Cours Master OPSI Option OP UE 8 : Optique pour l'Instrumentation Astronomique Module

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Cours Master OPSI Option OPUE 8 Optique pour
l'Instrumentation Astronomique Module  Optique
Adaptative  2ième partie Optique Adaptative
principe et résultats

• Thierry Fusco
• Département dOptique Théorique et Appliquée
  ONERA, Châtillon
• thierry.fusco_at_onera.fr
• Tél. [phone]

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Plan du cours (2ième partie)

• Principes de loptique adaptative
• Miroirs déformables
• Analyseurs de surface donde
• Calculateurs temps réels
• Dimensionnement dune optique adaptative
• Un exemple de réalisation NAOS
• Limitations de loptique adaptative et nouveaux
  concepts
• Optique adaptative et futurs télescopes géants !

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(No Transcript)
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Image perturbée par la turbulence

• Images limitée par la diffraction dégradée par
  la turbulence

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Ordres de grandeur
Résolution théorique dun télescope l/D 0,01
sec. darc pour D 10 m à l 0,5 µm Limite de
résolution imposée par la turbulence seeing
l/ro avec ro diamètre de Fried (a l6/5) 1 sec.
darc pour ro 10 cm à 0,5 µm (60 cm à 2,2 µm)
Temps de corrélation to 0,314 ro/v avec v
vitesse transverse du vent 3 ms à 0,5 µm pour v
10 m/s (18 ms à 2,2 µm)
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Formation des images dégradées par la turbulence

• Champ incident sur la pupille de linstrument
• - effet dominant fluctuations de la phase j? de
  londe
• - effet négligeable fluctuations damplitude de
  londe (scintillation)
• Fonction de transfert optique (FTO) turbulente
  longue pose donnée par

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Principe de loptique adaptative
Splitting Plate
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Schéma de principe dun système doptique
adaptative
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Miroirs deformables

• Besoin Corriger le front donde
• Compenser des défauts de phase

• le nombre de degrés de liberté (i.e.
  dactionneurs)
• - la dynamique temporelle (Bandwidth, khz)
• la dynamique des actionneurs (stroke en µm)
• forme des actionneurs (fonction dinfluence)
• le type de fonctionnement (BF, BO) -gt linéarité
• la taille de la pupille (dimensionnant pour
  l'instrument considéré)

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Miroir déformable à actionneurs discrets

• Actionneurs piézoélectriques discrets à empilement

Nombre actionneurs 200, bande passante gt 10kHz,
course mécanique 10µm PV
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Miroir déformable de type bimorphe

• Electrodes déposées entre deux plaques
  piézoélectriques
• Effet bimorphe local pour chaque électrode
  commandée

Nombre actionneurs lt 100, bande passante lt 1kHz,
grande course
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Miroir déformable nouveaux développements

• Faible émissivité, grand nombre dactionneurs,
  taille réduite
• Miroir à actionneurs piézoélectriques discrets
• 1300 en projet, pas interactionneur 5mm
• Secondaires adaptatifs Observatoire dArcetri
  (Italie)
• voice coil, miroir coque mince, pas
  interactionneur 3cm
• LBT 672 act., en projet gt 1000
• Micro-miroirs (MOEMS)
• pas interactionneur lt 1mm
• Europe OKO US Boston Micromachine 1000
  act.
• Observatoires de Grenoble et de Marseille
• - actionneurs électrostatiques (en dév.) ou
  magnétiques (52 act.)
• - miroir membrane collée aux actionneurs
• difficulté course
• Développement européen 2000 act.
• Cristaux liquides lents, bande spectrale
  étroite

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Analyse de front donde en astronomie

• Besoin
• Faire lanalyse sur des objets faibles, des
  objets étendus
• Utiliser une bande spectrale très large
• Mesurer un front donde en lumière incohérente
• En optique pas de détecteur de la phase
• Donc coder la phase en variations dintensité
• Analyseur plan focal
• sur limage (méthodes non-linéaires), diversité
  de phase
• Analyseur plan pupille
• Interférométrie (différences de phase codées en
  franges)
• Optique géométrique (rayons lumineux orthogonaux
  au front donde)

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Principe de lanalyseur de front
dondeShack-Hartmann

• Plan pupille Plan focal

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(No Transcript)
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Principe de lanalyseur à pyramide

• Pyramide projetant 4 images de la pupille sur un
  CCD

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(No Transcript)
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Principe de lanalyseur de courbure (F. Roddier)
L

• Plans de mesure

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(No Transcript)
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Propriétés des analyseurs de front donde

• De par leur principe
• Achromatique
• Bande spectrale très large (celle du détecteur)
• Objets étendus (très étendus pour un SH)
• Très grande sensibilité
• Peu sensible à la scintillation
• Caractéristiques instrumentales
• Utilisation de CCD très faible bruit à haut
  rendement quantique
• 4 pixels minimum par sous pupille
• Ajustement de la dynamique ou sensibilité
  (focale, distance, modulation)

