Etude d'un nouveau concept d'analyse de front d'onde en plan focal appliqué à l'optique adaptative en astronomie PDF Download
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Book Description
L'avènement des Extremely Large Telescopes (ELT) est imminent. Cette nouvelle génération de télescopes ouvrira la voie vers des observations astronomiques toujours plus fines. Les futurs instruments nécessitent des optiques adaptatives de plus en plus sophistiquées pour corriger les effets de la turbulence et atteindre les performances requises. L'analyse de front d'onde est un élément fondamental de l'optique adaptative. Les analyseurs requièrent un flux relativement élevé pour être efficaces, notamment lors de l'estimation de hauts ordres, qui sont nécessaires pour obtenir une bonne correction. Comme le ciel est pauvre en étoiles brillantes, on utilise souvent des étoiles laser, produites par excitation d'un volume de sodium dans la haute atmosphère. Malheureusement, on ne peut pas estimer correctement un tip/tilt avec ces étoiles artificielles. De plus, le focus mesuré est biaisé à cause de l'instabilité en altitude de la couche de sodium. La mesure de ces trois aberrations doit donc pouvoir être faite sur une étoile naturelle de très faible luminosité. On peut alors se demander quelle stratégie adopter pour l'analyse des bas ordres à faible flux. De manière plus générale, les techniques d'analyse de front d'onde sont en pleine évolution pour répondre aux nouveaux besoins de l'optique adaptative. Il est donc important de comparer les stratégies d'analyse en terme de sensibilité et de dynamique. La thèse s'appuie sur un nouveau concept d'analyseur de surface d'onde : LIFT (LInearized Focal-plane Technique). Cet analyseur permettra d'estimer le tip/tilt et le focus sur une étoile naturelle faible, afin de compléter l'analyse faite sur les étoiles lasers, de façon plus efficace qu'avec les moyens actuels. Le premier but de la thèse est d'optimiser et de valider LIFT expérimentalement. Pour cela, j'ai d'abord étudié les propriétés de convergence de l'algorithme et la propagation du bruit afin de déterminer les paramètres optimaux. J'ai ensuite testé le concept de LIFT en laboratoire sur des phases statiques, puis sur le ciel grâce au système d'optique adaptative du télescope Gemini Sud, GeMS. La linéarité de l'estimation malgré la présence de hauts ordres résiduels, dus à la correction imparfaite de l'optique adaptative, a été validée en boucle ouverte, et nous pouvons maintenant envisager une validation finale en intégrant LIFT dans une boucle fermée. Dans un deuxième temps, j'ai étudié la propagation du bruit dans un analyseur dérivé de LIFT, le Shack-Hartmann LIFTé. Cet analyseur divise la pupille à l'aide de micro-lentilles astigmatiques, et une estimation par LIFT est faite dans chaque sous-pupille. Il permettra une estimation de hauts ordres plus précise qu'avec un Shack-Hartmann classique. Le dernier objectif est de comparer les analyseurs existants, en termes de propagation de bruit, pour l'estimation sur étoile naturelle des bas ordres d'une part, cas d'application de LIFT, et des hauts ordres d'autre part, dans le cas d'une optique adaptative extrême par exemple. Cette étude permet de motiver l'utilisation de LIFT et du Shack-Hartmann LIFTé dans des systèmes d'optique adaptative.
