A2I2 (applications astrophysiques de l’interférométrie d’intensité)
Ce projet est un collaboration entre le groupe d’optique quantique et atomes froids de l’INstitut de PHYsique de NIce (INPHYNI) et d’astronomes du laboratoire Lagrange. Il s’agit d’une renaissance de l’interférométrie d’intensité développée par Hanbury Brown & Twiss dans les années 1960 culminant en l’interféromètre de Narrabri. Des avancées technologies dans les domaines de la photonique permettent d’augmenter la sensibilité par rapport aux experiences de Hanburry Brown & Twiss, et des réseaux importants de télescopes, qu’ils soient astronomiques (e.g. Maunakea, AT du VLTI) ou Cherenkov, existent désormais et offrent des plateformes idéales pour des bases hectométriques, voire kilométriques.
Exemples de correlation temporelle avec une base nulle (W. Guerin, A. Dussaux, M. Fouché, G. Labeyrie, J.-P. Rivet, D. Vernet, F. Vakili, R. Kaiser, 2017, MNRAS, 472, p.4126-4132.)
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AIR-FLOW
Airborne Interferometric Recombiner, Fluctuations of light at optical wavelengths, est un instrument de mesure de turbulence optique. Il est conçu pour être léger portable et tropicalisé afin de cartographier la turbulence dans ou autour des domes de télescope, de fournir une mesure quantitative pour contrôler les vannes d’aération des domes de télescopes et d’étudier des effets nuisibles à la qualité des images, tels que le Low Wind Effect. L’instrument est actuellement en cours de développement et produira des mesures de la fonction de structure de phase, afin de permettre d’identifier le type de turbulence en plus de sa force.
Logo du projet Air-Flow
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CAOS (Code for Adaptive Optics Systems)
Le "CAOS Problem Solving Environment (PSE)" est une suite logiciel sous IDL comprenant une interface graphique de programmation et des paquets scientifiques. Les paquets scientifiques actuellement distribués sont l'éponyme "Software Package CAOS" (le paquet originel de modélisation de systèmes d'optique adaptative) et le "Software Package AIRY" (un paquet de reconstruction d'images - AIRY signifiant Astronomical Image Restoration with interferometrY). Voir http://lagrange.oca.eu/caos pour plus d'informations.
Exemple de projet de simulation complet d'un système d'OA classique à l'aide du CAOS PSE.
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CATS
Depuis l’automne 2015, le site du Plateau de Calern est doté d’une station de mesure de la turbulence atmosphérique CATS (Calern Atmospheric Turbulence Station). Cette station vient répondre à des besoins réels en soutien à d’autres projets qui donneront une dynamique supplémentaire à l’Observatoire de Calern.
La station CATS est dotée d’un ensemble d’instruments complémentaires pour la mesure continue des paramètres caractéristiques de la turbulence atmosphérique. Ces instruments de nouvelle génération sont autonomes et relèvent de techniques originales permettent de mesurer la turbulence optique depuis les premiers mètres au-dessus du sol jusqu’aux confins de l’atmosphère. Il s’agit du profileur PBL/PML qui permet de mesurer les distributions verticales de la turbulence nocturne et diurne au moyen des bords lunaire et solaire. Nous avons également développé un moniteur des paramètres de cohérence du front d’onde au sol baptisé G-DIMM pour « Generalized DIMM », permettant en mode automatique de fournir des estimations du seeing, de l’échelle externe, du temps de cohérence et de l’angle isoplanétique. Afin de s’affranchir de la couche de surface, l’instrument G-DIMM est installé sur une plateforme à 4m du sol (le PBL insensible à cette couche peut rester au sol). La station CATS fonctionne en toute autonomie grâce à une caméra AllSky pour l’évaluation de la couverture nuageuse et une station météo pour la mesure des conditions météorologiques.
La station CATS est également un support pour nos activités de formation dans le cadre des Masters MAUCA et OPTIQUE, par l’organisation de travaux pratiques sur le ciel.
Station CATS à Calern.
