Optique adaptative

Alain Meyer Optique février 2009 Recherche documentaire :
Optique adaptative Sommaire Introduction ............................................................................................................................................. 2 Fonctionnement .............................................................................................................................. 2 Historique ........................................................................................................................................ 3 Turbulence atmosphérique ............................................................................................................. 5 Types d’actuateurs .................................................................................................................................. 6 Piézoélectrique ................................................................................................................................ 6 Le miroir bimorphe .......................................................................................................................... 7 Alternatives aux piézoélectriques ................................................................................................... 9 Alternatives et défauts de l’optique adaptative ..................................................................................... 10 Annexe ................................................................................................................................................... 13 Source ............................................................................................................................................ 13 ‐ 1 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Introduction L'optique adaptative est une technique dont le but consiste à restaurer en temps réel la qualité
des images détériorées par la turbulence atmosphérique.
Fonctionnement En quoi consiste l'optique adaptative ? La lumière arrivant sur un écran est altérée par la
turbulence atmosphérique : sa surface d'onde n'est plus plane mais irrégulière. On l'envoie sur
un miroir déformable auquel on applique des déformations inverses de celles de la surface
d'onde de façon qu'après réflexion sur ce miroir, elle retrouve sa planéité. Tout le problème
revient donc à savoir quelles déformations il faut appliquer au miroir. Puisque les
déformations doivent être inverses de celles de la surface d'onde, on les obtiendra en
analysant la surface d'onde. On prélève donc une petite partie de la lumière à l'aide d'une lame
semi réfléchissante et on l'envoie sur un dispositif qui analyse la surface. Ce dernier dispositif
adresse alors à un ordinateur la carte des déformations et celui-ci calcule la valeur des signaux
électriques à envoyer au miroir pour le déformer.
Figure 1 Le système d’OA classique boucle fermée. L’analyseur de surface d’onde est placé derrière les miroirs et donne des mesures de phase résiduelle à partir desquels on détermine les nouvelles tensions.
Nous avons dit que pour corriger les effets de la turbulence atmosphérique, il suffisait de
mesurer les déformations du front d'onde et de les appliquer, à l'opposé, grâce à un élément
déformable. Comment faire plus concrètement ? Pour l'analyse du front d'onde, de
‐ 2 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 nombreuses techniques sont envisageables, issues le plus souvent des outils d'analyse de la
qualité des instruments optiques, qui depuis longtemps ont permis de caractériser les
systèmes. Nous allons examiner plus en détail le principe de fonctionnement un senseur de fr
de front d'onde de type Shack-Hartmann.
Il s'agit d'une matrice de micro-lentilles, découpant la pupille du télescope en sous-pupilles.
Chaque micro-lentille forme une image. La pente locale du front d'onde dans la sous-pupille a
pour effet d'excentrer l'image. La mesure de ce décentrement pour chaque sous-pupille
représente la dérivée du front d'onde en ces points. L'ensemble de ces mesures à un instant
donné est appelé vecteur des pentes. Ce vecteur de mesure est transmis à un calculateur temps
réel, qui reconstruit le front d'onde et détermine les modifications à appliquer aux miroirs
correcteurs.
Figure 2 Schéma de fonctionnement de l’analyseur de Shack‐Hartmann A partir de l'ensemble de ces pentes locales, il est possible grâce à un algorithme de calcule de
remonter à la forme du front d'onde analysé. Le front d'onde est notamment décomposer en
polynômes de Zernike (ou de Legendre suivant la forme de la pupille). Ces polynômes
permettent de décomposer le front d'onde en aberration caractéristique.
Historique Nous l'avons vu, l'effet de la turbulence est pratiquement équivalent à celui d'un miroir
déformant qui changerait de forme plusieurs fois par seconde. L'idée maîtresse de l'optique
adaptative, qui revient à Horace W. Babcock est en théorie très simple: puisque le front
d'onde est déformé par la turbulence, pourquoi ne pas le redresser ?
L'idée de Babcock n'a pas été immédiatement appliquée, essentiellement parce que la
technologie de l'époque ne le permettait pas. La première résurgence astronomique de cette
idée aura lieu près de 25 ans plus tard, en 1977, aux Etats-Unis par J.W. Hardy. Les
développements lors de la décennie suivante profiteront essentiellement de l'impulsion des
programmes militaires, en particulier liés au projet de « guerre des étoiles » (SDI) américain
et dont les résultats restèrent confidentiels défense jusqu'à une date récente.