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L'avènement des Extremely Large Telescopes (ELT) est imminent. Cette nouvelle génération de télescopes ouvrira la voie vers des observations astronomiques toujours plus fines. Les futurs instruments nécessitent des optiques adaptatives de plus en plus sophistiquées pour corriger les effets de la turbulence et atteindre les performances requises. L'analyse de front d'onde est un élément fondamental de l'optique adaptative. Les analyseurs requièrent un flux relativement élevé pour être efficaces, notamment lors de l'estimation de hauts ordres, qui sont nécessaires pour obtenir une bonne correction. Comme le ciel est pauvre en étoiles brillantes, on utilise souvent des étoiles laser, produites par excitation d'un volume de sodium dans la haute atmosphère. Malheureusement, on ne peut pas estimer correctement un tip/tilt avec ces étoiles artificielles. De plus, le focus mesuré est biaisé à cause de l'instabilité en altitude de la couche de sodium. La mesure de ces trois aberrations doit donc pouvoir être faite sur une étoile naturelle de très faible luminosité. On peut alors se demander quelle stratégie adopter pour l'analyse des bas ordres à faible flux. De manière plus générale, les techniques d'analyse de front d'onde sont en pleine évolution pour répondre aux nouveaux besoins de l'optique adaptative. Il est donc important de comparer les stratégies d'analyse en terme de sensibilité et de dynamique. La thèse s'appuie sur un nouveau concept d'analyseur de surface d'onde : LIFT (LInearized Focal-plane Technique). Cet analyseur permettra d'estimer le tip/tilt et le focus sur une étoile naturelle faible, afin de compléter l'analyse faite sur les étoiles lasers, de façon plus efficace qu'avec les moyens actuels. Le premier but de la thèse est d'optimiser et de valider LIFT expérimentalement. Pour cela, j'ai d'abord étudié les propriétés de convergence de l'algorithme et la propagation du bruit afin de déterminer les paramètres optimaux. J'ai ensuite testé le concept de LIFT en laboratoire sur des phases statiques, puis sur le ciel grâce au système d'optique adaptative du télescope Gemini Sud, GeMS. La linéarité de l'estimation malgré la présence de hauts ordres résiduels, dus à la correction imparfaite de l'optique adaptative, a été validée en boucle ouverte, et nous pouvons maintenant envisager une validation finale en intégrant LIFT dans une boucle fermée. Dans un deuxième temps, j'ai étudié la propagation du bruit dans un analyseur dérivé de LIFT, le Shack-Hartmann LIFTé. Cet analyseur divise la pupille à l'aide de micro-lentilles astigmatiques, et une estimation par LIFT est faite dans chaque sous-pupille. Il permettra une estimation de hauts ordres plus précise qu'avec un Shack-Hartmann classique. Le dernier objectif est de comparer les analyseurs existants, en termes de propagation de bruit, pour l'estimation sur étoile naturelle des bas ordres d'une part, cas d'application de LIFT, et des hauts ordres d'autre part, dans le cas d'une optique adaptative extrême par exemple. Cette étude permet de motiver l'utilisation de LIFT et du Shack-Hartmann LIFTé dans des systèmes d'optique adaptative.
Author: Magalie Nicolle Publisher: ISBN: Category : Languages : en Pages : 363
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Several points restrict the efficiency of the wavefront analysis of actual adaptive optics (AO) systems. The mains ones are the measurement noise and the anisoplanatism. Together, they reduce to a few percents the sky coverage of the instruments assisted by AO. For this reason, rising generation of AO systems aims at the very high performance (implying in particular low measurement noise) and/or the widening of the corrected field. For these wide field AO systems, it is essential to use several directions of analysis. The wavefront analysis problem is then articulated around three items : the available guides stars, the considered wavefront sensing concept and quality of the wavefront sensors measurements. The purpose of this PhD thesis is to study each one of these three aspects. Hence a redefinition of the concept of sky coverage is proposed for wide field AO. The definition suggested here takes into account the number of guide stars and their magnitude, but also the fraction of the scientific field that is really covered, the considered wavefront sensing concept and the expected performance of the instrument. Concerning the wavefront sensing concepts, a comparative study of the Star Oriented and Layer Oriented concepts is presented and an optimization is proposed for each one, leading to very close performance. Finally, a comparison of different wavefront slope estimators is proposed for the Shack-Hartmann wavefront sensor. In particular, a weighted center of gravity estimator is studied, that offers a good robustness to noise and good properties of linearity. This last study is usefull as well for wide field AO as for very high performance AO.