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(à la diffraction)
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(No Transcript)
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(hypothèse de linéarité)
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Méthode des moindre carrés
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Principe de la commande dune optique adaptative
Analyseur de Front d Onde
Calculateur temps réel
Miroir déformable
Mesures mi
Tensions Ci
Commande spatiale ci B mi Commande
temporelle Ci Ci-1 g ci

• Calibration matrice dinteraction D par m D c
• B matrice de commande pseudo inverse de D
• par minimisation de lerreur de phase

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(No Transcript)
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Calculateurs temps réels

• Besoins
• Transformation mesure -gt commande
• Correction de la (des) quantité dintérêt
  (turbulence, vibrations, NCPA)
• Sortie de données (estimation de performance, de
  paramètres )
• Fréquence et retard pur
• Fréquence issue du dimensionnement système
• Et des capacités technologiques (capacités du
  calculateur, complexité)
• Le retard pur doit être minimisé pour réduire
  lerreur temporelle

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Calculateurs temps réels
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Calculateurs temps réels

• Loi de commande
• Définie par rapport à un critère de performance
• Si possible privilégier une analyse globale du
  problème de commande
• Si possible privilégier aussi les solutions
  simples et maîtrisées
• Issue dun compromis optimalité/complexité/robuste
  sse
• Besoins en remises à jour/identification ?
• Senseurs auxiliaires
• NCPA
• Vibrations
• Chromatisme (P, T, Differential TT sensor)
• Pupille
• Cn² , wind profile, r0

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Perturbations turbulentes et correction par
optique adaptative
Imagettes SH Image plan focal
Turbulence
Correction
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Quelques rappels
Energie cohérente
Ec
Strehl Ratio
PSF
FWHM
Airy
Energie Encerclée (EE) (en dans mas²)
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Réponse impulsionnelle longue pose en optique
adaptative
Télescope 8m, ro 1m, v 10m/s Système dOA
185 actionneurs, fréquence 440 Hz
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Fonction de transfert optique en optique
adaptative

• Information spatiale restituée jusquà D/l

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Les différents estimateurs de performances en OA

• Variance résiduelle (s2)
• Rapport de Strehl (SR)
• Lien Rapport de SR et variance résiduelle (Ec)
• Largeur à mi-hauteur (FWHM)
• Energie Encerclée / Encadrée (EE)
• Profil de PSF (profil coronographique)
• Et plein dautres en fonction des
• besoins systèmes et scientifiques

Performances génériques
OA tomographique pour étude des galaxies
OA extreme
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Les différents estimateurs de performances en OA
Mad results

• Ou optimiser / mesurer les performances ?
• Sur axe (OA classique / XAO)
• dans un champ donné
• (OA tomographique)
• Perf min / max
• Perf moyenne
• Homogénéités

OA classique MCAO
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(No Transcript)
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Budget derreur Les compromis nécessaires
Nact- Fsamp- Dl
GAINS PERTES

• Nact
• Fsamp
• Dl (WFS-im)

• Zone de correction µNact
• Perf (var) µ(Nact)5/6
• ä Perf µ(Fsamp)2
• Effet de bruit µ Dl-2
• Bande spectrale de lASO
• Detecteur visible
• Gain en mag. limite
• ä Perf

• Flux ASO µ (Nact)
• ð Perte en mag. limite
• æ Flux ASO µ(Fsamp)-1
• ð Perte en mag. limite
• Effets chromatiques
• æ Perf

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

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Dimensionnement dune optique adaptative

• Un exemple pour un télescope de 8 m de diamètre
• Turbulence ro 10 cm dans le visible, vent v
  10 m/s
• Pour une bonne qualité de correction (SR70)
• Nombre dactionneurs (ou de sous-pupilles) (D
  / ro)2
• 6400 à 0,5 µm 200 à 2,2 µm
• Fréquence déchantillonnage temporelle 10 v /
  ro
• 1000 Hz à 0,5 µm 200 Hz à 2,2 µm

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NAOS, la première optique adaptative du VLT

• Collaboration ONERA, Observatoire de Paris et
  Observatoire de Grenoble
• Contrat European Southern Observatory
• Installation sur le 4ième télescope de 8m de
  diamètre du VLT au foyer Nasmyth
• Première lumière en novembre 2001
• Ouvert aux astronomes européens depuis octobre
  2002

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Le VLT au mont Paranal (Chili)
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Un télescope du VLT et vue de la plateforme
Nasmyth
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NAOS en quelques mots, chiffres...