‐ 3 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Après de remarquables réussites en astronomie, l'optique adaptative conquiert aujourd'hui
d'autres domaines. C'est une technique qui s'avère très prometteuse, vis-à-vis des applications
nouvelles qui apparaissent.
En rendant possible la focalisation très précise de faisceaux laser, l'optique adaptative voit
s'ouvrir un large champ d'applications potentielles, dont voici quelques exemples :
o
Savoir focaliser très précisément un laser sur une cible, en compensant la turbulence
atmosphérique, est un point de passage obligé pour l'utilisation de lasers de grande
énergie, à des fins militaires.
o
Mettre au point des procédés industriels nouveaux de soudage ou de découpe par laser.
Applicables en premier lieu à la métallurgie, certains de ces procédés pourrait même
profiter à des secteurs d'activité très divers.
o
Trouver une alternative aux essais nucléaires est capital pour l'étude de certains
phénomènes de physique fondamentale. Aujourd'hui envisagée à cette fin, la fusion
thermonucléaire au moyen d'un laser de très forte puissance (dit laser mégajoule),
requiert la meilleure focalisation possible des rayons, afin que le rendement soit élevé.
Un système d'optique active doit donc compenser les défauts le long du trajet optique.
En ophtalmologie, l'observation du fond de l'oeil pose des problèmes voisins de ceux
qu'affronte l'astronome qui observe les étoiles. Il s'agit d'observer de très petits détails à
travers un milieu peu propice. En corrigeant les aberrations optiques de l'oeil dues à la
traversée du cristallin et du corps vitré, l'optique adaptative doit permettre d'observer la rétine
avec une très haute résolution. Des progrès très attendus en matière de diagnostic médical, car
aujourd'hui la résolution avec laquelle on sait observer le fond de l'oeil ne permet de détecter
certaines pathologies, qu'à un stade déjà très avancé, donc difficilement guérissable. A la clef
donc, l'augmentation considérable des chances de guérison des patients atteints de pathologies
rétiniennes, tout en diminuant le coût des soins pour la société.
Figure 4 Les analyseurs de front d’onde permettent d’analyser les aberrations oculaires
Figure 3 le front d’onde déformé donne un résultat sous forme d'une surface tridimensionnelle
‐ 4 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Turbulence atmosphérique La caractérisation précise de la turbulence atmosphérique et ses effets sur les images est un
problème complexe. Cependant, pour en simplifier l'explication, on peut considérer que
l'atmosphère terrestre, la couche d'air qui nous sépare de l'espace, est en perpétuel
mouvement, et ce à une multitude d'échelles. Des grands mouvements de masses d'air à
l'échelle continentale, aux micro-mouvements de minuscules bulles d'air roulant les unes sur
les autres, en passant par les couches poussées par des vents de directions différentes suivant
l'altitude, tous contribuent à la turbulence atmosphérique. Or ces masses d'air variées, en
mouvement, ont des caractéristiques optiques différentes, essentiellement dues à leur
différentes températures (l'indice de réfraction de l'air, la vitesse de propagation de la lumière
en son sein, varient avec la température). Ainsi, au travers de l'air, les images sont
continuellement déformées.
Un modèle très étudié de l'atmosphère, et confirmé dans ses grandes lignes par plusieurs
études expérimentales, est celui de Kolmogorov. Ce modèle consiste à représenter
l'atmosphère comme une structure semi-fractale de masses d'air d'échelles décroissantes
depuis l'échelle externe
correspondant aux plus grands phénomènes macroscopiques
(couches d'air, vents, perturbations météorologiques) et transmettant leur énergie cinétique
d'une échelle à l'autre par tourbillonnement jusqu'à la plus petite échelle où l'énergie se
dissipe en chaleur par frottements visqueux. L'étude mathématique de ce modèle permet de
faire ressortir plusieurs paramètres caractérisant l'état de la turbulence.
Les effets de la turbulence sont ainsi particulièrement sensibles pour l'astronome, qui, du sol,
tente de former des images à partir d'un faisceau qui a traversé des kilomètres d'atmosphère.
De plus, la perturbation due à la turbulence atmosphérique, déjà sensible pour les étoiles à
l'oeil nu, va devenir de plus en plus gênante, à mesure que l'instrument va se perfectionner.
Plus on tente de ``grossir'' les images, d'augmenter le pouvoir de résolution de l'instrument,
plus la turbulence se montre comme une barrière infranchissable.
