à une aire de diamètre
sur le primaire du
télescope utilisé, prenant en compte le grandissement et la longueur d’onde d’observation. Ainsi, chaque
microlentille correspond à la zone minimale corrigeable pour les conditions atmosphériques locales.
Les senseurs sont généralement composés d’une matrice de microlentilles disposées au-dessus d’une CCD,
avec chaque matrice de pixels sous-jacentes étant 2x2 ou plus, dépendant de la précision et sensibilité désirée.
Étendue sur plus de pixels, il y a moins de flux par pixel réduisant le SNR.
Figure 1.7 : Schéma de pixels 2x2 d’un SHS
Comme nous pouvons voir à la figure précédente, le point focal est distribué sur 4 pixels dans ce cas. Un
centroïde est fait de la position du spot pour bien déterminer le déplacement ∆ du spot par rapport au centre
de la microlentille. Ce déplacement est relié à la première dérivée phase
∆
,
17
,
selon l’équation 1.20.
1.20
Nous avons
la magnification du système,
déplacement ∆
,
la distance focale des lentilles et
le nombre d’onde. Le
est évalué en considérant l’intensité dans chacun des 4 pixels du senseur pour un
spot de diamètre .
≅
;
2
≅
1.21
2
Ainsi, nous retrouvons le tilt local, et pouvons facilement retrouver
,
par calcul numérique.
Le SHS présente l’avantage d’être simple à implémenter et très robuste. Le SHS présente surtout le
désavantage d’avoir de la difficulté à mesurer de forts tilts. Comme nous pouvons observer à la Figure 1.7, si
le point focal ne touche plus aux 4 pixels, la mesure devient inexacte. Si le tilt est assez important, il est même
possible que le point focal atteigne les pixels sous les microlentilles voisines. Certaines méthodes, tel qu’une
mesure absolue du tilt, peuvent compenser pour les effets d’un fort tilt statique, permettant de déplacer la
position effective des pixels et ainsi d’obtenir une mesure exacte.
À cause de son utilisation commune, l’expression de la variance ajoutée au front d’onde par le senseur est
bien connue. Elle est évaluée connaissant le ratio signal sur bruit,
, le diamètre des microlentilles
et la
taille de spot focal.
2√2
3
2
/
1.22
1.4.1.2 Senseur pyramidal
Le senseur pyramidal (PWFS) est un senseur récent qui est réputé d’avoir une plus grande sensibilité que le
SHS [6]. Le PWFS utilise un faisceau focalisé sur la pointe d’une pyramide qui est ainsi séparé en 4 sousouvertures. Dans un cas idéal, les 4 sous-images ont une intensité égale. Cependant, tout rayon aberré est
transmis à une des sous-images et pas aux autres. En comparant l’intensité à des points équivalents dans
chaque sous-image, il est possible de reconstruire le front d’onde. Les PWFS modulent la position du focus
autour de la pointe de la pyramide pour augmenter la gamme dynamique en permettant de compenser pour
des aberrations qui déplacent le front d’onde de la pointe. Ceci permet notamment de mesurer des tilts très
importants. La somme des images prises durant cette modulation est utilisée pour reconstruire le front d’onde,
augmentant le SNR. Le patron de modulation (généralement circulaire) permet de contrôlé la linéarité de la
mesure.
18
Figure 1.8: Représentation schématique du PWFS [7]
L’image nous présente les 4 pupilles qui nous permettent de trouver la pente du front d’onde, tel qu’indiqué à
la Figure 1.8. Dans ce contexte, la pente est calculée en utilisant les équations 1.23 et 1.24.
Figure 1.9 : Carte des indices de pupille
,
sin
1.23
,
sin
1.24
19
Ces expressions permettent de trouver la pente moyenne sur la pupille si l’intensité sur chaque pupille est
considérée. La pente locale sur chaque sous-ouverture (pixel) est trouvée en comparant les pixels équivalents
de chaque pupille. Par la suite des méthodes de calcul numérique sont utilisées pour retrouver la phase
,
à partir de la dérivée.
Le PWFS présente quelques avantages. Il est plus sensible aux aberrations de bas ordre. Premièrement, la
variation du focus sur la pointe de la pyramide induit des changements de flux plus important sur ses 4 images
que le faisceau d’une microlentille sur 4 pixels sous-jacents. Deuxièmement, la modulation permet un
contrôle direct de la gamme dynamique, et définit une fréquence de spatiale de coupure, agissant comme un
filtre passe-bas. Ceci empêche des problèmes d’aliasing induits pas les fréquences spatiales plus élevées que
peut être détectés par le senseur. Finalement, l’utilisation d’une image permet une flexibilité sur la taille des
sous pupilles, nous permettant d’augmenter la collection de flux en regroupant des pixels, nous permettant de
guider sur des étoiles très faibles.
Le PWFS à le désavantage de se fier sur un élément transmissif, une pyramide, ce qui rend difficile
l’achromaticité sur large bande impossible. Cependant, l’utilisation d’une paire de prismes pour substituer la
pyramide peut permettre d’avoir une moyenne bande achromatique. Le PWFS est aussi très sensible à
l’alignement. Il faut pouvoir garantir le positionnement du faisceau près de la pointe durant toute la
modulation, ce qui rend la qualité d’alignement des pièces critique, ainsi que la reproductibilité mécanique.
La présence d’un élément mobile pour le contrôle est désavantageuse pour la robustesse long-terme du
système.
1.4.1.3 Senseurs à courbure
Les senseurs à courbure (CS) utilisent la comparaison de l’intensité devant et derrière un point focal pour
retrouver la courbure de champ, la deuxième dérivée du front d’onde. L’avantage principal de ces senseurs est
que leur format de détection épouse bien la forme de DM de type bimorphes, présentés à la section 1.4.2.4.
1.4.2
Correcteurs de front d’onde
Les correcteurs de front d’onde sont une composante intégrale de tout système d’AO, tel qu’indiqué plus tôt.
La section suivante discute des différents types de DM, ainsi que d’autres technologies associées tels les
modulateurs à cristaux liquides, un équivalent transmissif au DM.
1.4.2.1 Surface Continue vs Discontinue
La méthode de déformation d’un miroir déformable à un impact important sur la qualité de correction
effectuée par la surface. La méthode de déformation sépare les DM en deux groupes majeurs. La première,
soit les DM à surface continue, inclus les miroirs bimorphes, à actuation magnétique ainsi que certains miroirs
20
MEMS (micro electro-mechanical systems). La deuxième, soit les DM à surface discontinue, inclut les
miroirs MEMS ainsi que les modulateurs spatiaux de lumière (SLM). Dépendant du type utilisé, la qualité de
« fitting », le raccord entre la surface théorique et réelle, varie de façon notable, selon le facteur
utilisé dans
l’équation 1.13.
Tableau 1.3: Facteur de fitting selon la surface [4]
Type de surface
Continue
0.28
Discontinue
1.26
Discontinue 3-axes
0.18
1.4.2.2 Surfaces continues
Figure 1.10 : Format de DM à surface continue, a) actuateurs de position, b) actuateurs de force, c) actuateurs
de tension d) miroirs monolithiques [4]
Un DM peut utiliser une seule grande surface qui est déformée pour obtenir la forme désirée pour la
correction du front d’onde. Une surface plane assez rigide pour être polie mais assez flexible pour être
déformée est utilisée dans ce contexte. Une série d’actuateurs sont utilisés pour ainsi déformer des points
spécifiques de la surface pour obtenir la forme voulue.
21
Ce type de DM présente plusieurs avantages. Notamment, l’erreur de fitting est plus basse que celle d’un
système à surface discontinue avec le même nombre d’actuateurs. Ceci peut devenir important puisque le cout
d’un actuateur peut s’avérer très important. L’erreur est moins importante puisque les surfaces déformées
peuvent bien correspondre à la forme des polynômes de Zernike.
Il existe plusieurs désavantages à l’utilisation de ces DMs. Puisque tous les actuateurs sont attachés à la même
surface, la réponse des actuateurs est non locale, nécessitant de prendre en compte l’effet d’un actuateur sur
ses voisins. Ceci allonge le temps de calcul et peut réduire la fréquence de correction d’un système d’AO.
1.4.2.3 Surfaces discontinues
Figure 1.11 : Format de DM à surface discontinue [4]
Un DM peut utiliser une série de petits miroirs discrets (appelé segments) pour obtenir la forme désirée pour
la correction de front d’onde. Un miroir rigide est fixé à un ou plusieurs actuateurs. Ces miroirs, placés en
configuration appropriée, sont ensuite déplacés individuellement pour atteindre la forme désirée.
Le nombre d’actuateurs par segment permet de mieux positionner le miroir et donc d’obtenir une meilleure
correction. Ainsi, un DM avec un actuateur par segment obtient une erreur de fitting bien plus importante
qu’un miroir à surface continue. Cependant, un système à trois actuateurs peut obtenir une erreur de fitting
moins significatif.
1.4.2.4 Miroirs bimorphes
Les DM bimorphes sont composés d’une plaque mince de verre collée sur une plaque de céramique
piézoélectrique. La surface de verre est polie et couverte d’une mince couche d’un métal réflecteur. Entre ces
deux plaques est placée une électrode continue, et sur l’arrière de la plaque piézoélectrique il y plusieurs
électrodes indépendantes.
Un voltage appliqué sur ces électrodes déforme la surface piézoélectrique et permet de contrôler la forme de
l’interface, avec une surface continue. Ceci présente l’avantage mixte que la déformation de la surface est
« non-locale », soit que l’application de voltage à une seule électrode déforme la surface entière.
22
1.4.2.5 Miroirs à actuation magnétique
Dans ces DM, des aimants sont attachés sur l’arrière d’une membrane réflective. Des électroaimants placés
sous la membrane sont activés pour repousser ou attirer les aimants, déformant la surface réflective de façon
locale. Comme les miroirs bimorphes, la déformation de la surface est non-locale.
Ces miroirs présentent l’avantage d’un très grand mouvement absolu, de l’ordre de la dizaine à la centaine de
microns, avec un mouvement interactuateur de quelques microns. Ceci permet de facilement compenser pour
les bas ordres d’aberrations d’amplitude élevée.
1.4.2.6 Miroirs MEMS
Ces DM utilisent une série de MEMS pour s’activer. Ces DM peuvent être à surface continue ou discontinue;
les DM MEMS à surface discontinue sont discutés ici. Ici, chaque actuateur (ou série d’actuateurs) est attaché
à une petite surface réflective, avec toutes les surfaces déplacées ensemble pour obtenir la forme désirée.
Ces miroirs présentent l’avantage de permettre l’utilisation d’un grand nombre d’actuateurs. Puisqu’ils sont
assemblés par des méthodes de microfabrication, le prix par actuateur est considérablement moins élevé que
pour d’autres types de DM. Ceci permet la fabrication de DM avec une très grande quantité d’actuateurs, ainsi
que des actuateurs très précis. Le désavantage principal est la difficulté de faire le fitting avec la forme des
modes de Zernike.