Author: Olivier Martin (auteur d'une thèse d'astronomie et astrophysique) Publisher: ISBN: Category : Languages : fr Pages : 0
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L'avènement des télescopes de classe de 30 à40 m va permettre l'étude de la formation et l'évolution des galaxies primordiales de l'univers. Le concept d'optique adaptative multi-objet (MOAO) a alors été proposé pour la conception des futurs spectrographes de l'E-ELT. Cette technique repose sur un contrôle en boucle ouverte du miroir déformable, et sur la reconstruction tomographique du front d'onde dans les directions d'intérèts. La MOAO a donc besoin d'être validée sur le ciel, c'est le rôle du démonstrateur CANARY. Cet instrument est doté de voies d'analyse du front d'onde sur des étoiles guides naturelles et lasers. À partir des mesures de ces analyseurs, l'algorithme Learn&Apply estime les mesures d'un analyseur sur l'axe, communément appelé le Truth Sensor, pour piloter le miroir déformable de CANARY. Le but de l'expérience est alors de démontrer la faisabilité technique de la MOAO, et de chiffrer les performances de CANARY sur le ciel. Cette thèse a pour but de donner des éléments de réponse aux interrogations actuelles concernant la MOAO. Ce manuscrit donne une extension et une analyse détaillée de la synthèse du reconstructeur tomographique avec étoiles lasers. La modélisation complète d'un système MOAO y est discutée et validée. La thèse a consisté à recueillir des données sur le ciel de CANARY au WHT, puis à les exploiter pour évaluer les performances de la MOAO sur le ciel. Une analyse statistique de la profilométrie de la turbulence et des performances est discutée, notamment pour évaluer l'impact de la tomographie et des étoiles laser.
Author: Vincent Deo Publisher: ISBN: Category : Languages : fr Pages : 0
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Les années 2020 vont voir la mise en route des extrêmement grands télescopes (ELT), et avec eux une révolution dans l'astronomie optique. Ces télescopes, de diamètres de 24 à 39 mètres, offriront à la communauté scientifique une qualité d'imagerie d'un ordre de grandeur supérieure aux meilleurs observatoires actuels. Néanmoins, les télescopes au sol sont naturellement limités par la turbulence atmosphérique : de la résolution théorique de l'ELT de quelques mas, les taches image sont brouillées jusqu'à atteindre environ une seconde d'arc de largeur.L'optique adaptative (OA) se propose de compenser en temps réel l'effet de la turbulence atmosphérique, mesurant cette dernière sur des étoiles guides et agissant sur le front d'onde à l'aide de miroirs déformables. Elle est absolument indispensable pour garantir la performance scientifique de tous les grands télescopes terrestres. L'OA reste limitée en termes de couverture de ciel, et il est nécessaire de pouvoir l'asservir sur les étoiles les plus faibles possibles ; ceci promeut le développement d'analyseurs de surface d'onde toujours plus sensibles, dont l'analyseur pyramide (PWFS), qui profite aussi de détecteurs disponibles plus efficaces. Ainsi les étoiles plus faibles, jusqu'à une à trois magnitudes supplémentaires, peuvent encore guider l'OA.Le PWFS reste une technologie en cours de maturation, et cette thèse s'inscrit parmi les recherches conduites pour amener ce senseur jusqu'aux ELT malgré ses limites : défauts d'usinage et d'alignement ; et un comportement non-linéaire. Ce dernier provoque d'importantes baisses de performance en conditions de mauvais seeing.D'une part, cette thèse présente la mise en œuvre sur banc d'optique d'un démonstrateur d'OA à l'échelle des ELT : caractérisations et étalonnages des composants spécifiques au PWFS à haute résolution, jusqu'à la mise en œuvre d'une boucle fermée complète sur un télescope simulé de 18 mètres de diamètre.D'autre part, l'essentiel de ces travaux portent sur la conception d'algorithmes de contrôle et de lois de commande, théoriquement, en simulation, et sur banc, afin d'exploiter au maximum les capacités du PWFS. On propose une analyse des défauts du PWFS, et une modification du contrôle qui permet de relaxer fortement les contraintes de fabrication et de généraliser l'approche à d'autres senseurs, comme le PWFS à 3 faces. Pour ces PWFS, on met en place une étude systématique des non-linéarités, qui permet de définir une méthode de compensation au premier ordre en fonction des conditions turbulentes, et respectant les contraintes opérationnelles.Ces travaux aboutissent finalement à la conception d'un algorithme d'asservissement de second niveau, qui permet d'optimiser les paramètres du contrôleur de l'OA en temps réel, à partir de la seule télémétrie existante. Quelles que soient les conditions d'observation, il devient possible d'ajuster la loi de commande pour obtenir un contrôle optimisé à travers le PWFS, sans a priori et sans intervention aucune.
