Amélioration de la qualité des images obtenues par optique adaptative

Amélioration de la qualité des images obtenues par
optique adaptative

L’optique adaptative 

Principe et instruments

L’optique adaptative (OA) consiste à placer sur le chemin du front d’onde un miroir (le miroir déformable qui sera noté DM8 dans la suite) dont la forme reproduit la surface d’onde pour compenser les retards ou les avances de phase engendrés par la traversée de l’atmosphère, comme illustré sur la figure 1.6. La planéité du front d’onde est restaurée et les images ne sont limitées que par la taille finie du télescope : la limite de diffraction. Les différents sous-systèmes de l’OA seront décrits dans les prochaines sections. Figure 1.6: Schéma de principe de l’optique adaptative. Crédit : Observatoire de Paris–LESIA. C’est en 1953 que l’idée de compenser les déformations du front d’onde en temps réel grâce à un système d’analyse a été proposée par H. W. Babcock (Babcock 1953). Malheureusement, les technologies de l’époque n’étaient pas suffisamment avancées pour aboutir à un système opérationnel. Ce n’est qu’en 1990 que la première OA en astronomie, le projet Come-on (Rousset et al. 1990), est appliquée à des observations sur le télescope européen de 3.6 m de La Silla au Chili. Suite à ce succès, plusieurs projets virent le jour au cours des années 90 : Come-on-plus ADONIS (Rousset et al. 1994; Beuzit et al. 1997), PUEO/CFHT (Arsenault et al. 1994). Suite à ces succès, l’US Air Force déclassifie des dossiers des années 70 liés aux projets top-secrets tels que le projet Star wars. Ces projets utilisaient un système d’OA pour surveiller et identifier les satellites espions et éventuellement focaliser un faisceau laser pour les éblouir. À ce jour, la majorité des télescopes de plus de 4 m de diamètre sont équipés d’un système d’OA classique, c’est-à-dire un analyseur de surface d’onde (ASO) qui observe une source de référence, une étoile guide naturelle (NGS9 ) et un DM qui corrige la turbulence dans la direction de l’étoile. L’ASO mesure une grandeur proportionnelle aux défauts de phase. À partir de la mesure, le calculateur en temps réel calcule la commande du DM et le DM corrige la phase qui est analysée par l’ASO… Et ainsi de suite. On est en boucle fermée. Voyons à présent les différents sous-systèmes d’une OA.

Le miroir déformable

Le premier élément d’un système d’OA rencontré par la lumière est le miroir déformable. Ce miroir a la capacité de reproduire en partie la phase du front d’onde turbulent à l’instant t (Φatm♣x, tq) en se déformant. Au même instant, la phase du miroir est notée Φm♣x, tq. La correction apportée par le système n’est pas parfaite et il subsiste une phase résiduelle Φε♣x, tq. L’équation fondamentale de l’optique adaptative s’écrit donc : Φε♣x, tq ✏ Φatm♣x, tq ✁ Φm♣x, tq. (1.32) Le miroir est constitué d’une membrane réfléchissante souple qui est déformée grâce à des actionneurs. Il existe deux principaux types de miroirs : • les miroirs à actionneurs discrets de différents types (piezo-électriques, magnétiques et électrostatiques, voir Roddier 1999) constitués d’un réseau d’actionneurs collés sous la membrane. Ces actionneurs viennent pousser ou tirer, via l’application d’une tension électrique, la membrane du miroir qui forme alors une bosse ou un creux. • Les miroirs bimorphes, ou à contrôle de courbure, dans lesquels la surface réfléchissante est fixée sur deux feuilles de matériaux piézo-électriques entre lesquelles sont positionnées des électrodes. L’application d’une tension sur une électrode provoque la contraction d’une feuille et la dilatation de l’autre engendrant une courbure par l’effet bimorphe.Quelque soit le type de miroir, la dynamique des déformations engendrées par les actionneurs est limitée à quelques microns. Les modes de basculement de la phase turbulente engendrent des différences de marche de plusieurs microns. Ainsi les systèmes d’OA sont équipés d’un miroir chargé exclusivement de corriger le basculement : les miroirs tip-tilt. Ce sont des miroirs plan, fixés à une monture capable d’effectuer des rotations autour de deux axes. Ils permettent ainsi de soulager la dynamique des miroirs déformables afin de garder la course des actionneurs pour la correction des modes d’ordres élevés. Les actionneurs ne sont jamais utilisés un à un dans un système d’OA. On construit un vecteur de commande qui permet, à partir de l’excitation simultanée de plusieurs actionneurs, de reproduire les surfaces d’une base de modes plus pratique pour la représentation de la phase turbulente. Bien entendu, un miroir de dimension finie ne peut pas reproduire des modes qui ont une fréquence spatiale élevée. On comprend facilement qu’un jeu de deux actionneurs ne peut que corriger le basculement dans une seule direction et ne peut en aucun cas corriger l’astigmatisme par exemple. Le nombre de modes qui peuvent être corrigés par un DM est proportionnel au nombre d’actionneurs du miroir. La fréquence spatiale maximale de la phase qui peut être corrigée par un miroir est de l’ordre de l’inverse de deux fois la distance inter-actionneurs (pour respecter le théorème de Shannon).