1.4.2.7 Modulateur à cristaux liquides
Le modulateur à cristaux liquides (LCM) est un équivalent transmissif du DM. Une matrice de cellules de
cristaux liquides est disposée dans un faisceau de lumière. Une application de tension à ces cellules les permet
de moduler la phase, permettant ainsi de changer le front d’onde localement. Ce type de système est
cependant très peu utilisé en astronomie; le temps de réponse est lent, et la perte d’intensité par transmission
est trop importante pour le milieu astronomique.
1.4.2.8 Miroirs inhabituels
Les DM indiqués dans la section qui suit sont encore dans les phases primaires de développement. Certains
n’ont pas encore vu le jour, et d’autres ne sont pas encore perfectionés
1.4.2.8.1 Miroirs activés optiquement
Ce type de DM utilise un laser, balayé sur une surface, pour activer le mouvement d’actuateurs. Ces DM
présentent l’avantage d’être moins lourds, puisqu’ils requièrent peu de fils électriques.
23
1.4.2.8.2 Miroirs fluidiques
Ce type de DM utilise une surface de ferrofluide comme surface déformable. Une série d’électro-aimants
disposés en dessous du fluide permet de déformer la surface. Ces DM présentent l’avantage d’avoir de très
grand déplacement, mais leur temps de réponse est très lent.
1.5 Sources d’aberration en imagerie astronomique
Il y a deux sources principales d’aberration dans le cadre de l’imagerie astronomique. Premièrement, il y a les
aberrations provenant du système en soi. Les sources incluent les imperfections des composantes optiques, les
erreurs d’alignement et le mouvement du système. Deuxièmement, il y a la turbulence atmosphérique. Cette
turbulence dévie la lumière provenant des étoiles brouillant les images. Le vent peut aussi causer des
vibrations du télescope, induisant des vibrations dans le système optique. La section suivante présente ces
sources en plus grand détail.
1.5.1
Aberrations du système [4]
Les erreurs d’alignement et le « jitter »1 sont des sources importantes de tilt qui peuvent être introduites dans
le système. Le tilt étant souvent la source la plus importante d’aberration dans le système, il est critique de
bien le contrôler. Le jitter peut être induit par la vibration du système, venant de moteurs, de systèmes de
contrôle de température ou de vent qui frappe le télescope.
La distorsion thermale est une autre source importante d’erreur. La distorsion thermale de l’enceinte du
système peut causer des désalignements en changeant légèrement la position des optiques. Une distorsion
thermale des optiques peut déformer des composantes optiques, changeant les distances focales. Ces effets
sont généralement causés par des extrêmes de température dans l’environnement.
Les erreurs manufacturières sont aussi une source notable d’erreur. La déviation des paramètres optimaux des
optiques est toujours présente. De plus, certaines méthodes de polissage peuvent avoir une composante
périodique qui induit des aberrations à très haute fréquence spatiale. Ceux-ci peuvent masquer des aberrations
autres qu’il serait désirable de corriger.
1.5.2
Aberrations atmosphériques
Dans un cadre d’observation astronomique, les aberrations atmosphériques sont souvent les plus importantes.
Pour la turbulence minimale observable au québec, il n’y a aucune différence de résolution entre un télescope
de 18 cm de diamètre et un télescope de 18 mètres. Cette section explicite les phénomènes causant cette
dégradation du front d’onde, ainsi que le vocabulaire associé.
1
Variation dynamique de tilt
24
Le « seeing » décrit les effets de turbulence généralisée de l’atmosphère à un point sur la terre. Elle est
exprimée en arc seconde, où 1
équivaut à 4.8
. La valeur est basée sur le FWHM de la PSF du
système qui effectue les observations. Sans compensation, le seeing atmosphérique peut être aussi bas que
0.45
et aussi élevé que4.0
dans le proche infrarouge [4].
Un télescope tel l’observatoire du Mont Mégantic, avec un miroir primaire de 1.6 m, requiert un seeing en
dessous de0.1
. Les très grands télescopes en développement requièrent des seeing encore plus petits
qui ne peuvent pas être trouvés sur la terre. Nous pouvons ainsi voir l’importance de l’AO pour corriger ces
aberrations et obtenir un seeing désirable.
1.5.3
Théorie de la turbulence
Puisque la turbulence atmosphérique à petite échelle est un phénomène d’apparence aléatoire, des méthodes
statistiques sont utilisées pour prédire son comportement. Un grand nombre de papiers ont été écrits pour
tenter de comprendre le comportement, avec les écrits de Kolmogorov [8] ayant fournis la base qui est devenu
le standard dans le cadre de l’AO [3] [9].
L’atmosphère est considérée comme un espace de gaz où des masses d’air de densités variées se déplacent. Il
est à noter que l’indice de réfraction de l’air varie de façon notable avec la variation de vitesse et de densité. À
certaines échelles, ces masses d’air se déplacent de façon aléatoire, ce qui est nommé la turbulence. Pour
tenter de maitriser cette turbulence, nous utilisons des modèles statistiques pour la représenter.
Ces modèles considèrent une fonction de structure où est considérée une portée variant de la taille du plus
petit tourbillon ( ) au plus grand ( ). En dessous de
dominent. Au-dessus de
, de l’ordre du mm, les effets de viscosité thermique
, de l’ordre de la dizaine à la centaine de mètres, le comportement arrête d’être
isotrope. Kolmogorov considère les cas idéaux de
→ ∞ et
→ 0.
Cette variation d’indice de réfraction selon les tourbillons est utilisée pour étudier un « power spectrum
density » de ce qui est transmis à travers l’atmosphère. Ces modèles statistiques donnent un indicateur
théorique de la distribution de l’indice de réfraction dans l’atmosphère [4].Ces modèles permettent de définir
quelques paramètres essentiels pour la caractérisation de l’atmosphère.
1.5.3.1 Paramètre de Fried
La longueur de cohérence , aussi appelé le paramètre de Fried, représente le diamètre maximum permis
d’un collecteur de lumière avant que la distorsion atmosphérique limite la performance de façon notable. Ce
paramètre est utilisé comme indicatif de la qualité des conditions atmosphériques à un endroit donné sur la
Terre. L’expression mathématique de ce paramètre est comme suit.
25
|
/
1.68
Nous avons | , paramètre de fried pour une onde plane,
longueur de propagation et
1.25
la constante de structure de l’atmosphère,
la
le nombre d’onde. Il est cependant rare que l’expression soit utilisée, puisque la
constante de structure est difficile à déterminer. L’évaluation empirique est généralement préconisée. Il existe
des équations similaires pour les ondes sphériques qui peuvent être trouvées dans le Tyson [4].
Le paramètre / , soit le diamètre de l’ouverture du télescope sur la longueur de cohérence, est important
dans l’évaluation des aberrations induites par la turbulence. Il représente le plus petit élément possible de
corriger sur l’ouverture du télescope, donnant le nombre minimum d’actuateur requis sur la longueur d’un
diamètre du télescope.
1.5.3.2 Fréquence de greenwood
Les effets de haute fréquence spatiale causés par la vitesse du vent sont estimés en utilisant la fréquence de
Greenwood . Cette fréquence représente la largeur de bande requise pour une correction optimale du front
d’onde. Pour une vitesse de vent
constante et un paramètre de Fried
nous avons l’expression suivante.
0.43
1.26
La valeur de la fréquence varie de la dizaine à la centaine de Hz, dépendant de la position géographique.
1.5.4
Effets de la turbulence
Tyson [4] énonce 3 différents effets principaux de la turbulence atmosphérique sur une étoile. Nous avons le
scintillement, une variation d’intensité aléatoire causée par l’interférence d’ondes d’une même étoile ayant
des trajets atmosphériques légèrement différents. Il ya a le frissonnement, une variation d’angle moyen
d’arrivée du faisceau causé par les variations d’indice de réfraction dans l’atmosphère. Il y a finalement la
diffusion, soit un élargissement de la tâche d’Airy causé par des aberrations à haute fréquence spatiale induit
par la turbulence de l’atmosphère. Ces trois effets de la turbulence sont les plus importantes et son sujet à
correction. D’autres phénomènes existent, telles l’absorbance moléculaire et la dispersion sur les aérosols,
mais sont généralement négligeables.
26
1.5.4.1 Scintillement
Le scintillement est la variation d’intensité due à l’interférence entre les faisceaux déviés d’une même étoile.
Elle est produite par des tourbillons de l’ordre√
, avec la longueur d’onde
et la longueur de propagation .
Le scintillement est plus perceptible avec des petites ouvertures telle la pupille de l’œil. Elle est dépendante
de la vitesse du vent et varie dynamiquement avec le temps.
1.5.4.2 « Beam wander » ou tilt
Le déplacement du faisceau provient de l’angle changeant du faisceau provenant de la source. Le déplacement
rapide est nommé « jitter », et le déplacement lent est nommé « drift ». Du point de vue des aberrations, ceci
cause une variation dynamique du tilt du front d’onde.
Un seul paramètre est utilisé pour faire la compensation de ce phénomène, soit la fréquence de Greenwood de
tilt
.
1.5.4.3 Aberrations de haut ordre
Les ordres d’aberration plus élevés, et ainsi de fréquence spatiale plus élevée proviennent surtout de
tourbillons plus petits que la dimension du faisceau. Ces tourbillons peuvent, après plusieurs couches, peuvent
affecter la cohérence de la lumière observée, et ainsi étendre le faisceau. Ces phénomènes ont plus d’effet sur
les lasers émis dans l’atmosphère, mais peuvent avoir un certain effet sur l’image du télescope.
1.5.5
Transmittance de l’atmosphère
Figure 1.12 Transmittance atmosphérique selon la longueur d’onde [10]
Il est important de noter que dans toute situation d’observation astronomique, il est nécessaire de bien
identifier la plage de longueurs d’onde que nous désirons observer. Tel qu’indiqué à la Figure 1.12, il existe
plusieurs « plages » de transmittance plus élevées qui sont favorisées pour l’observation astronomique. Les
plages principales de transmission sont dans les spectres visible et radio. Cependant, il existe des fenêtres plus
limitées dans l’infrarouge.
27
2 Conception de la bonnette
Ce projet implique la création d’une bonnette d’AO pour l’OMM, qui servira à la caractérisation et la
validation de technologies en développement. Cette section inclut les spécifications requises ainsi que le détail
de la bonnette.
2.1 Évaluation des spécifications
La section suivante décrit les spécifications requises pour le système. Celles-ci sont basées sur les requis du
de mesure et les conditions d’opération.
2.1.1
Requis de mission
Comme énoncé dans l’introduction, ce projet vise la création d’une bonnette d’AO pour l’observatoire du
mont Mégantic. Cette bonnette existe pour permettre la caractérisation de plusieurs dispositifs reliés à l’AO
en développement. Ceci permettra d’augmenter leur niveau de maturité technologique.
Ainsi, ce système doit comporter à son cœur un système d’AO conventionnel, avec des « branches » optiques
additionnelles qui permettront une évaluation du comportement des dispositifs. Nous devons donc pouvoir
accueillir des senseurs de front d’onde visiteur. Nous devons aussi avoir un SHS standard qui permet la
comparaison de la performance. Dans le cas présent, nous sommes associés avec l’INO qui en train de
développer un PWFS, et désire le tester sur le télescope. Pour valider le fonctionnement, nous désirons aussi
évaluer la performance du système en laboratoire, pour permettre la validation des analyses plus complètes
que nous pouvons faire en laboratoire.