• Miroir déformable à 185 actionneurs (Cilas)
• Miroir de pointage de résolution 2,1 mas sur le
  ciel
• 5 séparatrices sélectionnables (dichroïques ou
  semi-transparentes)
• Deux analyseurs SH de front donde Vis 0,45 - 1
  µm, IR 0,8 - 2,5 µm
• nombre de sous-pupilles 144 et 36
• Sélecteur de champ de létoile guide dans 2
  arcmin
• compensation de dérives
• Bande passante temporelle de la FT derreur à 0dB
  27 Hz
• Optimisation de la commande en fonction du RSB
  mode à mode
• Mesure en ligne des conditions (seeing, qualité
  de correction)
• Complètement automatique et intégré dans le
  système de gestion du VLT

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Echantillonnage de la pupille
144 sous pupilles utiles

• 185 actionneurs

Obstruction centrale
Pupille du télescope
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Linstrument NAOS

• Poids 2,3 tonnes
• Supporte la caméra
• de 800 kg
• Tourne autour de laxe
• optique pour la dé-rotation
• de champ

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NAOS sur le VLT UT4 au foyer Nasmyth
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NAOS (et CONICA) au foyer Nasmyth du VLT

• NAOS

CONICA
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Exemple de correction temps réel par NAOS

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

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Surface de la Lune à l 2,3 microns
26 45 km
Image corrigée par NAOS
Image brouillée par la turbulence
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Saturne
H and Ks20s 24s54mas/pixseeing 1servo on
Thetys
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NGC 3603
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VLT/NAOS Ks, 300s 27 mas /pix Sr 56
HST/WFPC I, 400s
VLT-ISAAC K, 30mn
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Compagnons faibles proches d une étoile brillante
Bande Ks, pose 150 s Coronographe
0,7 arcsec Séparation 2,8 et 4,8 arcsec DK
12,2 et 10,2
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Première imagerie directe dune planète
extra-solaire par NAOS

• Naine brune à 70 pc
• Etoile jeune lt 10 millions dannées
• Distance Planète-étoile 0,8 arcsec (55 AU)
• Rapport de luminosité de 100
• Masse de létoile 20 fois Jupiter
• Masse de la planète 5 fois Jupiter

Chauvin et al., AA 2004 et 2005
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NAOS VLT Observation du centre galactique(R.
Schödel et al., Nature, 2002)
Orbite képlérienne de S2 (périastre 17 h lum.)
Distribution de masse SgrA trou noir Masse
de SgrA 3,6 106 masse solaire
Image composite H-Ks-L
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NAOS VLT le noyau actif de NGC 1068(D. Rouan
et al., AA, 2004)à 14,4 Mpc résolution de 4 à 8
pc
2,2 µm 3,8 µm 4,8 µm
Mise en évidence de structures de poussières
chaudes dans le noyau, dans les bras et au nord
à 50pc du centre
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Une planète autour de Beta Pictoris
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(No Transcript)
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Principe de létoile artificielle créée par laser

• But
• étendre la couverture du ciel par la création
  dune étoile artificielle brillante dans la
  direction de lobjet observé
• Solution
• rétrodiffusion résonante sur la couche
  mésosphérique de Sodium à 90 km daltitude
• Difficultés
• pas de mesure de tilt
• effet de cône
• variabilité de laltitude / concentration de la
  couche de Sodium

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Anisoplanétisme en Optique Adaptative champ de
vue limitée
Couches turbulentes à basse altitude
Couches turbulentes à haute altitude
Guide star for WFS
Image of Galactic Center (FOV 20arcsec), courtesy
D. Rouan
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Principe de loptique adaptative multi-conjuguée

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

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Example of MCAO simulation results2.2 µm,
telescope 8m
Only a few guide stars (3) and deformable mirrors
(2) required
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Conclusion et perspectives

• Optique adaptative technologie mature en
  astronomie
• la plupart des observatoires séquipent
• Strehl typique sur axe de 50 à 2,2 mm sur un 8
  m
• Nouvelle génération de systèmes sur les 8 10 m
• OA à très haut Strehl (90) VLT Planet Finder

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Réponses impulsionnelles à haute dynamique
Télescope de 8m à 2 mm
Dans lEspace
Au sol avec OA
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Conclusion et perspectives

• Optique adaptative technologie mature en
  astronomie
• tous les télescopes séquipent
• Strehl typique sur axe de 50 à 2,2 mm sur un 8m
• Nouvelle génération de systèmes sur les 8 10 m
• OA à très haut Strehl (90) VLT Planet Finder
• OA multi conjuguée pour grand champ
• Etoile laser polychromatique
• Optique adaptative des extrêmement grands
  télescopes (ELT)
• abordable à moyen terme pour des 20 - 30 m
• rupture technologique pour les 100m

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Perspectives
Les télescopes géants 30 à 42 m de diamètre