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AOC (Adaptive Optics @ Calern)
AOC (anciennement CIAO) est un système d'optique adaptative (OA), notamment composée d'un analyseur de Shack-Hartmann 10x10 adaptatif (mode OA stellaire classique et mode grand champ planétaire), et constituant une plateforme R&D équipant le télescope C2PU-Epsilon. La première lumière technique sur le ciel a été obtenue en juillet 2017. Le mode stellaire fera l'objet d'un couplage avec HiPIC (imagerie visible+proche infrarouge), celui planétaire avec DSI/JOVIAL (imagerie Doppler de la surface de Jupiter). L'implémentation sur le ciel de l’APF-WFS (analyseur plan focal, projet KERNEL), des tests de concepts instrumentaux ultra-stable pour l'imagerie à très haute dynamique, ainsi que de contrôle/commande rapide, sont également prévus.
Télescopes C2PU (à gauche) et intégration en laboratoire de AOC (à droite).
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HiPIC (High angular resolution Post-adaptive optics Imaging at Calern observatory)
HiPIC est un système imageur visible et proche-infrarouge (jusqu'à la bande H) permettant de tester des techniques d’imagerie à haute résolution angulaire sous plusieurs régimes de turbulence et de correction par optique adaptative (OA), en particulier concernant les régimes de correction faibles en termes de rapport de Strehl (inférieur ou de l’ordre de 10%). La caméra utilisée possède une gamme de longueurs d’onde, et donc de corrections partielles post-OA, assez étendue pour pouvoir permettre de comparer différentes techniques : déconvolution d’images longue-pose, lucky imaging et techniques speckle avancées sur des images courte-pose.
Caméra installée au foyer Cassegrain du télescope C2PU-Epsilon, exemple d'image courte-pose en bande H d'une étoile binaire serrée, sans correction d'OA, puis résultats du traitement par des techniques de type speckle.
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IMAKA
Ce démonstrateur d’optique adaptative très grand champ est installé au télescope de 2,2m de l’Université d’Hawaii. Il est composé de 5 analyseurs de surface d’onde de type Shack Hartmann avec 8x8 sous-pupilles dans un champ de 24’x20’, d’un miroir déformable de type bimorphe avec 36 électrodes gracieusement prêté par le Télescope Subaru et d’un champ scientifique de 11’x11’. Pour l’intégration nous utilisons un caméra Finger Lake Instruments de 8000x6000 pixels, mais à terme le plan focal pourra accueillir une caméra Hawaii-4RG (couvrant un champ de 7’x7’, limité par la diffraction en bande H) ou une camera monolithique STA-10k de 10000x10000 pixels couvrant un champ de 11’x11’.
Schema optique du relai Offner asymétrique (proposé par C. Baranec et qui a l'avantage de n’utiliser que des miroirs sphériques (ou plans). Dans un relai traditionnel (symétrique), la pupille est sur le miroir convexe, mais en le rendant asymétrique, celle-ci est décalée par rapport à ce miroir, ce qui permet d'y placer le miroir déformable.
Résultats obtenus au télescope de 2,2m de l’Université d’Hawaii entre Janvier et Mai 2017, (F. Abdurrahman, J. Lu, M. Chun, M. Service, O. Lai, D. Fohring, D. Toomey, C. Baranec, 2018, ApJ, soumis).
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INTENSE/LOTUCE
Pour les futurs projets d’ELT, il est important de prendre en compte la turbulence due à l’environnement immédiat des télescopes si l’on veut optimiser leurs performances. D’autre part, les systèmes de ventilation et de régulation de température dans les salles blanches peuvent également être à l’origine de la turbulence. Deux instruments LOTUCE (LOcal TUrbulence Experiment) et INTENSE (INdoor TurbulENce SEnsor) ont été développés successivement pour sonder la turbulence dans les coupoles et dans les salles blanches dans le cadre de contrats respectivement avec l’ESO et Thales Alenia Space. L’instrument LOTUCE/INTENSE consiste en plusieurs faisceaux laser (plus de 4) parallèles issus d’une source (diode laser) traversant la turbulence à des endroits différents (figure ci-après). Les bases peuvent être ajustées pour mieux échantillonner la fonction covariance des fluctuations des Angles d’Arrivée (AA) qui est caractéristique du modèle de la turbulence. Une fois que les lasers traversent la zone turbulente, ils sont renvoyés par des miroirs et lames séparatrices vers un petit télescope (~ 12cm) au foyer duquel une caméra CCD est placée pour enregistrer les images des spots provenant des faisceaux lasers. Les déplacements des spots sont déterminés par une méthode barycentrique permettant de remonter aux fluctuations d’AA. Les statistiques de ces fluctuations permettent d’extraire les paramètres de la turbulence particulièrement le paramètre de Fried, le temps de cohérence et l’échelle externe. La fonction de covariance déduite des mesures est confrontée aux courbes théoriques pour statuer sur le modèle de turbulence.