Certains requis sont moins restrictifs. Premièrement, puisque le système n’a pas une mission d’observation, il
est moins important de minimiser les pertes de flux. La mission peut donc être effectuée sur des étoiles très
brillantes. De plus, puisque nous effectuons une mission de validation technologique, nous pouvons nous
restreindre à corriger la lumière de notre étoile-guide.
2.1.2
Conditions d’opération
Connaissant les requis du système, il est nécessaire d’établir les conditions d’opération. Le télescope choisi
pour le projet est l’Observatoire du Mont Mégantic (OMM), choisi pour son accessibilité ainsi que
l’expérience pour la validation de nouveaux dispositifs pour l’astronomie, dont SpIOMM le précurseur de
SITELLE. Ainsi, le système est adapté pour prendre en compte les conditions de l’OMM.
28
2.1.2.1 L’observatoire du mont Mégantic
L’OMM est un télescope Ritchey-Chrétien de
1.6
de diamètre situé dans le sud de la province du
Québec. Selon des mesures faites précédemment à l’observatoire [11] [12] , elle tient les caractéristiques
indiquées dans la Table 2.1. Sa configuration optique se trouve à la Figure 2.1. La configuration présente
inclut un miroir secondaire actif, ce qui permet un déplacement du plan focal
métriques ,
. Il est à noter que les
sont des valeurs typiques, qui peuvent varier de façon notable dépendant des conditions
climatiques locales.
Table 2.1 : Caractéristiques d’observation à l’OMM [12] [11]
1.6
152.4
50~100
86
Configuration
/8
Température ( )
20~30
29
Figure 2.1 Configuration optique du télescope de l’OMM [13]
Il est aussi important de prendre en compte les requis mécaniques du système. L’espace disponible à une
bonnette est restreint, ainsi que le poids maximal permis sur le télescope.
Table 2.2 : Contraintes mécaniques sur le télescope
100
Poids (kg)
Volume (
)(
Angulaire °
2.1.3
2
2
2
60
Caractéristiques de système d’AO
La section suivante, utilisant les conditions d’opération de l’OMM, définit les caractéristiques requis d’un
système d’AO à l’OMM. Cependant, puisque seul certains dispositifs sont accessibles à notre utilisation, nous
prenons en considération un système préexistant d’AO et tentons de valider ses capacités de correction sur
l’OMM. Nous avons aussi été restreints sur l’utilisation des dispositifs avancés du système, dont le DM
ALPAO 97-15, un SHS optocraft d’un modèle personnalisé, et la caméra science, modèle Andor iXon3-888.
30
Table 2.3 : Caractéristiques du modèle DM 97-15
97/11
11
13.5
60
3
Le DM est défini par le nombre d’actuateurs
interactuateur
, le diamètre de la pupille
, le stroke tip/tilt
et le stroke
.
Table 2.4 : Caractéristiques du SHS optocraft personnalisé
35
35
4.8
672
672
8
19
19
4.6
∆
Le SHS est défini par le nombre de microlentilles
la CMOS
, la taille de pixel
380
980
, le diamètre de pupille
, la disposition des pixels de
, le nombre de pixels sous-tendant une micro-lentille
longueurs d’onde dont l’efficacité quantique dépasse 10% ∆ .
31
et la plage de
Table 2.5 : Caractéristiques de la caméra science Andor IXON Ultra-888
1024
1024
13
∆ 300
1000
La caméra science est définie par la disposition des pixels de la CCD
, la taille des pixels
, et sa plage
de longueurs d’onde dont l’efficacité quantique dépasse 10 % ∆ .
2.1.3.1 Requis du DM
Les DM sont caractérisés principalement par leur capacité de correction de front d’onde. En fonction de la
qualité du front d’onde arrivant, ainsi que la correction que nous désirons effectuer, nous obtenons différents
requis pour le nombre d’actuateurs et le stroke. Le nombre d’actuateurs pour un correcteur zonal, le même
type utilisé par le DM ci-noté, peut être évalué avec l’équation 2.1.
N
π D
4 r
κ
ln 1⁄S
/
Sachant qu’un DM à face continue est utilisé, nous savons queκ
2.1
0.28. Le graphe suivant montre les
résultats pour différents S etr .
Figure 2.2 Nombre d’actuateurs requis en fonction de la qualité de front d’onde corrigée (
32
800
)
Comme nous pouvons observer à la Figure 2.2, nous sommes incapables d’obtenir une correction limitée par
la diffraction. Cependant, considérant la plage der , il est possible d’obtenir un S entre0.2 et0.6. Ceci est
respectable, et suffisant pour notre tâche de caractérisation.
En utilisant les expressions d’erreur résiduelle de front d’onde établi par Noll [3], il est possible d’estimer le
stroke nécessaire sur le DM. Nous commençons par le tip/tilt, l’aberration qui est de loin la plus importante à
corriger. En sachant que la variation requise est de l’ordre de
considérant λ
2.5σ, nous obtenons l’équation suivante, en
0,8.
Stroke μm
5
∗ ∆
2
∆ λ
5
D
∗ 0.716
2
r
L’évaluation de ce paramètre donne une réponse entre 17 et30μm à 800
λ
500
2.2
et entre 10 et 18 microns à
, ce qui est bien à l’intérieur du stroke tip/tilt du DM. Par la suite, il faut prendre en considération
les aberrations d’un ordre plus élevé.
Stroke
D
5
0.00357
r
2
λ
Une évaluation du tilt pour la plage de r indique ici un tilt interactuateur requis de l’ordre de 1.5 à 2.7μm, ce
qui est bien à l’intérieur des capacités du système.
2.1.3.2 Requis du WFS
Les senseurs de front d’onde sont surtout évalués par leur capacité à fidèlement mesurer le front d’onde. À
cause des différents mécanismes de senseurs, ils peuvent présenter certaines difficultés. Dans la section
suivante, nous tentons de valider le fonctionnement du SHS utilisé dans le système principal.
2.1.3.2.1 Échantillonnage
Pour un fonctionnement adéquat du système, chaque actuateur doit avoir au moins une seule microlentille la
sous-tendant. En comparant
à
, nous voyons que nous avons environ 3 microlentilles par actuateur, ce
33
2.3
qui est suffisant pour notre utilisation. Du point de vue pratique, nous n’utilisons pas l’entièreté des 35
microlentilles.
2.1.3.2.2 Impact du tilt
Comme indiqué à la section 1.4.1.1, il est possible que le faisceau d’une microlentille dépasse les confins des
pixels sous-jacents, faussant ainsi les données. Il faut ainsi s’assurer que la variation de tilt provenant de la
turbulence ne cause pas ce phénomène. Dans le cas du SHS utilisé, le tilt maximum perceptible est évalué
comme suit.
atan
La variance du tilt
16.5
2
2.4
due à la turbulence peut être trouvée à l’équation 1.22. Dans le cas présent, il faut se
souvenir que nous considérons une seule microlentille. Ainsi,
/35. La vaste majorité du tilt se
é
trouvera à l’intérieur de 3 déviations standard. Nous pouvons utiliser l’invariant optique pour faire le rapport
télescope/SHS. Nous considérons des
allant de 5 à10
0.364
9.6
[6]
3.0 ∗ 10
2.5
∗ 3∗
Pour les valeurs de
9,8
5.5
considérés, le SHS répond aux requis.
2.1.3.3 Requis de la caméra science
Pour évaluer la performance du système d’AO, il est nécessaire d’avoir une caméra science qui permet
d’adéquatement évalué la performance du système.
La métrique principale que nous utilisons pour évaluer la qualité de la correction est la qualité de la PSF. Pour
ceci, il est nécessaire d’avoir une caméra qui peut adéquatement résoudre la PSF. Un critère de 5 pixels au
FWHM idéal a été choisi; ceci permet de bien distinguer la structure de la PSF. Connaissant la taille des
pixels, ceci implique une PSF d’une taille de 65
.
34
Une question importante pour la caméra science est celle de la puissance. En effet, une caméra
insuffisamment sensible ne peut pas détecter un flux de photons provenant d’une étoile. La caméra Andor
IXON 3 semble être adéquate pour la tâche, pouvant faire jusqu’à la détection d’un seul photon. À des fins
pratiques, ce mode ne sera pas utilisé
2.1.3.4 Requis atmosphériques
Il est nécessaire de considérer la plage de longueurs d’onde sur lequel nous allons observer des résultats
corrigés. Nous avons cependant plusieurs limites. Les caméras utilisées sont restreintes au visible et au proche
infrarouge, tel qu’indiquées dans les Tables 2.4 et 2.5.
À cette fin, nous avons choisi d’observer sur une plage de 700
900
de longueur d’onde. En vérifiant la
Figure 1.12, nous pouvons bien confirmer que cette plage tient une bonne transmission atmosphérique. Celleci permet de limiter la plage observée et de mieux déterminer les effets de la correction. De plus, il est plus
aisé d’obtenir une grande PSF sur la caméra science.
2.2 Disposition de la bonnette
La section qui suit montre la disposition mécanique de la bonnette. Ceci inclut le placement des pièces
optiques, l’orientation du système ainsi que les points de référence pour leur placement. Les plans des pièces
individuelles peuvent être trouvés en annexe informatique. Les données présentées dans cette section
proviennent d’analyses théoriques du système optique et mécanique avec les logiciels Zemax et Solidworks.
2.2.1
Définition mécanique
La section suivante contient plusieurs éléments important pour la définition mécanique du système.
35
Figure 2.3 : Schéma de coordonnées de la bonnette; les flèches rouges indiquent la position du point de
référence, avec les flèches colorées indiquant les axes (x,y,z)
Points de référence : le point de référence primaire 0,0,0 peut être trouvé dans le centre de l’entrée primaire,
tel qu’indiqué à la Figure 2.3.
Plan de référence : le plan de référence
, , 0 est défini comme étant la face plane supérieure de la
bonnette.
Masse : la masse totale de la bonnette est 31.35 kg.
La bonnette est principalement composée de 6 plaques d’aluminium, avec les dimensions indiquées en
annexe. Le schéma de la bonnette complète peut être trouvé à la Figure 2.4.
2.2.2
Ports d’entrée
L’entrée principale est située au-dessus de la bonnette, et est de forme circulaire avec un diamètre de 50
.
Le système est conçu pour accepter un faisceau /8 avec une distance au plan focal de 170.518mm.
L’entrée de calibration peut être trouvée sur le bord de la bonnette. Elle est conçue pour accepter une source
fibrée, qui est adaptée pour reproduire les caractéristiques de l’entrée du télescope. Le système présent utilise
soit une source laser (
plage de 400 à 2600
635
) TLS201-635 ainsi qu’une source large bande Thorlabs SLS201, sur une
. Le système de calibration est détailée à la section 2.3.1
36
2.2.3
Ports de sortie
La bonnette présente 3 ports de sortie, dont 2 qui sont accessibles. Le premier port est la sortie scientifique, où
peut être intégrée la caméra science. Il est présentement adapté pour être utilisé avec la caméra Andor IXON
ULTRA 888.