En pratique, au sol, contrairement à la situation prévalant dans l'espace, la résolution des
images brutes que l'ont peut obtenir au foyer d'un grand télescope ne dépend pas de la taille
du miroir mais de la turbulence. Suivant les conditions (site, vents,...), la turbulence peut être
plus ou moins importante.
Les effets de la turbulence sont le plus souvent peu sensibles à l'oeil nu, de jour, car le pouvoir
de résolution de l'oeil -la finesse des détails qu'il peut distinguer- n'est pas très grand, et les
masses d'air que notre regard traverse ne sont en général pas assez grandes ou assez
turbulentes pour que l'effet de la turbulence soit sensible. Cependant il y a au moins deux cas
où cet effet est perceptible: lorsque l'on regarde par dessus une étendue assez importante de
bitume chauffé par le soleil en été (parking, route), les images sont déformées, dansantes...! Et
la nuit, lorsque l'on regarde les étoiles, la scintillation (le clignotement / tremblement) que l'on
peut observer sous nos cieux agités est aussi une conséquence de l'agitation de l'air au dessus
de nous.
C'est à cause de la turbulence atmosphérique que les astronomes s'attachent à placer leurs
observatoires sous les cieux les plus purs, en s'élevant en altitude par exemple, la masse d'air
entre le télescope et l'objet observée est réduite d'autant et la qualité des images s'accroît.
‐ 5 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Types d’actuateurs Piézoélectrique Caractéristiques Les actuateurs piézoélectriques convertissent directement l'énergie électrique en énergie
mécanique. Ils rendent possible des déplacements de l’ordre nanométrique et réagissent en
quelques microsecondes. On peut ainsi obtenir des valeurs d'accélération supérieures à 10 g.
Il existe aujourd'hui des actuateurs piézos de grande capacité de charge, capables de déplacer
des charges de plusieurs tonnes. Ils peuvent effectuer des déplacements de plusieurs centaines
de µm avec des résolutions quasi illimitées.
L'effet piézoélectrique est lié aux champs électriques. Les actuateurs piézos ne produisent pas
de champs magnétiques et ne sont pas affectés par eux. En fonctionnement statique, même le
maintien de lourdes charges pendant de longues périodes, ne consomme pratiquement pas de
puissance.
Un actuateur piézo se comporte comme un condensateur électrique. Au repos il ne génère pas
de chaleur. De plus ce type d’actuateur n'a pas de pièces en mouvement telles que des
engrenages ou des roulements. Son déplacement est basé sur la dynamique de l'état solide et
n'entraîne aucune usure. L'effet piézoélectrique continue d'agir même à des températures
proches du 0 kelvin.
L’état de l’art présente des miroirs semi-rigides
déformés par des réseaux de quelques centaines
d’actionneurs piézo-électriques. Les nombreux
actionneurs mis en place pour augmenter la
résolution requièrent une large surface du fait de la
dimension minimale entre actionneurs (plus de 6
mm dans la plupart des cas).
Figure 5 Principe miroir segmenté
Les miroirs déformables sont composés des segments
discrets, chacun commandé par 3 déclencheurs
piézoélectriques. De nos jours, une technologie
commune est de coller une plaque mince sur une
rangée d’actuateurs piézoélectriques (voyez la figure).
Les actuateurs ne sont pas produits individuellement,
mais plutôt en une gaufrette multicouche d’actuateurs
piézo-électrique en céramique.
Figure 6 Exemple de miroir déformable de type piézo segmenté
‐ 6 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Paramètres typiques d’un miroir déformable segmenté
Nombre d’actuateurs
100 - 1500
Espacement inter-actuateur 2-10 millimètres
Géométrie d'électrode
rectangulaire ou hexagonal
Tension
quelques centaines de V
Course maximum
une dizaine de microns
Fréquence de résonance
quelques kiloHertz
Coût
élevé
Ce type de miroir déformable a été développé principalement pour des applications militaires,
ils sont chers. Les actuateurs ont une hystérésis d’environ de 10%. La déformation maximum
(course) est limitée par une saturation du matériel piézoélectrique (parfois, la tension
appliquée est également limitée).
Le miroir bimorphe Un miroir bimorphe se compose de deux gaufrettes piézoélectriques qui sont collées ensemble
en étant polarisées de manière opposée. Une rangée d'électrodes est déposée entre les deux
gaufrettes. L'avant et les surfaces arrières sont mis à la terre. La surface avant agit en tant que
miroir.