L’analyseur de surface d’onde

Pour pouvoir corriger la phase à chaque instant et mettre à jour la forme du DM, il est nécessaire d’analyser la phase résiduelle afin d’en avoir une mesure. Cette mesure est réalisée par un analyseur de surface d’onde (ASO11) à partir d’une source suffisamment ponctuelle et brillante située à proximité de l’objet d’intérêt pour éviter les effets d’anisoplénétisme qui seront présentés succinctement dans la section 1.6. La mesure du front d’onde s’effectue dans les longueurs d’onde du spectre visible ou infrarouge (IR). En général, on va utiliser l’instrument scientifique dans l’IR pour obtenir la meilleure qualité d’image, le r0 étant plus grand à ces longueurs d’onde et 11WFS en anglais pour wavefront sensor  la correction étant meilleure. L’analyse se fera alors aux longueurs d’onde visibles pour conserver un nombre maximal de photons pour l’analyse et pour l’imagerie mais l’inverse est aussi possible. La correction en IR avec une analyse en visible (et inversement) est possible car la différence de marche entre deux rayons est quasiachromatique comme discuté dans la section 1.3. Il n’est pas toujours possible de faire l’analyse en visible car le nombre d’étoiles brillante dans le ciel à ces longueurs d’onde est faible. Les ASO IR sont alors très utiles pour atteindre des zones du ciel où les étoiles brillantes en visible sont rares. La séparation entre la voie d’analyse et la voie d’imagerie est assurée grâce à une lame dichroïque. Dans le cas où l’on est contraint d’utiliser la même longueur d’onde pour l’observation et l’analyse, on utilise une lame séparatrice qui transmet vers la voie d’imagerie une fraction du flux, et le reste est utilisé par la voie d’analyse. Voici une liste des principaux ASO. L’analyseur Shack-Hartmann L’analyseur Shack-Hartmann (SH) utilise une matrice de micro-lentilles pour échantillonner spatialement le front d’onde. Chaque sous-pupille (portion de la pupille créée par une micro-lentille) focalise les rayons sur un capteur CCD qui est situé au niveau du plan focal de la matrice de micro-lentilles. Lorsque le front d’onde est plan et parallèle à la matrice de micro-lentilles, on observe une étoile sur l’axe en dehors de l’atmosphère. L’image d’une telle source par une lentille convergente est une tâche d’Airy située dans le plan focal image de la lentille. Chaque micro-lentille donne alors une image située dans le plan focal image de chaque micro-lentille (voir figure 1.8). La position, de coordonnées [x, y], de l’étoile sur chaque imagette (les spots Hartmann) du CCD avec un front d’onde plan constitue le vecteur de mesures de référence. Dans le cas d’un front d’onde perturbé (figure 1.8 en bas), chaque sous-pupille va mesurer la pente locale bi-dimensionnelle (αx et αy) du front d’onde selon la figure 1.9. À la longueur d’onde de l’ASO, la position du spot sur le CCD par rapport à la position de référence nous donne directement la mesure de la pente locale du front d’onde suivant les formules, αx ✏ sx f , αy ✏ sy f , avec f la distance focale des micro-lentilles et sx (sy) le déplacement du centre de gravité du spot dans la direction x (y) sur le capteur par rapport à la référence. L’ASO de type SH mesure donc le gradient de la phase (la pente locale) sur la pupille du télescope. Les variations de la phase dont la fréquence spatiale est plus grande que la fréquence de coupure définie par la taille d’une sous-pupille ne peuvent pas être vues par le SH. Plus le nombre de sous-pupilles est grand, plus l’espace des fréquences mesurables par l’analyseur est grand.