Table 2.6 : Caractéristiques du port de sortie 1
Sortie 1
X
Y
Z
Position (mm)
0±0.05
0±0.05
-168.10±0.05
Tolérance au parallélisme (°)
±0.1
Le deuxième port est celui d’analyse. Ce port est connecté au senseur de front d’onde à caractériser, avec une
image du DM formé à une distance indiquée à la Table 2.7.
Table 2.7 : Caractéristiques de la sortie 2
Sortie 2
X
Y
Z
Position (mm)
204.39±0.05
128.32±0.05
-168.10±0.05
Position pupille (mm)
204.39±0.05
128.32±0.05
-195.15±0.05
Tolérance au parallélisme (°)
±0.1
Ajustements possibles
Tip/Tilt (°)
±4
Centrage (mm)
±7
37
Le troisième port est le port de mesure. Ce port intègre le premier senseur de front d’onde, un SHS. Ce
senseur sera toujours présent dans le système, et sera utilisé pour la calibration du système. Puisque cette
sortie n’est pas accessible, ses caractéristiques ne sont pas énoncées ici.
2.3 Disposition optique
La section suivante décrit l’optique du système, faite pour répondre aux spécifications définies dans la section
2.1.
Figure 2.4 : Schéma des éléments optiques de la bonnette. La ligne rouge représente le trajet optique, avec les
barres bleues représentant les positions de la pupille.
38
Table 2.8 : Éléments de la Figure 2.4
No.
1
Élément
Entrée 1, Sortie
1
No.
6
Élément
Système de
calibration
No.
Élément
No.
Élément
11
DM
16
SHS
Périscope 1, Lentille 3
17
Lentille 5
18
Périscope 2
2
Miroir repli 1
7
OAP
12
3
Lentille 1
8
Miroir repli 3
13
4
Miroir repli 2
9
Miroir repli 4
14
Lentille 4
19
Lentille 6
5
Lentille 2
10
Miroir repli 5
15
Séparateur
20
Sortie 2
Miroir repli 5, Contrôle
de FOV
La lumière entre par l’entrée 1 (1), est envoyée sur le miroir de repli 1 (2), pour être transmis dans un
télescope composé des lentilles 1 et 2 (3,4,5). Ce télescope est inséré dans le système pour compenser
quelques erreurs de positionnements faits durant la conception initiale. Entre le télescope et l’OAP (7) est
situé le système de calibration (6), qui peut être enlevé si nécessaire. L’OAP collime le faisceau, projetant la
pupille sur le DM en (11). Par la suite, le faisceau est séparé dans le premier périscope (12), avec un faisceau
réfléchi à la sortie 1 (1) et l’autre transmis vers un deuxième télescope entre les lentilles 3 et 4 (12, 14). À
l’intérieur du télescope se situe un iris (13) (ouverture de 12 à 0.8
) qui permet de contrôler le champ de
vue sur les senseurs de front d’onde. Ensuite, le faisceau est séparé une deuxième fois (15), pour être transmis
sur le SHS (16) et réfléchi vers la deuxième sortie (20), après un télescope pour renvoyer la pupille à une
distance plus importante qui est accessible au senseur d’évaluation. La position exacte des pupilles et des
sorties peut être trouvée à la section 2.2. La position exacte des éléments optiques est trouvée dans l’annexe
informatique.
2.3.1
Système de calibration
Le système de calibration de la bonnette a comme utilité primaire permet de valider son fonctionnement dans
un cadre de laboratoire avec l’aide d’une plaque de phase simulant la turbulence atmosphérique. Ce dispositif
peut aussi être enlevé pour permettre d’intégrer d’autres instruments de laboratoire. La plaque de phase est
définie par son
et sa vitesse angulaire possible
.
39
Table 2.9 : Caractéristiques de la plaque de phase
0.5
°/
0
20
Le système doit cependant respecter certaines caractéristiques pour bien correspondre au télescope. Puisque la
plaque de phase est définie par un
maintenir le bon rapport
qui ne peut pas être identique à celui du télescope, il est nécessaire de
/ . Pour le
défini à la Table 2.1, nous trouvons la taille de faisceau
suivante.
16~8
À cause de certains imprévus, nous avons choisi de garder une taille de faisceau de 8mm. Ceci permet de
considérer la valeur de
100
. La position du stop doit être réimagée sur le DM. Le système optique
suivant est conçu pour permettre le placement de la plaque de phase à la position appropriée.
Figure 2.5 : Disposition optique du système de calibration
Le système de calibration est composé d’une seule lentille de focale
30
. Celle-ci permet de respecter
les conditions posées plus tôt. Elle s’intègre avec un séparateur de faisceau à la position 6 telle que définie à la
Figure 2.6.
40
Deux sources lumineuses sont utilisées dans le système de calibration. La première Thorlabs TLS201-635,
une source laser, sert à la vérification de l’alignement du système. La deuxième, de modèle Thorlabs SLS201,
est une source à large bande utilisée pour la caractérisation du système.
2.3.2
Caméra science
Dans le cadre de ce projet, nous utilisons une caméra EMCCD Andor Ixon3-888. Cette caméra nous permet
de suivre le comportement de notre PSF durant le fonctionnement du système.
Un système optique est utilisé pour faire l’interface entre la caméra et la bonnette; celle-ci permet de résoudre
la PSF adéquatement. Nous désirons avoir le premier cercle sombre de la PSF distribuée sur 5 pixels, et
donc
32.5
. Nous considérons
0.8
.
1.22 /# ; /#
33.3
Un système optique simple, qui s’intègre directement à la sortie scientifique, est utilisé pour obtenir le résultat
désiré. La prescription optique peut être trouvée dans l’annexe informatique. En considérant ces paramètres et
ceux du télescope, nous avons une FWHM angulaire minimale théorique de 0.1
.
Figure 2.6 : Système optique de la caméra scientifique; propagation de gauche à droite
Ce système optique, ainsi que la caméra, sont fixés à la bonnette avec un tube de jonction qui permet de
maintenir la stabilité du système. Comme le reste de la bonnette, ce tube de jonction est fabriqué en
aluminium. Une analyse mécanique effectuée par Philipe Vallée de l’Université de Montréal a montré que le
poids de la caméra science induit une déflexion inférieure à 3
41
.
Figure 2.7 : Tube de jonction de la caméra science, a) vue complète b) vue de l’optique
2.3.3
Validation/Caractérisation théorique du système
2.3.3.1 Champ de vue
Le champ de vue du système a été défini utilisant Zemax. La Table 2.10 indique l’angle de vignetting des
différentes sorties du système. La fraction des rayons vignettés est toujours inférieure à 100% à cause de
l’obscuration centrale du télescope. Il est à noter que le FOV de la sortie WFS et la sortie SHS peut être réduit
avec l’iris indiqué à la section 2.2.
Figure 2.8 : Vignetting selon le champ de vue, caméra science
42
Figure 2.9 : Vignetting miminal selon le champ de vue, SHS
Figure 2.10 : Vignetting minimal selon le champ de vue, WFS test
Le champ de vue obtenu est extrêmement petit. Cependant, puisque nous nous sommes restreints à corriger
les effets de notre étoile guide, une FOV plus large n’est pas strictement nécessaire. La manière la plus simple
d’augmenter le FOV est de diminuer le trajet optique, ce qui est impossible voyant le besoin de deux branches
d’imagerie.
Table 2.10 : FOV selon la sortie, avec iris ouvert (max) et fermé (min)
Sortie
FOV
arcsec
A
FOV
arcsec
36
B
21.6
3.6
C
21.6
3.6
43
2.3.3.2 Qualité de front d’onde
Une erreur dans le design initial nous a posé plusieurs contraintes additionnelles au niveau du design,
puisqu’il manquait le temps et les ressources pour obtenir un design idéal. En vérifiant la Figure 2.4, les
composantes 3 et 5 ont été rajoutées pour compenser ce changement.
À cette fin, nous avons été contraints d’accepter certaines aberrations dans le design pour permettre un
positionnement adéquat des pupilles. La section suivante présente les aberrations dans le système et explique
leurs sources.
Table 2.11 : Valeurs (en Waves) des différents polynômes de Zernike
Coefficients
SC
SHS
TWFS
DM
3-4
4
-0.1408
0.3382
0.3942
0.0921
0.0007
5
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
6
0.0003
-0.0005
-0.0010
0.0000
0.0000
7
0.0043
0.0079
0.0095
0.0007
0.0000
8
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
9
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
10
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
0.0000
11
0.1315
0.1177
0.1177
0.1159
0.1123
Noll
Les aberrations à la sortie du système sont évaluées en utilisant la version circulaire des polynômes de
Zernike. Plusieurs métriques utilisées normalement sont peu évocateurs à cause de la forme annulaire de la
44
pupille. Les éléments les plus notables sont la présence d’un défocus (4) important, ainsi que de l’aberration
sphérique (11). Le piston et le tilt (1, 2 et 3) sont négligés ici, puisqu’ils sont évalués en estimant la position
moyenne du front d’onde.
La source du défocus est moins évidente. En effet, la contribution majeure semble provenir des télescopes
entre le DM et les sorties de senseur de front d’onde. Ceci semble indiquer que les modifications faites au
système optique pour compenser l’erreur sont moins bien adaptées
L’aberration sphérique, comme nous pouvons voir, est présente dans tout le système. Pour démontrer ceci, le
front d’onde au DM a été pris pour comparer cette progression. Comme nous pouvons voir, la majeure source
de cette aberration est l’OAP. Le système optique entre le DM et la caméra est aussi une source importante.
Une légère composante de coma est aussi présente dans le système. Elle est peu importante, et semble
provenir aussi des télescopes utilisés pour rejoindre le DM et les senseurs de front d’onde.
Il est aussi possible de noter quelques aberrations de différents trajets dans le système, en comparant les
différentes sorties. Ceci est très important si nous voulons adéquatement comparer la performance de deux
senseurs de front d’onde. Si nous considérons les deux sorties de senseur de front d’onde, nous observons
surtout une augmentation du défocus et de la coma. La caméra science cependant présente plus d’aberrations
sphériques que les autres sorties.
2.3.3.3 Tolérancemement
Pour valider l’assemblage du système, plusieurs analyses de tolérancement ont été effectuées. La section
suivante décrit ces analyses.
2.3.3.3.1 Tolérancement mécanique
Plusieurs éléments peuvent entrer en compte pour le tolérancement mécanique du système. Les variations de
température, ainsi que l’orientation gravitationnelle ont été considérées.
Les variations de température peuvent affecter le système si les supports des optiques changent de volume à
un taux différent que l’optique. Ceci peut causer des bris si la température est trop froide. À cette fin, les
supports d’optiques ont été adaptés pour éviter les problèmes de déformation.
Puisque le télescope doit être réorienté pour l’observation astronomique, les forces gravitationnelles déplacent
les supports des éléments optiques. À cette fin, nous avons reçu l’assistance de Phillipe Goyette de l’INO et
de Philipe Vallée de l’Université de Montréal. Leurs analyses du déplacement des éléments optiques ont
montré une déformation inférieure à 2
pour un télescope placé à 30° du zénith.