Author: Isabelle Mocoeur Publisher: ISBN: Category : Languages : en Pages : 255
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Optical interferometry allows to reach the resolution of a large instrument by coupling several sub-apertures of lower diameter. However, this method requires a very accurate control of the optical paths, especially the differential aberrations between the apertures (so-called cophasing operation). In this context, focal-plane sensors as phase retrieval or phase diversity techniques (based respectively on the acquisition of one or at least two images aberrated with a known phase) appears to be an advantageous solution with a very simple opto-mechanical setup. However, these estimators are iterative and consequently potentially time-consuming. In this manuscript, we propose new algorithms which are well-suited for real-time cophasing on extended objects. We demonstrate that a quadratic criterion can be derived, which allows to express the solution under a simple analytical form. We also show that the expression of this new criterion can be obtained in the case of small phase perturbations considering a linear expression of the optical transfer function. The performance we obtained on simulated data demonstrates the possibility of using the analytic algorithms in a closed-loop system at low fluxes and restoring the observed object as well. Experimental validations of both iterative and analytic estimators for various projects confirm that the focal plane approach now can be used for the cophasing of complex phased-array systems.
Author: Jean-Marc Conan Publisher: ISBN: Category : Imaging systems in astronomy Languages : fr Pages : 341
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L'OPTIQUE ADAPTATIVE CORRIGE EN TEMPS REEL LES EFFETS DE LA TURBULENCE ATMOSPHERIQUE ET PERMET D'OBTENIR DES IMAGES A HAUTE RESOLUTION AVEC DES INSTRUMENTS ASTRONOMIQUES DE GRANDES DIMENSIONS. APRES UNE ANALYSE THEORIQUE DE L'EVOLUTION TEMPORELLE DES FRONTS D'ONDE TURBULENTS, NECESSAIRE A UNE BONNE MODELISATION DU SYSTEME D'OPTIQUE ADAPTATIVE, J'ETUDIE LA QUALITE DES IMAGES DONNEES PAR UN TEL SYSTEME ; LA CORRECTION DEVIENT PARTIELLE POUR LES FAIBLES LONGUEURS D'ONDE D'IMAGERIE OU LORSQUE LES CONDITIONS DE TURBULENCE SONT PARTICULIEREMENT SEVERES. UNE SIMULATION NUMERIQUE RIGOUREUSE DU SYSTEME D'OPTIQUE ADAPTATIVE PERMET D'ILLUSTRER LES RESULTATS THEORIQUES. JE COMPARE ENSUITE LE RAPPORT SIGNAL A BRUIT DE L'IMAGERIE LONGUE POSE ET DES TECHNIQUES SPECKLES EN PRESENCE DE CORRECTION PAR L'OPTIQUE ADAPTATIVE. JE MONTRE QUE CES DERNIERES SONT PARTICULIEREMENT ADAPTEES AUX CAS DE CORRECTIONS TRES PARTIELLES ALORS QUE L'IMAGERIE LONGUE POSE DOIT ETRE PLUTOT RESERVEE AUX CAS DE BONNES CORRECTIONS. QUELLE QUE SOIT LA TECHNIQUE UTILISEE, LA RESTITUTION D'UN OBJET A UNE RESOLUTION PROCHE DE LA DIFFRACTION NECESSITE UN TRAITEMENT D'IMAGE A POSTERIORI. JE DISCUTE ESSENTIELLEMENT DES TECHNIQUES DE DECONVOLUTION APPLICABLES AUX IMAGES LONGUE POSE OBTENUES EN OPTIQUE ADAPTATIVE: DECONVOLUTION EN AVEUGLE, OU UTILISANT UNE ESTIMATION DE LA FONCTION D'ETALEMENT DE POINT A PARTIR DES DONNEES DE L'ANALYSEUR DE FRONT D'ONDE OU D'UNE IMAGE D'ETOILE DE CALIBRATION. DE CES RESULTATS OBTENUS EN IMAGERIE A UN TELESCOPE JE DEDUIS LES PERFORMANCES D'UN INTERFEROMETRE CONSTITUE DE GRANDS TELESCOPES EQUIPES DE SYSTEMES D'OPTIQUE ADAPTATIVE. J'ESTIME NOTAMMENT LE RAPPORT SIGNAL A BRUIT SUR LES VISIBILITES MESUREES EN LONGUE POSE OU EN TECHNIQUE SPECKLE