Figure 7 Principe miroir bimorphe et exemple concret
‐ 7 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Quand une tension est appliquée à une électrode, une gaufrette se contracte et la gaufrette
opposée augmente, qui produit un recourbement local. La courbure locale étant
proportionnelle à la tension.
Une caractéristique intéressante des miroirs bimorphes est qu'ils sont commandés pas dans la
forme extérieure, mais dans la courbure extérieure. Pour la même tension appliquée, la
quantité de la déformation produite est proportionnelle au carré de la taille de la région
déformée. De même, la saturation de l'actuateur en céramique piézoélectrique doit être
spécifiée pas en termes de course extérieure, mais en termes de courbure maximum (ou
tension).
La géométrie des électrodes est de type secteur de couronne. Les miroirs bimorphes atteignent
une compensation de turbulence plus élevée que les miroirs piézos segmentés.
Paramètres typiques d’un miroir déformable bimorphe
Nombre d’actuateur
13 - 85
Taille du miroir déformable
30-200 millimètres
La géométrie d'électrode
secteur de couronne
Tension
quelques centaines de V
Fréquence de résonance
plus de 500 Hertz
Coût
inférieur au piézo ségmenté
Exemple
Optique adaptative du projet VLT
Le miroir déformable (115 mm de diamètre) est contrôlé en 185 points (un point tous les 7
mm) par des actionneurs piézoélectriques qui abaissent ou soulèvent sa surface sur 5 µm de
course. 5 calculateurs coopèrent pour contrôler le système d’optique adaptative, sa
mécanique, ses analyseurs de surface d'onde, son optique déformable. Avec le système
d'optique adaptative NAOS, le VLT aura une résolution augmentée d'un facteur trois par
rapport à celle du télescope spatial Hubble. Ainsi, la forme de ce miroir doit pouvoir être
adaptée 500 fois par seconde pour suivre au mieux les perturbations atmosphériques, qui
changent à une cadence très rapide
‐ 8 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Alternatives aux piézoélectriques De nouvelles technologies pour les miroirs déformables sont un besoin urgent. Pour corriger
la turbulence aux télescopes extrêmement grands (30-100 m de diamètre), des miroirs
déformable avec 10000 à 100000 actuateurs seront exigés ! Une manière possible de produire
un tel système est d’utiliser des technologies de type microélectronique (MOEMS = les
systèmes Micro-Opto-Électro-Mécaniques). Ces miroirs sont faits par la micro-lithographie,
d'une manière semblable aux ships électroniques, et de petits éléments de miroir sont guidés
par les forces électrostatiques. Les problèmes restants pour les MOEMS sont une course
insuffisante pour de grandes turbulences.
Figure 8 Principe MOEMS (jaune électrodes ‐ vert actionneurs ‐ rouge miroir continu) Evolution
Science
Impact sur
le miroir
déformable
Lumière
visible
2,2→0,5µm
•
•
Haut
contraste
290→50nm
Exo-planètes
Milieu circumstellaire
Très grands
télescopes
8→100m
•
•
Exo-planètes
Galaxies
primordiales
Ê du nombre d’actionneurs
Multi-objets
1→50 objets
•
Dynamique des
galaxies lointaines
Ì de l’espace interactionneurs
(200→2000 →500 000)
(7→2→0,5mm)
Ê de la fréquence de la boucle
1 MD/objet
(500→2000 Hz)
Ì de l’espace inter-actionneurs
(7 →2→0,5mm)
Figure 9 Evolution des caractéristiques liées à l'optique adaptative Les petits miroirs à membrane avec la commande électrostatique faite par technologie de
silicium sont déjà disponibles sur le marché. Ils sont très bon marché. Le nombre d’actuateurs
ne dépasse pas 50, cependant, il faut noter que la membrane est très fragile.
Une autre manière de commander la déformation consiste à employer des cristaux liquides
ferromagnétiques. Jusqu’à récemment, les cristaux liquides étaient trop lents, mais maintenant
cet inconvénient semble avoir été surmonté.
‐ 9 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 Les miroirs liquides déformables remplacent les actuateurs piézos par des séries de bobines
générant un champ magnétique pour déformer la surface d’un ferrofluide. L’idée avait déjà
été proposée en 1994 mais avec du mercure et avait fini par être abandonnée, le mercure
s’étant révélé trop lourd.
Des prototypes ont été réalisés avec des particules nanométriques de magnétite comme
composant magnétisable du ferrofluide, lequel a été versé dans un récipient comportant 37
bobines de 5 mm de diamètre formant un réseau.