45
2.3.3.3.2 Tolérancement optique
Le tolérancement optique a été effectué pour évaluer les variations de front d’onde ayant comme source le
désalignement et les erreurs de fabrication. Les erreurs de déplacement considérés sont le tilt ( 0.1°) le
décentrage et la variation de position axiale ( 0.1
). Les tolérances de fabrication sont considérés au
grade « précision » pour le rayon de courbure et l’irrégularité de surface. Les pièces proviennent
majoritairement de Thorlabs, qui utilise ce grade de précision sur ses éléments optiques. Les tolérances du
télescope n’ont pas été considérées, puisqu’elles ne sont pas connues.
Une analyse de sensibilité a été effectuée initialement pour déterminer la contribution individuelle de chacune
des pièces optiques. Pour les sorties de WFS (PWFS et SHS), la majeure partie des changements de front
d’onde néfaste proviennent du déplacement des éléments avant le DM. L’OAP est sensible par rapport à son
centrage et le positionnement du foyer. Une analyse plus poussée révèle que ce type de décentrage peut
induire de l’astigmatisme. Les miroirs de repli avant l’OAP sont aussi très sensibles au tilt. À cette fin, des
degrés de liberté seront ajoutés au miroir de repli 3 pour permettre une compensation. Il est à noter que dans
aucun cas les tolérances de fabrication des optiques ont induit des variations plus importantes que les autres
sources.
L’analyse de la sortie de la caméra science montre une grande sensibilité à la position des lentilles qui
permettent de focaliser le faisceau. Cependant, les variations de tailles du spot représentent moins d’une
demie du diamètre. De plus, l’utilisation de support en cage dans le montage permet un ajustement plus
contrôlé du positionnement des lentilles.
Une analyse additionnelle par Monte-Carlo a été effectuée pour observer l’effet des erreurs successives.
Celle-ci a été effectuée considérant le « cœur » du système (pré-DM) et les 3 sorties. L’analyse sur le cœur
indique une bonne fiabilité du système en assumant une compensation du tilt avec le miroir contrôlé. La
variation du point dans la caméra science est minime, et ne dépasse pas la taille de la tache d’Airy. La
variation sur les sorties de front d’onde sont plus notables; une compensation du front d’onde sera nécessaire
durant l’assemblage du système.
46
2.4
Disposition informatique
Le système d’AO est contrôlé par un ordinateur assemblé pour être utilisé avec les dispositifs (DM, SHS)
mentionnés plus tôt.
Figure 2.11 : Caractéristiques de l’ordinateur de contrôle
Processeur
Intel i5-2500k, Double Cœur 3.3 GHz
Ram
4 Giga-octets
Système d'opération
Windows 7 32-bit
Le système est dirigé avec le « ALPAO core engine », un utilitaire Matlab conçu par ALPAO, la compagnie
ayant vendu le DM utilisé. La version de Matlab R2011b (7.13.0.564) 32-bit est utilisée.
47
3 Résultats expérimentaux
La section suivante comporte toutes les analyses effectuées sur la bonnette dans le cadre de ce projet. Le
fonctionnement du système d’AO de base est présenté en premier pour introduire le fonctionnement du
système. Par la suite, les résultats concernant le PWFS sont présentés. Le fonctionnement prévu du système
d’AO est présenté à la section 2. La section suivante présente les résultats d’analyse du système.
3.1 Résultats en laboratoire
Une première série de tests du système a été effectuée en laboratoire pour caractériser la performance du
système. Nous nous sommes concentrés principalement sur la qualité de correction et la vitesse de correction.
La qualité nous permet d’évaluer l’efficacité du système à corriger les turbulences. La vitesse nous permet de
quantifier la capacité du système de suivre les effets atmosphériques.
3.1.1
Qualité optique
Quelques éléments ont été perçus au cours de l’évaluation du système. La source de calibration peut avoir un
effet important sur l’image détectée par le PWFS. En effet, l’utilisation d’une fibre multimode à cœur de
400
de diamètre par la source blanche donne une tache très grande sur l’image du PWFS, éliminant tout
effet de la modulation. Il a donc été nécessaire d’utiliser une source rouge à 632 nm pour le reste des
calibrations, qui utilise une fibre monomode à cœur de 5
de diamètre. Celle-ci est suffisamment petite
pour permettre de réimager la source sur la pointe, et non l’entièreté de la pyramide.
Figure 3.1 Vignetting du faisceau de sortie du système, haut; a) SHS, b) PWFS
48
Une observation du faisceau a montré une quantité de vignetting sur les dessus, tel que vu dans la Figure 3.1.
Le vignetting provient de l’élément 7 indiqué à la Figure 2.8. Ce vignetting n’a aucun effet significatif sur le
fonctionnement de SHS, mais affecte le comportement du PWFS. Puisque le PWFS dépend sur la
comparaison d’images circulaires, le vignetting complique la tâche. À cette fin, il est nécessaire de modifier
les matrices d’influence pour enlever l’effet des pixels cachés. À cause de la nature sensible de la pièce qui
cause le vignetting, il est impossible de la modifier sans l’endommager.
Une deuxième observation a été faite au sujet de la transmission de puissance du système durant les
observations sur le télescope. À cette fin, la transmission dans le système a été évaluée avec un laser
monochromatique à 632
dans le laboratoire.
Table 3.1 Transmission de puissance dans le système optique, position selon la Figure 2.8.
Position
Transmission normalisée
Position
Transmission normalisée
Système de calibration
0,897
12
0,893
6 (Transmission)
0,949
13
0,960
6 (Réfléchi)
0,023
14 & 15 (SHS)
0,542
7
0,947
14 & 15 (PWFS)
0,500
8
0,917
17
1,000
9
0,980
18
1,000
10
0,889
19
1,000
11
0,875
L’incertitude du senseur et la basse puissance transmise réduisent la fiabilité de mesures. Cependant, les
éléments optiques (10, 11) présentent une transmission nettement plus basse que prévu (> 98%,
632
).
Ceci peut être dû à de la saleté où à la dégradation de la surface optique. L’élément 6, un séparateur de
49
faisceau 92 % transmis / 8 % réfléchi semble présenté des pertes inhabituelles. Une vérification de la
transmission de ces séparateurs à couche mince montre que ces valeurs correspondent à la valeur à 632
(96,6 % T, 3.4 % R) prenant en compte l’incertitude du senseur. La dépendance en fréquence du séparateur de
faisceau pelliculaire est problématique, mais d’influence minime sur la lumière transmise.
Il est à noter que la position exacte des taches sur le PWFS se déplaçait entre les prises de mesure. Du travail
sur le prototype du senseur [14] indique que la reproductibilité du miroir de modulation peut être en cause.
Cependant, le système était sujet à des vibrations notables, pouvant induire une variation de la position de
certaines pièces optiques.
3.1.2
Qualité de correction :
La qualité de correction est une métrique importante à considérer dans le cadre présent. L’analyse en
laboratoire nous permet d’évaluer sa capacité à corriger les aberrations statiques, provenant du système, et les
aberrations actives, provenant d’une plaque de phase.
Table 3.2 Qualité de front d’onde en fonction du mode, aberrations statiques
Index de
Noll
Moyenne de
STD de
magnitude de
magnitude de
mode
Index de
Noll
mode
Moyenne de
STD de
magnitude de
magnitude de
mode
mode
2
-5,29E-02
3,36E-03
8
-5,49E-03
8,46E-04
3
3,12E-02
3,15E-03
9
-1,22E-01
1,47E-03
4
1,59E+00
1,71E-02
10
3,03E-02
1,06E-03
5
-7,55E-01
8,25E-03
11
-1,72E-02
1,99E-03
6
-1,22E-01
2,97E-03
12
-3,66E-02
7,53E-04
7
-3,04E-02
1,07E-03
13
-3,24E-02
8,79E-04
50
Une première analyse des résultats de la correction des erreurs statiques montre que plusieurs aberrations
importantes dans le système. Comme nous pouvons observer à la Table 3.2, le système présente une quantité
importante de défocus (Table 3.2-4). Celui-ci était prévu, et est causé par le DM. En effet, quand il n’est pas
sous tension, il maintient une forme bombée qui ajoute du défocus dans le système.
Le système présente aussi une quantité notable d’astigmatisme (Table 3.2-5,6), dont la source est plus difficile
à identifier. Des observations visuelles durant l’assemblage du système indiquent que l’astigmatisme apparait
après l’OAP à la position 12 selon la Figure 2.8. Une analyse supplémentaire dans Zemax montre que pour un
alignement idéal, cet astigmatisme ne serait pas présent. Une variation de positionnement d’environ 0.5
de l’OAP montre que son décentrement peut induire l’astigmatisme oblique et vertical perçu. Ce déplacement
est dû aux tolérances plus importantes que prévues sur la pièce qui fixe l’OAP. Une pièce sur mesure
permettant le contrôle de la position en X-Y permettrait de contrôler ce problème.
Les analyses avec une plaque de phase rigoureuse n’ont pu être effectuées. Notre plaque de phase étant
endommagée par le temps, il est impossible de faire une analyse complète en laboratoire. Quelques résultats
préliminaires sont présentés ici. Ils sont incomplets, car il a été impossible de faire des comparaisons
adéquates entre les cas avec ou sans correction.
Table 3.3 Analyse de front d’onde corrigée avec une plaque de phase, SHS
RMS
Moyenne
STD
10°/
1,40E-01
8,49E-02
5°/
8,00E-02
2,83E-02
0°/
2,80E-02
3,50E-03
Quelques observations générales peuvent cependant être faites. La boucle peut être fermée dans le cas
d’aberrations « actives ». De plus, la déviation standard (STD) du front d’onde RMS est plus importante pour
les situations où la plaque de phase est en rotation.
Le SHS comporte deux modes de mesure, soit le mode « fast », utilisé ici, plus efficace dans la mesure de
front d’onde, et le mode « métrologie », plus capricieux. Des analyses sommaires ont indiqué que les mesures
51
de tip/tilt sont différentes entre les deux modes, ce qui remet en question leur exactitude. Une analyse plus
poussée est nécessaire pour identifier la cause de ces différences.
3.1.2.1 Comparaison des senseurs
Nous avons effectué une courte série de tests pour évaluer la performance de chacun des senseurs. Il y a
cependant quelques éléments à considérer qui ont limité les tests. En premier lieu, l’INO n’a pas eu le temps
nécessaire de calibrer le PWFS, et donc nous ne pouvions faire des mesures directes de front d’onde à partir
de l’appareil. Ceci n’empêche pas de fermer la boucle, puisque le SHS en parallèle permet d’établir une
matrice d’influence du PWFS en posant des modes désirés. En deuxième lieu, le manque d’aberrations actives
limite la possibilité d’analyse de vraies capacités du système pour la correction. Les résultats obtenus sur le
télescope sont plus représentatifs des capacités entières du système.