Schéma de principe de l'instrument Lotuce/Intense.
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KERNEL
KERNEL est un projet qui propose d'interpréter les images produites par les instruments de haute résolution angulaire d'un point de vue interférométrique ouvrant la voie de la super-résoution. Ce point de vue permet, à partir de l'analyse de simples images de développer deux types d'applications: (1) la recherche de quantités observables robustes aux défauts de surface d'onde appelés kernels et (2) une mesure fine du front d'onde, particulièrement sensible aux aberrations de bas ordre. Bénéficiant du progrès de latechnologie, notamment celle des détecteurs, le projet développe de nouveaux cas d'utilisation, à la frontière entre l'interférométrie optique et l'imagerie haut-contraste. Le projet KERNEL est financé par le Conseil Européen de la Recherche (ERC - CoG # 683029).
L'ouverture du télescope spatial JWST est décrite comme un interféromètre constituée de 1500 sous-ouvertures. Ce modèle, permet d'extraire d'une image affectée par de faibles résidus de surface d'onde, des observables idéaux appelés kernels, qui sont ensuite comparés à un modèle de la source observée. La qualité des observables permet la détection de sources contrastées aux très faibles séparations angulaires (~lambda/D).
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MATISSE
MATISSE est le spectro-interféromètre de seconde génération de l'Observatoire de l'hémisphère sud du Very Large Télescope situé sur le plateau Chilien de Paranal dans le désert d'Atacama. L'instrument est conçu pour fonctionner dans l’infra-rouge thermique en mélangeant la lumière provenant de quatre télescopes du VLT. Le potentiel de MATISSE permettra de pousser les limites de sensibilité aux valeurs requises pour des programmes astrophysiques exigeants tels que l’étude des noyaux actifs de galaxies ou des disques protoplanétaires. Son installation à Paranal a débuté fin Octobre 2017 et s’est achevée avec succès en Février 2018 par la première lumière de l’instrument. Depuis Mars 2018 l’instrument est en cours de Commissioning. Les premiers programmes d'observation pour la période Avril-Septembre 2019 ont été définis, un des objectifs étant la valorisation au sein de la communauté internationale du potentiel de MATISSE afin d’encourager son utilisation.
Contact:
- R. Petrov, P. Cruzalebes, S. Robbe-Dubois, S. Lagarde, B. Lopez
SPEED
Le Projet SPEED est une plateforme instrumentale d’étude des méthodes d’observation en imagerie très haute dynamique avec un télescope segmenté orienté vers les très faibles séparations angulaires dans la perspectives des observatoires sol/espace de prochaine génération. Le banc combine un simulateur de télescope segmenté contrôlable de 163 segments, de l'optique de co-phasage (voie visible), et de l'imagerie haut contraste coronographique multi-DM (voie proche infrarouge). Le champ de vue scientifique est compris entre 1 et 8 éléments de résolution (lambda/D) en bande H.
Vue CAO 3D de SPEED. Code couleur : simulateur de télescope (orange), domaine visible (marron) et domaine proche infrarouge (rouge). Acronymes : miroir tip/tilt (TTM - tip/tilt mirror), paraboles hors axe (OAP - off- axis parabola), miroir segmenté (ASM - active segmented mirror), miroir déformable à membrane continue (DM - deformable mirror), miroir plat (FM - flat mirror), dichroïque (DIC), analyseur de cophasage (SCC-PS - self-coherent camera-phasing sensor), composant optique plan focal (FPM - focal plan mask), coronographe (PIAA-M1 & PIAA-M2 - phase inducced amplitude apodization mirror 1 & 2), Lyot stop (LS), caméra visible (APOGEE), et caméra proche infrarouge (RASOIR). Crédit: J. Dejonghe.
