Polissage actif de miroirs toriques pour l’instrument Vlt-Sphere

Polissage actif de miroirs toriques pour
l’instrument Vlt-Sphere

La technique d’optique active employée pour la réalisation des miroirs toriques de Sphere (Sec.1) est présentée dans ce chapitre. An d’atteindre les précisions extrêmes requises (Sec.2), nous avons développé une technique spécique de polissage sous contrainte. Après avoir présenté l’état de l’art des déformations toriques d’un miroir (Sec.3), nous nous attacherons à minimiser les déformations d’ordre supérieur par une optimisation analytique et numérique de la géométrie et des distributions d’épaisseur du substrat utilisé (Sec.4). Ces calculs sont appliqués au miroir torique le plus imposant du train optique, et validés par fea. De plus, une monture originale a été développée an de compenser les déformations sous poids propre du miroir sur le banc optique de Sphere (Sec.5). 3.1 Sphere et la recherche d’exoplanètes Le but scientique de l’instrument de seconde génération Vlt-Sphere 1 [Beuzit et al 2005], est l’imagerie par détection directe et la spectroscopie d’exoplanètes de type Jupiters chauds autour d’étoiles proches (∼ 100 parsecs), en utilisant une combinaison de technologies optiques et de traitement d’images avancées. Les techniques d’optique adaptative extrême (xao) de l’instrument Saxo2 [Fusco et al 2006], placées dans le train optique principal, permettent de s’aranchir des eets de la turbulence atmosphérique pour résoudre une planète, tout en stabilisant l’image sur un coronographe à masque de phase [Rouan et al 2000] an d’éteindre le signal de l’étoile hôte. Le faisceau est alors dirigé vers les trois modules qui sont Zimpol le polarimètre imageur, ifs4 le spectrographe à intégrale de champ [Antichi 2006], et le module imageur principal Irdis5 [Vigan et al 2007]. La correction de la turbulence doit permettre d’atteindre un rapport de Strehl supérieur ou égal à 90 % en bande H (entre 1.3 et 2µm), an que le coronographe puisse éteindre le signal de l’étoile hôte pour atteindre des contrastes de 10−6 à 10−10. Une telle performance n’est possible qu’en corrigeant un très grand nombre de modes (∼ 1400), à très haute fréquence (1.2kHz), et en optimisant tous les paramètres qui composent une optique adaptative, depuis le miroir déformable jusqu’au détecteur, en passant par les surfaces optiques qui relaient le faisceau, point que nous détaillons dans la section suivante. 

Spécications des miroirs toriques de Sphere

Les spécications de surface des miroirs toriques sont extrêmement critiques, tant au niveau des défauts de basses fréquences que de hautes fréquences spatiales. Dans le domaine des basses et moyennes fréquences, c’est à dire avant la limite de Nyquist reliée au pas inter-actionneurs, les défauts de surface peuvent être corrigées par le miroir déformable, comme il a été vu pour le Vlt-Dsm au chapitre précédent. Ce budget d’erreur a néanmoins été réduit au minimum au vu de la performance attendue en terme de rapport de Strehl. Par exemple, la précision requise sur les rayons de courbure de ces miroirs est de 3.2. Les miroirs toriques dans l’instrument Vlt-Sphere 81 l’ordre du millième. Au niveau des erreurs de hautes fréquences, non-corrigibles par le système d’ao, les défauts locaux et discontinuités de surface créent des speckles résiduels sur l’image, entraînant une perte de contraste. Là encore, au vu de la performance souhaitée du système, il est primordial de réduire cet eet au minimum. La table 3.1 récapitule les spécications sur ces miroirs en termes d’encombrement, de qualité de surface, de tolérance de forme, ainsi que les termes de Zernike à générer sur la surface.