La Table 3.4 montre une comparaison de la qualité de front d’onde obtenue sans plaque de phase. La boucle a
été fermée utilisant 12, 27 et 50 modes respectivement. Les mesures de front d’onde ont été prises utilisant le
SHS, avec soit un reconstructeur modal ou zonal. Ceci inclut les valeurs notées « PWFS ». Ceux-ci ont été
pris avec la boucle fermée par le PWFS, sans toutefois pouvoir lire le front d’onde avec celui-ci puisqu’il
n’était pas calibré. Les valeurs moyennes de front d’onde ont été prises sur quelques minutes, ainsi que leur
STD.
52
Table 3.4 Qualité de front d’onde en laboratoire, PWFS vs SHS
Qualité de front d'onde
Fermée SHS
Fermée PWFS
Boucle
Reconstructeur
Contribution
ouverte
12
27
50
12
27
50
1,77E+00 3,56E-01
9,52E-02
6,15E-02
1,92E-01
1,62E-01
1,67E-01
1,76E+00 3,57E-01
9,50E-02
6,83E-02
1,94E-01
1,65E-01
1,70E-01
9,02E-03
1,95E-03
6,64E-04
1,31E-02
2,55E-03
3,16E-03
2,62E-03
8,98E-03
1,93E-03
5,65E-04
1,11E-02
2,45E-03
3,03E-03
2,53E-03
modale
Modal
Moyenne
RMS (
)
Zonal
Modal
STD RMS
(
)
Zonal
Tel que prévu, un plus grand nombre de modes considérés dans la correction fournis une meilleure qualité de
front d’onde. Il est à noter que les modes utilisés pour fermer la boucle sur le SHS sont des modes propres du
DM, tandis que le PWFS utilise les modes de Zernike.
La STD du front d’onde n’a pas changé de la même façon, présentant même une plus forte STD pour un plus
grand nombre de modes. Ceci est dû à la source principale de la STD : les vibrations du milieu. La bonnette
étant fixée un échafaudage représentant le télescope de l’OMM, il était sensible à la vibration extérieure. Cet
échafaudage est particulièrement sensible aux vibrations, avec le moindre toucher brusque induisant du
mouvement.
3.1.3
Caméra science:
Les séquences précédentes ont été effectuées avec la caméra science à l’appui. La section suivante présente le
spot obtenu pour un front d’onde corrigé avec chacun des senseurs, pour un différent nombre de modes
corrigés. Ceux-ci ont été pris afin de les comparer avec la performance sur le ciel.
En boucle ouverte, nous pouvons observer une forme asymétrique et élargie de la PSF. Tel qu’indiqué plus
tôt, cette forme provient d’un mélange de défocus, la source principale d’élargissement, et d’astigmatisme, la
53
source principale d’asymétrie. Des mesures de FWHM ont été prises, et un Strehl effectif évalué basé sur
l’image la plus nette obtenue dans toutes les séries. Cette image est par la suite comparée à une image longue
pause de toute la série de mesures.
Table 3.5 : FWHM pour un différent nombre de modes corrigés
SHS
PWFS
FWHM Axe
FWHM Axe
X
Y
Strehl %
12 modes
0,90
1,04
2,8
27 modes
0,19
0,18
12,9
50 modes
0,17
0,10
48,3
12 modes
0,20
0,18
24,6
27 modes
0,16
0,16
37,1
50 modes
0,15
0,15
44,2
La correction des modes permet d’enlever ces effets et d’obtenir une PSF d’une taille qui nous permet
d’observer sa forme. Nous pouvons voir que les valeurs obtenues sont rapprochées du FWHM minimum
théorique de 0,1
La vérification des Strehl nous permet de confirmer la variation claire de la qualité
de correction pour un nombre plus élevé de modes.
Le ratio de Strehl obtenu en laboratoire indique une limite dure sur la qualité de front d’onde obtenu en
correction. L’environnement de test mal contrôlé pour les vibrations semble être la source principale de
problèmes. Ceci est un problème qui ne peut être réglé de façon mécanique sans isoler le système du
télescope, ce qui n’est pas possible dans le cas présent.
54
3.1.4
Fréquence de correction
Pour adéquatement corriger les fronts d’onde, il est nécessaire d’avoir un système d’optique adaptative
capable de suivre les changements atmosphériques. À cause des contraintes de temps, ces observations ont été
effectuées après la prise de mesure au télescope.
La fréquence de correction optimale du système d’optique adaptative est de 232
. Un code optimisé pour la
performance par la compagnie ayant développé le DM, ALPAO. De plus, la caméra fonctionnait à sa
fréquence d’acquisition minimale de 2000
. Des tests additionnels ont démontré qu’un code personnalisé
pour utilisation avec un DM liquide développé par notre laboratoire permet juste d’atteindre une fréquence
comparable de 222 Hz, avec la même fréquence d’acquisition de 2000
pour la caméra. Ceci indique la
robustesse du logiciel de contrôle.
La fréquence de boucle utilisant le SHS et le PWFS a été évaluée dans le cadre des mesures de la section
précédente. Ces mesures ont été prises avec le SHS et le PWFS en parallèle, ajoutant un temps supplémentaire
pour la prise d’image. De plus, puisque la caméra du PWFS est extrêmement sensible, il est nécessaire de
diminuer la puissance reçue par le SHS, augmentant le temps d’intégration nécessaire pour obtenir une image.
Ainsi, le SHS faisait l’acquisition d’images à une vitesse de 50
PWFS faisait l’acquisition d’image à 100
pour obtenir une intensité suffisante, et le
pour éviter la saturation. Ceci pose une limite notable à la
vitesse de fermeture de boucle à cause du temps d’acquisition plus important, et limite notre capacité à
corriger les aberrations actives.
Table 3.6 Fréquence de boucle
PWFS
SHS
# de modes
Ouvert
12
27
50
12
27
50
Fréquence moyenne (Hz)
7,58
7,58
7,63
7,50
7,63
7,65
7,67
Déviation standard (Hz)
1,32
0,91
0,79
0,85
0,95
0,98
0,94
Il est à noter qu’une inspection de la durée des étapes de la boucle montre une fluctuation de temps avec des
augmentations instantanées de durée. La cause principale reste non identifiée, mais peut être observée avec
toutes prises de données. Les tests effectués avec une variation importante du nombre de modes (augmentant
le temps de calcul) ne montrent aucune différence significative.
55
La STD importante sur la fréquence de fonctionnement est provient du système d’opération Windows. Une
analyse préalable par Christophe Librecth [15] indique que plusieurs logiciels agissent dans l’arrière-scène et
prennent du temps de calcul.
Le temps de prise d’image est reproductible. Le temps d’un cycle de la boucle, tel qu’utilisé dans la prise de
ces données, peut être séparé en plusieurs parties. Chacune est considérée séparément pour évaluer
l’utilisation de temps dans le processus.
Tableau 3.1 : Temps d’actions dans le processus de boucle
Durée moyenne
(s)
STD (s)
SHS (intégration 0.05 ms)
2,70E-03
9,40E-05
SHS (intégration 20.00 ms)
2,26E-02
5,15E-07
PWFS (intégration 5.70 ms)
2,10E-03
2,02-02
Enregistrement des données
8,35E-02
3,62E-03
Évaluations du front d'onde et représentation
3,49E-02
2,53E-03
Calcul & envoi du vecteur de commande
3,10E-03
5,85E-04
Prise d'image
-Prise d’image : le processus commence avec la prise d’image des caméras. L’utilisation de caméra multiple
augmente le temps de cette étape. Le temps de prise d’image est le plus difficile à limiter, puisque le temps
d’exposition ne peut être changé si le signal est insuffisant. Celle-ci déterminée par la fréquence d’acquisition.
L’utilisation de deux caméras peut doubler ce temps de mesure. Pour le SHS, nous pouvons observer une
petite différence d’environs 2
entre le temps de mesure et le temps d’intégration; ceci est le temps de
transfert. Le PWFS semble avoir un temps de transfert plus important à14.9
.
-Enregistrement des données : cette étape n’est pas strictement nécessaire, puisque l’enregistrement des
données d’images est fait pour de l’analyse après les faits. L’enregistrement des données peut être enlevé
entièrement, mais cela complique l’analyse des résultats. Une analyse suivant la prise d’image montre que
56
ceci est la source la plus importante de temps perdu. Le processus informatique de la sauvegarde d’image doit
être optimisé.
-Évaluation du front d’onde et représentation : Cette partie implique le calcul l’affichage des données de front
d’onde et des images des senseurs. Une sous-partie de ces données (les pentes locales) est transférée à la
prochaine étape.
-Calcul et envoi du vecteur de commande : Utilisant la matrice d’interaction, le vecteur de commande pour
corriger le front d’onde est évalué.
Il est à noter qu’une somme directe du budget de temps semble indiquer un temps total supérieur à la
fréquence d’opération fournie. Ceci est dû au processeur multicœur de l’ordinateur qui est capable de rouler
plusieurs opérations en parallèle.
Avec ces résultats, nous pouvons faire les constats suivants : le rapport d’intensité entre les deux caméras est
problématique, et le code a besoin d’être optimisé pour la prise de données. Il est nécessaire d’obtenir une
compétence informatique poussée pour améliorer la performance.
De plus, la vitesse d’acquisition de 50
du SHS et du PWFS pose une limite dure à notre capacité de
corriger les aberrations actives. Une caméra plus sensible est nécessaire pour améliorer la vitesse
d’acquisition et ainsi de correction.
Plusieurs autres causes sont possibles. La fréquence des cartes de contrôle et d’acquisition peut être mal
synchronisée avec le système, ajoutant du temps de calcul. La fréquence de la carte mère peut être insuffisante
pour le nombre de calculs à effectuer; cependant, la consistance de la fréquence selon le nombre de modes
utilisés pour la correction semble indiquer que ce n’est pas une contribution significative.
Il est toujours possible de corriger les aberrations statiques du système et du télescope, mais seules les
aberrations optiques de bas ordre (tip/tilt, défocus) peuvent être corrigées de façon fiable à une fréquence
aussi basse. Il est nécessaire d’augmenter la vitesse de correction pour permettre une utilisation idéale du
système.
3.2 Résultats au télescope
Au cours du projet, deux séquences d’observation ont été effectuées à l’OMM. La première séquence s’est
effectuée du 24 au 30 avril 2015, et la deuxième séquence du 24 au 30 juin 2015. Cette section inclut une
courte description des observations, ainsi que les résultats obtenus durant ces observations.
57
3.2.1
Première séquence d’observation
La première séquence était une séquence de calibration. L’intention était de valider le fonctionnement du
système AO avant l’installation du PWFS dans le système. La séquence n’a pas donné de résultats. Le SHS
était incapable d’adéquatement mesurer le front d’onde. Ceci, additionné à une forte couverture nuageuse,
nous a limité à une période d’observation de 5 heures sur les sept nuits. L’étoile observée était Vega. Le
seeing moyen durant la période d’observation était de 3.5
, indiquant une très pauvre qualité de ciel.