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Les coronographes modernes offrent aujourd'hui la possibilité de bénéficier d'un très haut contraste et de la pleine résolution angulaire offerte par la classe des télescopes 8-10 mètres, permetant ainsi l'observation directe de la zone interne des système planétaires proches. SCExAO (Subaru Coronographic Extreme AO), fait partie de cette nouvelle génération d'inistrument dit à très haut contraste composé de techniques coronographiques avancées, il permettra l'observation directe d'exoplanètes au plus proche (1 L/D) de leur étoile hôte. Composés de systèmes optiques insolites, les instruments à très haut contraste nécessitent une parfaite calibration et correction des erreurs de front d'onde notamment aux bras ordres. Afin de compléter l'analyseur de surface d'onde (ASO) infrarouge qui contrôle une monture tip-tilt sur laquelle repose un miroir déformable de type MEMS, ma mission au cours de ma thèse fut de développer l'ASO visible haute sensibilité de SCExAO. Pour réaliser ce défit passionnant, j'ai développé deux ASO au cours de mon étude : - un ASO de type pyramide non modulée, permettant un gain de sensibilité sur la pyramide modulée aujourd'hui utilisée sur les plus performants AO), - un analyseur de surface d'onde de type courbure non linéaire qui permettra bientôt de maximiser la sensibilité de mesure des aberrations de bas ordres. Après une présentation de la voie de l'ASO visible de SCExAO développée au cours de ces trois dernières années, incluant une description du premier prototype d'analyseur de courbure non linéaire de l'instrument, je présenterai les résultats encourageants obtenus en laboratoire de la première pyramide non modulée de Subaru.
Author: Stephan Harder Publisher: ISBN: Category : Languages : fr Pages : 0
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La résolution angulaire des observations à partir du sol est limitée par la turbulence atmosphérique qui déforme aléatoirement le front d'onde de la lumière d'un objet céleste. L'optique adaptative a été développée pour corriger cette déformation en temps réel. Cependant, cette correction n'est souvent que partielle, et une déconvolution de l'image s'impose dans le but d'effectuer une photométrie de bonne précision. La première partie de ce manuscrit est consacrée à l'estimation de la réponse impulsionnelle pour le système d'optique adaptative adonis du télescope de 3.6 m de l'eso. La variabilité des conditions atmosphériques rend difficile sa calibration par l'observation d'une source quasi-ponctuelle. Pour cela, j'ai utilisé la méthode développée pour le système d'optique adaptative pueo, qui estime la réponse impulsionnelle à partir des mesures de son senseur de courbure, et je l'ai adaptée au système adonis (base sur un senseur de shack-hartmann). J'ai appliqué la méthode à des données obtenues dans différentes conditions atmosphériques et je discute ses limites. En particulier, le modèle ne peut pas reproduire une certaine aberration variable dont l'origine est probablement due à la présence d'une turbulence locale et non-stationnaire. Cette turbulence est clairement mise en évidence par le comportement spatial et temporel de la phase résiduelle. Dans la deuxième partie de cette thèse, je présente et discute les résultats d'une étude sur la variabilité photométrique des Etoiles yy orionis qui sont des étoiles jeunes montrant dans leurs spectres la signature de l'accrétion de matière. En particulier, une variabilité photométrique a pu être détectée pour l'étoile yy ori. J'interprète cette variabilité par la présence d'une tache chaude relativement importante sur la surface de l'étoile, apparaissant et disparaissant périodiquement au cours de la rotation stellaire.
Author: Cédric Plantet
Author: Cédric Plantet
Author: Florence Pouplard
Author: Magalie Nicolle
Author: Olivier Martin (auteur d'une thèse d'astronomie et astrophysique)
Author: Bertrand Denolle
Author: Vincent Deo
Author: Isabelle Mocoeur
Author: Jean-Marc Conan
Author: Christophe Clergeon
Author: Stephan Harder