Le miroir est une membrane très souple sur laquelle on a déposé d’un côté une couche
réfléchissante, et de l’autre côté une couche magnétique. La membrane est localement
actionnée par le champ magnétique généré par un réseau de micro-bobines planaires placé en
vis-à-vis.
Figure 10 Illustration de l'utilisation de bobines comme actionneur et effet des champs sur liquide ferromagnétique
La membrane est un film polymère d’épaisseur variant de 2 à 5 μm, "encastré" sur une bague
(en AsGa ou Si). La rugosité obtenue est inférieure à 10 nm. Les composants magnétiques
actifs utilisés sont soit des aimants aux terres rares miniaturisés (industrie horlogère) puis
collés, soit des plots d’aimant sérigraphiés directement sur la membrane. Il est également
envisageable d’utiliser des couches magnétostrictives ou de matériaux doux. Mais les aimants
présentent aujourd'hui l’avantage de développer de grandes forces de répulsion ou d'attraction.
Alternatives et défauts de l’optique adaptative
D'autre part, et même principalement, pour ce qui est des télescopes modernes, outre
l'augmentation de la sensibilité, un grand télescope peut être exploité au maximum, même
dans les courtes longueurs d'onde (visible), car il existe des techniques pour compenser la
dégradation de la qualité due à l'atmosphère: l'optique adaptative en est une, mais
historiquement, les premières mises en application furent différentes. On peut par exemple, en
utilisant des séries d'images courte pose, ``geler'' la turbulence, et ensuite, par des techniques
variées, allant du simple re-centrage et addition (``shift and add '') aux techniques les plus
évoluées d'interférométrie des tavelures (``speckle imaging'') et de déconvolution reconstituer
des images de qualité proche de la limite de diffraction de l'instrument, lorsque le rapport
signal sur bruit le permet.
L'optique adaptative, bien qu'offrant des perspectives extraordinaires, n'est tout de même pas
exempte de son lot de problèmes et de limitations.
‐ 10 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 L'analyse du front d'onde, par exemple, qui doit être effectuée assez souvent pour corriger
effectivement la turbulence, doit donc utiliser pour ce faire un flux de référence. Comment
obtenir un flux à analyser ? On peut utiliser l'objet à observer lui-même. Théoriquement, une
onde originellement plate est nécessaire, c'est à dire une source ponctuelle à l'infini (étoile très
éloignée), mais en fait, un analyseur de type Shack-Hartmann, peut s'accommoder d'objets
étendus tels que galaxies ou amas, à condition qu'ils possèdent un élément distinctif plus
brillant et de prendre quelques précautions dans le traitement des images de l'analyseur
(diaphragme de champ, seuillages, ...).
Cependant, étant donnée la fréquence d'analyse nécessaire, le flux ou la quantité de lumière de
l'objet de référence est le principal facteur limitant. Si l'objet à observer n'est pas lui-même
assez brillant pour fournir un flux suffisant sur l'analyseur, il faut alors trouver une autre
solution: l'utilisation d'une source de référence proche, si elle existe, peut convenir. Si l'on
analyse les caractéristiques de la turbulence on s'aperçoit en effet que la correction de la
turbulence analysée en un point s'applique aussi avec une faible erreur en un autre point,
pourvu que l'angle qui les sépare soit assez petit. En effet des faisceaux lumineux venant de
deux points distincts traverseront des portions d'autant plus communes des couches
turbulentes et subiront des déformations d'autant plus similaires que ces deux points sont
proches. La correction appliquée à un objet de référence vaut pour cet objet et pour ses très
proches voisins, mais elle devient de moins en moins valide au fur et à mesure que l'on
s'écarte de cette référence. L'étude de ce domaine de validité spatiale est appelée
isoplanétisme.
Une autre solution, pour pallier à cette limite fondamentale de l'optique adaptative
astronomique, où les photons sont le plus souvent extrêmement rares, est l'utilisation d'une
étoile artificielle. Grâce aux progrès constants des techniques Laser (là encore entraînées par
les recherches militaires types SDI), il est aujourd'hui possible de créer une étoile artificielle
au-dessus de la turbulence, dans les hautes couches de l'atmosphère (90 km), par l'excitation
des atomes de sodium qui y sont présents par exemple. Cette étoile peut alors servir de
référence, et être placée à volonté là où l'on souhaite observer, évitant la quête parfois
infructueuse d'une étoile de référence naturelle. Cette abondance potentielle de photons
permet aussi d'envisager une correction dans le visible, à condition cependant de
dimensionner le système bien plus largement (nombre de zones d'analyse et d'actuateurs et
donc puissance de calcul, coût,...).