La basse puissance et le bas contraste perçu sur le senseur de front d’onde empêchait le fonctionnement du
système automatique de seuillage. En dessous d’une fréquence d’intégration de 20
, il était presque
impossible de détecter l’étoile avec le SHS, et il était impossible de mesurer un front d’onde. À cette fin, un
système de contrôle à seuillage fixe a été intégré dans le système de mesure. Des tests sur des séries d’images
prises durant la séquence d’observation ont montré que ce nouveau système de mesure était capable de
mesurer un front d’onde avec l’intensité et le contraste observé.
3.2.2
Deuxième séquence d’observation
La deuxième séquence était une séquence de mesure. Avec les SHS et le PWFS intégré au système, nous
avons effectué des mesures et fermé la boucle avec les deux instruments. Grâce à un climat clément, 15
heures d’observation ont été faites. Les étoiles Vega et Arcturus ont été observées. Plus d’une vingtaine de
prises d’images ont été effectuées. Le seeing moyen durant la période était de 2
, mieux que la
séquence précédente, mais tout de même de pauvre qualité.
L’observation des deux étoiles n’a pas été sans faille. Les premières quelques nuits d’observation ont été
utilisées pour calibrer le système, avec des observations fiables la soirée du 26 juin 2015. La boucle a été
fermée avec Arcturus comme source utilisant les deux senseurs. Cependant, avec Vega, il a juste été possible
de fermer la boucle avec le PWFS comme senseur. L’intensité était trop peu importante pour permettre au
SHS de suivre le front d’onde de façon fiable.
Durant cette séquence, des problèmes informatiques ont été observés. L’apport additionnel du logiciel pour le
contrôle à distance des appareils ralentissait l’ordinateur du système AO de façon importante.
3.2.3
Qualité optique
La basse intensité du signal sur le SHS suggérait une perte de puissance dans le système. Des analyses en
laboratoire ont montré que ces pertes étaient mineures, indiquant que le problème était plutôt le senseur, qui
est insuffisamment sensible pour une telle utilisation astronomique.
58
Le vignetting observé en laboratoire était toujours présent, tout comme le vignetting provenant du secondaire
du télescope. Une analyse de la taille de cette obscuration indique une distribution imprévue. Celle-ci était
observée pour les deux séquences d’observation.
Figure 3.2 Image des senseurs sur le télescope
Table 3.7 Taille de l’obscuration & du spot
Diamètre d'obscuration
(%)
Réel
36.0
SHS
46.4
PWFS
38.6
Une observation plus rapprochée montre une obscuration inconsistante entre le SHS et le PWFS. La valeur
plus grande sur le SHS peut partiellement venir de la nature discrète des microlentilles utilisées qui signalent
la forme du spot. L’absence d’une seule lentille diminue le diamètre d’obscuration de 3.6 %. Une constatation
similaire peut être faite pour l’image du PWFS. Cependant, les deux images présentent une obscuration
59
anormalement grande. La différence entre l’obscuration sur le SHS et le PWFS indique le problème est propre
au SHS. La cause la plus probable est une déformation de l’image à cause des aberrations statiques,
puisqu’une inspection visuelle semble indiquer une asymétrie de l’image.
3.2.4
Qualité de front d’onde
La section suivante élabore sur le traitement général des données obtenues durant la deuxième séquence
d’observation. Nous avons effectué deux séries de mesures importantes qui permettent une comparaison
immédiate entre l’image avec et sans correction. Il est à noter que la qualité du ciel variait de façon notable au
fil du temps; ainsi, il est impossible de faire des comparaisons sur des résultats pris à différentes périodes de
la soirée. De plus, les résultats boucle ouverte incluent les aberrations statiques du système d’optique
adaptative.
Table 3.8 Qualité de front d’onde sur le télescope, PWFS vs SHS
Reconstructeur
Front d’onde
Modal
Boucle
ouverte
Fermé SHS
Boucle
ouverte
Fermé
PWFS (12
modes)
1,53E+00
3,00E-01
6,60E-01
3,57E-01
1,15E+00
3,54E-01
5,07E-01
3,19E-01
3,06E-01
9,78E-02
1,05E-01
1,14E-01
2,34E-01
6,05E-02
5,94E-02
5,64E-02
Moyenne RMS
(
)
Zonal
Modal
Déviation standard
(
Zonal
)
La Table 3.8 précédente montre une comparaison immédiate entre l’état du front d’onde en boucle ouverte et
fermée, utilisant le SHS et le PWFS. Ces mesures ont été prises sur l’étoile Arcturus. La boucle fermée sur le
SHS utilise 50 modes, tandis que la boucle fermée sur le PWFS utilise 12 modes. La reconstruction pour la
fermeture de boucle a été faite utilisant un reconstructeur zonal. La table présente l’évaluation du front d’onde
des deux reconstructeurs pour montrer leur différence de comportement.
La STD de front d’onde en boucle ouverte observée à la Table 3.8 est 1000 à 10000 fois plus importante en
boucle ouverte que celle observée à la Table 3.4. Ceci est dû aux fluctuations atmosphériques, tel que prévu.
60
Comme nous pouvons observer à la Table 3.8, la qualité du front d’onde précédant la correction a varié de
façon importante entre la mesure précédant la fermeture de boucle sur le SHS et celle précédente la fermeture
sur le PWFS. Nous pouvons aussi observer que malgré une correction du front d’onde avec le PWFS, la STD
n’a pas diminué de façon importante comparée au SHS. Ceci indique que le PWFS a efficacement corrigé les
aberrations passives, avec un effet minime sur les aberrations actives.
Une analyse additionnelle a été effectuée sur la qualité de correction des 12 premiers modes. Il faut noter que
ce résultat est à titre indicatif seulement, puisque la correction de front d’onde a été effectuée avec un
reconstructeur zonal.
61
Table 3.9 Qualité de front d’onde en fonction du mode, selon le senseur de front d’onde utilisé; Vert :
changement positif; Rouge : changement négatif; Jaune : changement négligeable.
Donnée
Moyenne de magnitude de mode (
Senseur
Indice
SHS
)
PWFS
STD de magnitude de mode (
SHS
Ouvert
Fermé
Ouvert
Fermé
2
2,30E-01
1,90E-02
-2,98E-01
1,56E-01
3
1,38E+00
2,29E-01
1,54E-01
4
2,42E-01
2,52E-02
5
-2,60E-01
6
PWFS
Ouvert
Fermé
1,27E-01 9,58E-02
1,12E-01
1,09E-01
2,12E-01
2,82E-01 1,13E-01
1,20E-01
1,02E-01
4,79E-01
8,19E-02
1,22E-01 3,25E-02
6,71E-02
4,19E-02
5,71E-03
2,86E-03
3,16E-02
1,30E-01 4,31E-02
6,98E-02
4,74E-02
1,48E-01
3,79E-02
-8,79E-02
7,54E-02
9,42E-02 5,73E-02
6,25E-02
5,26E-02
7
2,46E-01
1,31E-02
-7,22E-02
4,51E-02
4,72E-02 2,47E-02
4,59E-02
2,19E-02
8
8,49E-02
-1,42E-03 -7,56E-02
5,48E-02
4,59E-02 2,11E-02
4,47E-02
3,79E-02
9
-3,24E-02 -3,12E-02
1,11E-02
-5,69E-03 6,98E-02 3,19E-02
4,88E-02
3,45E-02
10
-8,96E-02 -4,60E-02
7,11E-02
3,12E-03
6,76E-02 2,86E-02
5,26E-02
3,41E-02
11
-7,25E-02 -1,76E-02
6,60E-02
5,09E-02
2,59E-02 1,40E-02
2,28E-02
1,52E-02
12
1,08E-01
1,58E-02
-2,33E-02
5,30E-02
3,70E-02 2,35E-02
3,12E-02
2,53E-02
13
-6,37E-02 -1,31E-02
2,00E-02
2,93E-02
3,50E-02 1,80E-02
3,04E-02
1,95E-02
de Noll:
62
Ouvert
)
Fermé
Le SHS corrige efficacement les 12 premiers modes, à l’exception des modes 4 (défocus) et 8 (coma
horizontal). Le PWFS performe moins efficacement, avec plusieurs modes sans changement significatif, et
même une augmentation de l’astigmatisme perçue. En observant la STD de la magnitude des modes, des
résultats similaires ressortent. Pour le SHS, la STD a diminué significativement, indiquant une correction
notable des fluctuations du front d’onde provenant de l’atmosphère. Le PWFS permet une diminution de la
STD mais avec une correction moins importante des fluctuations. Le tip/tilt en particulier semble être mal
corrigé; ceci pourrait être du à la méthode de mesure de ce mode par le SHS, qui se fie à une mesure moyenne
du tilt qui peut être faussée par l’obscuration du télescope.
Les résultats de laboratoire montrés à la Table 3.2 indiquent qu’un cas idéal (limité par la diffraction) permet
d’obtenir des magnitudes de 10x inférieure à ce qui a été obtenu sur le télescope, pour 50 modes, utilisant le
SHS. La STD en laboratoire est bien inférieures à celle obtenue sur le télescope. La correction effectuée
réussit à réduire l’impact des fluctuations atmosphériques, sans toutefois les contrôler. La cause est la
fréquence de boucle insuffisante étudiée à la section 3.1.4.
En somme, nous pouvons dire que le système élimine partiellement les fluctuations dues à la turbulence, et
réduit modérément les aberrations présentes. Cependant, quelques résultats semblent aberrants. La difficulté
du PWFS à corriger le tip/tilt semble incohérente, puisque cette aberration est généralement la plus simple à
corriger. Il est probable que la méthode de calcul du tip/tilt par le SHS en mode rapide, qui utilise un
moyennage du front d’onde, ne donne pas une représentation exacte.
Il est aussi possible que le tilt soit une contribution moins importante que prévu. En effet, la stabilité des 4
taches sur la caméra du PWFS sur de courtes durées montre que les fluctuations atmosphériques ne sont pas
une source de variations de tilt impossibles à corriger.
3.2.5
Caméra science
La performance réelle du système a été évaluée avec la caméra science. De nombreuses images ont été prises
pour comparer les PSF obtenues. Puisque chacune de ces mesures a été prise à différents moments, il est
nécessaire de comparer les PSF de boucle ouverte obtenue juste avant la fermeture de boucle. Il est à noter
que le facteur de Strehl n’est pas utilisé comme métrique de comparaison à cause de la mauvaise qualité et la
nature déformée des taches.
63
Figure 3.3 Étoile Arcturus, PSF, correction par SHS a) boucle ouverte, b) boucle fermée (50 modes)
Table 3.10 FWHM des PSF de la Figure 3.3
PSF
X
Y
a
2,84
4,22
b
1,34
1,47
FWHM
(
)
Figure 3.4 Étoile Arcturus, PSF, correction par PWFS a) boucle ouverte b, c, d) boucle fermée à différent
moments (12 modes)
64
Table 3.11 FWHM des PSF de la Figure 3.4
PSF
X
Y
a
5,23
3,29
b
2,77
2,22
c
2,01
1,98
d
1,83
1,79
FWHM
(
)
Comme nous pouvons observer, le SHS permet de diminuer la taille de la tâche d’un facteur 3 comparé à la
boucle ouverte. Cependant, cette tache inclut les aberrations provenant du système. Ainsi, une deuxième série
de mesures ont été effectuée en utilisant un vecteur de commande de DM permettant de compenser pour les
aberrations statiques. Comme nous pouvons observer à la Figure 3.4-a, les aberrations statiques déforment la
tache de façon assez importante. À cause de l’impossibilité de fermer la boucle avec un SHS sur Véga, cette
mesure a juste été effectuée avec le PWFS comme senseur.
