Optique adaptative et étoile laser
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Journées de l’Optique du Réseau Optique et Photonique du 9 au 11 octobre 2007 Optique adaptative et étoile laser Gérard Rousset Université Paris 7 - Diderot LESIA - Observatoire de Paris [email protected] Tél. 01 45 07 75 49 1 Plan de la présentation • Dégradation des images par la turbulence en astronomie • Optique adaptative et composants clefs • Performance de l’optique adaptative • Limitations fondamentales d’une optique adaptative G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 • Etoiles laser • Optique adaptative multi-conjuguée • Conclusion et perspectives 2 Image dégradée par la turbulence atmosphérique G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Images : limitée par la diffraction dégradée par la turbulence !/D !/r o 3 Ordres de grandeur Résolution théorique d’un télescope : !/D ~ 0,01 sec. d’arc pour D = 10 m à ! = 0,5 !m G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Limite de résolution imposée par la turbulence : seeing = !/ro avec ro diamètre de Fried (# !6/5) ~ 1 sec. d’arc pour ro = 10 cm à 0,5 !m (60 cm à 2,2 !m) Temps de corrélation : "o = 0,314 ro/v avec v vitesse transverse moyenne du vent ~ 3 ms à 0,5 !m pour v = 10 m/s (18 ms à 2,2 !m) 4 Perturbation de la phase par la turbulence - Après traversée de l'atmosphère, onde incidente dominée par des fluctuations de phase " (point source à l'infini, lumière monochromatique) #11 - Spectre spatial de " en k 3 (Kolmogorov) les bas ordres, comme le basculement de l'onde, sont prépondérants G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 - Variance spatial moyenne de " : $ 2 " turbulence 5 = 1,03( D ro ) 3 (rad 2 ) pour D % ro , instrument de faible qualité optique & 6 ! - Si on corrige les N premiers bas ordres spatiaux de ", la variance devient : $ 2 " #résiduelle % 0,3N # 56 (D ro ) 5 3 (rad 2 ) 5 ! Perturbation des ondes Principe de l’optique adaptative G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Onde plane incidente Image obtenue Image obtenue Sans correction Avec correction Onde perturbée Onde corrigée (plane) 6 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Schéma de principe d’un système d’optique adaptative 7 Miroir déformable à actionneurs discrets Actionneurs piézoélectriques discrets à empilement G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Miroir Lumière Actionneurs piézoélectriques Nombre actionneurs ~ 1300, bande passante > 10kHz, course mécanique 10!m PV 8 Miroir déformable de type bimorphe Electrodes déposées entre deux plaques piézoélectriques G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Effet bimorphe local pour chaque électrode commandée Nombre actionneurs < 200, bande passante < 1kHz, grande course 9 Miroir déformable : nouveaux développements Taille réduite, très grand nombre d’actionneurs… ! Pas millimétrique : • • Actionneurs magnétiques du LAOG, grande course Miroir piézoélectrique à haute densité, faible course G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 ! Micro-miroirs (MOEMS) : • actionneurs à force électrostatique • miroir membrane • pas inter-actionneur < 500µm • course encore insuffisante OKO de 19 à 64 act. Prototypes LETI / LAOG et LAAS / LAM Boston Micromachine (US) ~1000 act. ! Cristaux liquides : • lents, bande spectrale étroite 10 Secondaire adaptatif Miroir secondaire du télescope déformable (Observatoire d’Arcetri, Florence) Emissivité réduite, réflectivité accrue G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Actionneurs voice coil, miroir coque mince Pas interactionneur ~ qq cm Exemples : MMT adaptive secondary : 336 act., installé en 2002 LBT adaptive secondary : 672 act, en cours de tests Pour le VLT : ~1100 actionneurs, en développement Perspectives : Extrêmement grand télescope (ELT) 11 Analyse de front d’onde en astronomie Besoin : Faire l’analyse sur des objets faibles, des objets étendus… Utiliser une bande spectrale très large Mesurer un front d’onde en lumière incohérente G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 En optique : pas de détecteur de phase Donc coder la phase en variations d’intensité Analyseur plan focal : • sur l’image (méthodes non-linéaires), diversité de phase Analyseur plan pupille : • Interférométrie (différences de phase codées en franges) • Optique géométrique (rayons orthogonaux au front d’onde) 12 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Principe de l’analyseur de front d’onde Shack-Hartmann Plan pupille Plan focal Mesure de la pente locale du front d’onde Focale des microlentilles : ajuster sensibilité et dynamique 13 Principe de l’analyseur à pyramide G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Modulation tip-tilt mirror Pyramide (cf Foucault) projetant 4 images de la pupille sur un CCD Mesure de la pente locale du front d’onde Angle de modulation du spot sur la pyramide : dynamique et sensibilité 14 Principe de l’analyseur de courbure (F. Roddier) Pupille Pupille L Sous intensité G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Sur intensité Onde plane Onde aberrante Plans de mesure Mesure de la courbure locale du front d’onde Distance L : ajuster sensibilité et dynamique 15 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 (à la diffraction) 16 Principe de la commande d’une optique adaptative Hypothèse de linéarité : m = D c + bruit G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Analyseur de Front d ’Onde Calculateur temps réel Miroir déformable Mesures Commande spatiale Tensions mi ci = B mi Ci Commande temporelle Ci = Ci-1 + g ci Etalonnage de la matrice d’interaction D B matrice de commande déduite de D (vraisemblance, variance…) Correcteur temporel : intégrateur (gain g), prédicteur, Kalman… 17 Perturbations turbulentes et correction par optique adaptative Imagettes SH Image plan focal G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Turbulence Correction 18 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Fonction d’étalement de point (FEP) longue pose en optique adaptative Télescope 8m, ro = 1m, v = 10m/s Système d’OA: 185 actionneurs, fréquence 440 Hz 19 Dimensionnement d’une optique adaptative Un exemple pour un télescope de 8 m de diamètre Turbulence : ro = 10 cm dans le visible, vent v = 10 m/s G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Pour une bonne qualité de correction (SR~70%): • Nombre d’actionneurs (ou de sous-pupilles) : ~ (D / ro)2 6400 à 0,5 !m 185 à 2,2 !m • Fréquence d’échantillonnage temporelle : ~ 10 v / ro 1000 Hz à 0,5 !m 170 Hz à 2,2 !m 20 NAOS au VLT en quelques chiffres... • • • • Miroir déformable à 185 actionneurs (Cilas) Miroir de pointage de résolution 2,1 mas sur le ciel 5 séparatrices sélectionnables (imagerie - analyse) Deux analyseurs SH de front d’onde : G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 – Vis 0,45 - 1 !m, IR 0,8 - 2,5 !m – nombre de sous-pupilles 144 et 36 – de 15 à 440Hz de fréquence trame • • Sélecteur de champ de l’étoile guide dans 2 arcmin + compensation de dérives Complètement automatique et intégré dans le système de gestion du VLT 21 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Surface de la Lune à ! = 2,3 microns Image brouillée par la turbulence 26” = 45 km Image corrigée par NAOS 22 NGC 3603 27’’’’ HST/WFPC I, 400s VLTISAAC K, 30mn VLT/NAOS Ks, 300s 27 mas /pix Sr: 56% 23 24 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Principe de l’étoile artificielle créée par laser Turbulence Solution : rétrodiffusion résonante (raie D2) sur la couche mésosphérique de Sodium à ~ 90 km d’altitude Telescope G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 But : étendre la couverture du ciel par la création d’une étoile artificielle brillante dans la direction de l’objet observé US Air Force Emitter Laser Adaptive optics 25 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Etoile Laser au VLT (ESO) 26 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Etoile laser guide (LGS) : contraintes supplémentaires En opération : Air Force, Keck, Gemini Nord, VLT… Difficultés spécifiques à surmonter: • Pas de mesure de tilt (étoile naturelle, LGS polychromatique) • Effet de cône : anisoplanétisme (tomographie laser) • Variabilité altitude / concentration de la couche de Sodium (étoile naturelle) • Source 3D : élongation des spots (analyseur, laser pulsé) • Aberrations optiques du télescope car conjugaison non focale Caractéristiques du laser : • ~ 15 W, largeur de 3GHz, ~ 100 ph-élecs. par ss. pup. et pose (500Hz) • Fiabilité, qualité optique, transmission… • Laser solide ou colorant 27 Limitation due à l’anisoplanétisme Étoile guide : analyse de front d’onde G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Étoile observée : correction par l’optique adaptative Variation de la réponse impulsionnelle dans le champ Anisoplanétisme en Optique Adaptative : champ de vue limitée Couches turbulentes à haute altitude Couches turbulentes à basse altitude G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Guide star for WFS NAOS : image of Galactic Center (FOV 20arcsec), courtesy D. Rouan 29 G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Principe de l’optique adaptative multi-conjuguée (MCAO) Volume turbulent : • Mesurer par des analyseurs dans plusieurs directions du champ • Corriger par plusieurs miroirs déformables conjugués à différentes altitudes des couches atmosphériques 30 MAD (ESO) : démonstrateur de la MCAO • • • • Foyer Nasmyth du VLT, première lumière au printemps 2007 2 DMs à 60 actionneurs 3 analyseurs SH ou 8 analyseurs à pyramide “layer oriented” Image Omega Centauri (152 arcsec2) : bande K, SR~20% (0.7arcsec seeing) séparation étoiles guides 2arcmin MCAO corrected G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 No correction 31 Concepts pour le très grand champ 5 à 10 arcmin de champ Avec plusieurs étoiles laser pour avoir une bonne couverture du ciel OA multi-objet G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 OA couche sol 32 Télescope adaptatif : VLT AO facility Deformable M2 (1170) M2 déformable à 1170 actionneurs 4 Sodium LGS Graal/Hawk-I : Nasmyth GLAO: 10’ FoV NIR imaging Galacsi/Muse : Nasmyth GALACSI MUSE G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 GLAO: 1’ FoV visible IFS LTAO: 7.5” FoV diffraction limited IFS Cassegrain : MCAO ? 4 LGSs GRAAL Hawk-I Laser Room 33 Conclusion et perspectives Optique adaptative : technologie mature en astronomie « tous les très grands télescopes sont équipés » Strehl typique sur axe de 50% à 2,2 µm sur un 8m G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Application hors astronomie : défense, laser, ophtalmologie, microscopie… Nouvelle génération de systèmes sur les 8 – 10 m OA à très haut Strehl (90%) XAO : Sphere… OA multi conjuguée pour grand champ, multi étoile laser (Gemini Sud, VLT AO facility) Optique adaptative des extrêmement grands télescopes (ELT) Pour les 20 - 40 m : complexité et rupture technologique 34 Détection directe de planètes extra solaires (SPHERE, VLT) LAOG, LESIA, LAM, LUAN MPIE, INAF, ETH Zurich Imagerie à haut contrast 106 Étoiles proches V~10, Jupiters chauds 1 -100 AU G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 Observation de 0.9 à 1.8 µm Analyseur FO : 0.45 à 0.9 µm Miroir Déf. à 1370 actionneurs OA extrême SR=90% coronographe imagerie différentielle 35 Les défis à relever… TMT (USA) : 30 m G. Rousset, OA, ROP Giens 11/10/2007 E-ELT (ESO) : 42 m 36