Cependant, l'étoile Laser n'est toutefois pas une solution miracle elle non plus. En effet,
plusieurs problèmes se posent. L'un d'eux, l'anisoplanétisme de la focalisation, ou effet de
cône, est dû au fait que l'étoile artificielle créée n'est pas à l'infini. C'est donc un faisceau
conique et non cylindrique qui traverse la turbulence, ce qui implique que les déformations
mesurées sur le front d'onde artificiel ne sont pas exactement celles permettant de corriger
l'objet observé. Cette limitation peut être levée en utilisant plusieurs étoiles Laser (au prix
d'une complexité et d'un coût encore accru). Une autre limitation, plus sévère car agissant
directement sur la couverture du ciel que l'on peut espérer du système, est due au fait que le
rayon Laser, en traversant la turbulence pour aller exciter les couches hautes, subit lui aussi
les déformations. En particulier on montre qu'ainsi (en vertu du principe de retour inverse de
la lumière), le tilt global ne peut être corrigé. Une solution dite d'optique adaptative double
canal, à base mixte Laser et étoile naturelle semble résoudre ce problème. D'autres
propositions ont aussi été formulées comme l'approche polychromatique.
‐ 11 ‐ Alain Meyer Optique février 2009 De plus, malgré de récents progrès, la mise en oeuvre de ces systèmes à étoile Laser, et en
particulier leur implantation sur des sites (télescopes) déjà opérationnels, est toujours très
délicate et coûteuse (modifications importantes pour ajouter le laser et son guidage, coût des
lasers, problèmes de sécurité, de pollution lumineuse du site, d'alimentation électrique et
d'infrastructures pouvant causer de la turbulence !...).
D'autres limitations, outre la chasse aux rares photons pour l'analyse et des problèmes
d'anisoplanétisme, introduisent aussi dans le système erreurs, bruits et limitations. Citons les
erreurs d'ajustement et de sous modélisation dues à la géométrie et à la précision des miroirs
correcteurs (qui ne peuvent pas reproduire parfaitement un front d'onde quelconque). Les
erreurs de discrétisation, dues principalement au traitement numérique en certains points de
mesures (spatiaux et temporels) de phénomènes physiques continus et les erreurs de souséchantillonnage dues à une utilisation des systèmes trop près voire au delà de leurs limites
(turbulence trop rapide mesurée trop lentement, turbulence de diamètre de cohérence trop
petit pour un nombre de sous-pupilles d'analyse trop faible, ...). Le nerf de la guerre, que
livrent les ``adaptivopticiens'' contre la turbulence est bien finalement la chasse au bruit, au
meilleur rapport signal/bruit global. Tout se résume finalement en la nécessité d'adapter
(d'optimiser) autant que possible les caractéristiques du système pour qu'un nombre suffisant
de photons soient correctement mesurés, fournissant un signal suffisamment significatif pour
permettre de commander sans trop d'erreur et assez prestement les miroirs correcteurs.
Figure 11 Illustration de l'utilité et fonctionnalité de l'optique adaptative
La figure ci-dessus illustre de façon saisissante la précision que procure l’optique adaptative.
Il s'agit de l'observation du centre galactique dans le proche infrarouge à 2,2 micromètres. A
gauche, l'image que l'on obtient sans optique adaptative dans un très bon site (au Mauna Kea à
Hawaï). A droite, la même image obtenue avec le système d'optique adaptative du CFHT
réalisé en collaboration entre le CFHT, l'observatoire de Paris-Meudon et le Dominion
Astronomical Observatory.
‐ 12 ‐ Alain Meyer Optique Annexe Source http://www.imcce.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pages4/448.html
http://www.demailly.com
http://www.eso.org/projects/aot/
http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/
http://www.lesia.obspm.fr/
http://citeseer.ist.psu.edu/old/396655.html
http://www.leg.ensieg.inpg.fr/machines/theses/Cugat/HDR3miroir.pdf
Commande optimale en optique adaptative classique et multiconjuguée
Thèse de Brice Le Roux
Micro-miroirs déformables pour l’optique adaptative de prochaine génération :
Caractérisation et simulation
Thèse d’Arnaud Liotard
Présentation optique adaptative Lorenzo Zago
‐ 13 ‐ février 2009