Figure 3.5 Étoile Vega, PSF, correction par PWFS a) boucle ouverte b, c, d) boucle fermée à différents
moments (12 modes).
65
Table 3.12 FWHM des PSF de la Figure 3.5
PSF
X
Y
a
2,11
2,90
b
1,84
1,57
c
1,90
1,74
d
2,02
1,58
FWHM
(
)
Comme nous pouvons observer, l’amélioration réelle est bien moins apparente, avec une diminution du
FWHM de 1 à 2 fois. Ceci est conséquent avec les résultats de correction de front d’onde présenté aux
sections précédentes. Il est important de noter que tous les résultats sont distants de la limite du FWHM
minimum possible, soit 0,1
.
Nous pouvons aisément observer la qualité supérieure de la PSF en laboratoire, avec un FWHM plus de dix
fois plus petit. Ainsi, nous pouvons estimer qu’une diminution de 20x de la FWHM aurait été idéale. La
qualité du ciel est très mauvaise, et malgré les avantages de la correction, l’amélioration n’est pas très
importante. Ceci est particulièrement notable pour la correction accompagnée du PWFS, qui à 12 modes était
très efficace en laboratoire.
66
3.2.6
Fréquence de correction sur le télescope
Table 3.13 Fréquence de boucle du système sur le télescope
Senseur
État de boucle
SHS
PWFS
Ouvert
Fermé
Ouvert
Fermé
Fréquence moyenne
1,24E+01
9,42E+00
9,00E+00
8,77E+00
STD
1,08E+00
1,05E+00
8,28E-01
8,05E-01
La fréquence d’acquisition ne diffère pas de manière significative entre le laboratoire et le télescope,
indiquant que le système fonctionne tel que prévu. Ceci est malgré le fait que plusieurs logiciels pour le
contrôle à distance étaient en fonction. Le résultat confirme la théorie à la section 3.1.4, selon lequel le
problème provient de l’optimisation du code et non du matériel informatique. Il est important de noter que
c’est l’utilisation du SHS et PWFS en parallèle pour observer leur comportement qui ralenti le processus, et
non le fonctionnement d’un des dispositifs individuels.
Il est à noter que le SHS était utilisé à une fréquence d’acquisition de 50 Hz, ce qui était un facteur limitant
important. Le PWFS a aussi la même limitation. Cependant, considérant la fréquence obtenue, ceux-ci ne
représentent pas la source principale de temps d’opération, représentant environ 20% d’un cycle d’opération.
La sauvegarde d’image est toujours la source la plus importante de temps utilisé. Pour obtenir une meilleure
performance, il est absolument nécessaire d’augmenter la fréquence de boucle.
67
4 Améliorations du système
Malgré la fonctionnalité du système, la continuation du projet nécessitera plusieurs améliorations du système
pour obtenir un fonctionnement idéal. Le problème principal à gérer est la vitesse de correction qui requiert
une amélioration nette.
4.1 Avancées informatiques
L’optimisation de l’architecture informatique est absolument nécessaire pour l’avancement du projet. Le
processus d’enregistrement d’image en particulier doit être optimisé. Ce processus représente la contribution
la plus importante au temps de calcul. Il est aussi important d’optimiser l’interface du PWFS avec Matlab, qui
en ce moment est très inefficace malgré une fréquence d’intégration élevée.
Le code peut aussi être adapté pour des circonstances particulières, telle la tache annulaire du télescope.
L’utilisation de polynômes de Zernike annulaires peut permettre une mesure plus exacte des fronts d’onde.
4.2 Conception optique
L’optimisation du design optique est une considération importante à prendre. La basse intensité de lumière sur
le SHS nécessite soit le remplacement du senseur par un senseur plus sensible, soit une diminution du
diamètre du faisceau. Cette deuxième possibilité aurait aussi l’avantage d’éliminer les effets du vignetting sur
le système. Le but ici est de diminuer le temps d’intégration de la caméra. Il est aussi nécessaire de remplacer
les éléments optiques qui induisent des pertes dans le système. Ceci implique le remplacement de plusieurs
miroirs.
Une amélioration du système de calibration peut contribuer à l’amélioration des performances. L’utilisation
d’un miroir mobile plutôt qu’un séparateur de faisceau pellicule augmente la lumière allant aux caméras et
élimine la dépendance en longueur d’onde de la pellicule. De plus, la source de lumière dans la source de
calibration est effectivement le bout d’une fibre. L’utilisation d’un trou d’épingle d’une taille donnée nous
permettrait une taille d’objet fixe indépendante de la taille des sorties de la fibre, nous permettant d’utiliser
des fibres multimodes comme source.
Un réaligment de l’OAP utilisé dans le système peut permette la diminution des aberrations statiques dans le
système. Puisque les simulations indiquent que c’est un déplacement de moins de 500
qui induit les
effets, il serait nécessaire de faire un support spécial pour l’OAP pour mieux contrôler son mouvement.
En somme, ce sont les éléments situés entre l’entrée du système et le DM qui nécessitent un changement
important.
68
4.3 Mesures & calibrations additionnelles
Un cadre de simulation de l’OMM en aval permettrait aussi d’améliorer l’alignement des parties du système
précédant le système de calibration. Le développement de procédures de calibration spécifiques à l’OMM
peut aussi améliorer la qualité de l’alignement et ainsi réduire les aberrations.
Une meilleure calibration du PWFS est importante pour la prochaine séquence d’observation au télescope.
Sans pouvoir adéquatement pouvoir lire le front d’onde perçu sur le PWFS, nous pouvons mieux comparer la
performance des résultats. De plus, le déplacement de la position des taches du PWFS doit être évalué pour
trouver la cause exacte; sans une position fixe, la calibration du système doit être refaite avant chaque série de
mesures.
4.4 Ressources externes
Une utilisation des ressources de l’OMM plus judicieuse pourrait contribuer aux séquences d’observation
futures. La bonnette de calibration du télescope comporte un SHS qui peut être utilisé pour donner une
nouvelle source de données de front d’onde en aval; il est cependant non-fonctionnel. La bonnette contient
aussi des sources de calibrations qui sont aussi non-fonctionnels, et pouvaient autrefois être utilisés pour
l’alignement des systèmes. Si ces appareils peuvent être remis en service, ils pourraient contribuer à la
calibration du système.
69
5 Conclusion
Le projet a réussi son objectif premier d’installer une bonnette de test d’AO à l’OMM Le système a été conçu
avec l’aide d’ABB pour répondre aux besoins de l’OMM et pour permettre l’évaluation de la performance de
nouveaux senseurs de front d’onde. Le système a été optimisé pour permettre l’évaluation du PWFS
développé par l’INO. La performance des deux senseurs a été évaluée dans le cadre du laboratoire, montrant
une meilleure capacité de correction de la part du SHS pour un nombre de modes plus élevé, donnant un
Strehl estimé de 48 %. Cependant, des variations importantes de la qualité d’image laissent en doute la
stabilité mécanique du système.
Plusieurs séquences d’observation à l’OMM ont été effectuées au cours des mois d’avril et juin 2015. La
fermeture de la boucle avec un SHS et un DM à actuation magnétique a été achevée durant la séquence au
mois d’avril 2015. Ceci nous a permis de doubler la résolution effective du télescope à une fréquence
d’environ10
.
Le système a été utilisé pour évaluer la performance d’un PWFS développé par l’INO. Avec celui-ci, nous
avons réussi à fermer la boucle sur le système d’AO en observant les étoiles Artcurus et Vega. Ceci nous a
permis d’améliorer le diamètre de la PSF d’un facteur 1 à 1.5, à une fréquence de 9 Hz.
Les mesures prises nous permettent d’avancer les prochaines étapes du projet. Le système élimine
partiellement les fluctuations dues à la turbulence et réduit modérément les aberrations présentes. Le principal
défaut du système étant sa fréquence de correction avec les deux senseurs fonctionnant en parallèle,
augmenter cette fréquence est la priorité. Ceci peut être fait en optimisant le code utiliser pour contrôler le
système. Le défaut secondaire est la basse intensité perçue par le SHS, ce qui requiert soit une nouvelle
caméra ou une refonte de l’entrée optique. Avec ces améliorations, il est possible d’achever un système
beaucoup
plus
performant
pour
70
utilisation
future.
Références
[1] M. Born et E. Wolf, Principles of optics, 7 éd., Cambridge: Cambridge University
Press, 1999, pp. 228-257, 517-547, 905-910.
[2] W. J. Smith, Modern Optical Engineering, New York: Mcgraw-Hill, 2000, pp. 61-90.
[3] R. J. Noll, «Zernike Polynomials and atmospheric turbulence,» JOsA, vol. 66, n° %13,
pp. 207-211, 1976.
[4] R. K. Tyson, Principles of adaptive optics, Boca Raton: CNC Press, 2011, pp. 24-30,
46-54, 62, 117-118, 177-196.
[5] 2pem, «Shack-Hartmann WFS lenslet Array,» wikipedia, 2011 Mai 22. [En ligne].
Available: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Shack_Hartmann_WFS_lensletarray.svg.
[Accès le 26 Aout 2015].
[6] J. W. Hardy, Adaptive Optics for Astronomical Telescopes, Oxford: Oxford
University Press, Inc., 1998.
[7] «Pyramid,» CTIO, [En ligne]. Available:
http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/tutorial/part3/pyramid.gif. [Accès le 26 Aout
2015].
[8] A. Kolmogorov, «Disipation of energy in locally isotropic turbulence,» Wiley
(Interscience), New york, 1961.
[9] D. L. Fried, «Statistics of a geometric representation of wavefront distorsion,» JOSA,
vol. 55, n° %111, pp. 1427-1435, 1965.
[10] Nasa, «Remote Sensing,» Nasa-earth observatory, [En ligne]. Available:
http://earthobservatory.nasa.gov/Features/RemoteSensing/remote_04.php. [Accès le
25 Aout 2015].
[11] C. Marois, Recherche de planètes extra-solaires: les limites imposées à l'imagerie,
Montréal: Université de Montréal, 1999, pp. 35-60.
[12] J. Laberge, Analyse des aberrations optiques du télescope de l'observatoire du Mont
Mégantic, Québec: Université Laval, 2011.
[13] R. Lamontagne, «Manuel de l'OMM: configuration optique,» OMM, 19 12 2006. [En
ligne]. Available:
http://www.astro.umontreal.ca/omm/manuel/tel_configuration_optique.htm. [Accès le
18 02 2015].
71
[14] S. Turbide et Al., «Development of a pyramidal wavefront sensor test-bench at INO,»
AO4ELT3 conference Proceedings, 2013.
[15] C. Libbrecht, Controleur évolutif et optimisé pour les miroirs déformables
ferrofluidiques dans le cadre de l'optique adaptative, Québec: Université Laval, 2014,
pp. 43-45.
72