Simulations

L’équipe mène des travaux de modélisation numérique en Optique Adaptative (OA), développés au sein du Problem-Solving Environment (PSE) Code for Adaptive Optics Systems (CAOS) et de son package scientifique éponyme, le Software Package CAOS. Cet outil a récemment bénéficié d’une refonte substantielle, incluant la modélisation de systèmes d’OA grand champ multi-références et multiconjugués, un analyseur de surface d’onde (ASO) idéal et une loi de commande sous forme de représentation d’état (Carbillet et al. 2016). Les études menées ont concerné la mise en correspondance avec le code semi-analytique PAOLA (Carbillet & Jolissaint 2012), le miroir M4 de type « secondaire adaptatif » de l’E-ELT (Carbillet et al. 2012), le dimensionnement d’un système d’OA pour le SALT Sud-Africain (Catala et al. 2012). Le PSE CAOS intègre également des outils pour la déconvolution d’images post-OA via le développement du Software Package AIRY (La Camera et al. 2012, 2016). La première application d’un algorithme de super résolution à des données VLT/NACO a ainsi été effectuée (Carbillet et al. 2013), deux variantes de déconvolution aveugle avec contrainte de Strehl ont été implémentées (Carbillet et al. 2014) et un algorithme de déconvolution haute dynamique a été proposé (Benfenati et al. 2016).

 

Instruments

Dans le cadre de nos activités d’imagerie post-OA dans le cas de correction partielle, particulièrement pertinente pour l’OA à grand champ, dans le visible et/ou à l’aide d’une étoile laser, nous testons des méthodes basées sur des techniques d’imagerie avancées à court temps de pose. Ceci s’inscrit  dans le cadre de l’instrument HiPIC (Haute résolution angulaire dans le visible et le Proche-Infrarouge à Calern)  d’imagerie rapide visible/proche infrarouge, développé à C2PU (Centre Pédagogique Planète et Univers) et destiné à profiter du système d’OA CIAO (Calern Imaging Adaptive Observatory, Shack-Hartmann 10x10, miroir ALPAO, architecture Real Time Computer basé sur Subaru/SCExAO), système en cours d'intégration et pour lequel nous  avons obtenu les premières évaluations de performance en mode OA standard.

L’équipe participe aussi à l’instrument d’optique adaptative grand champ imaka par le biais d'une collaboration avec l’Institute for Astronomy de l’Université d’Hawaï. Ce prototype doté d'un champ de 24' (champ scientifique 10') a vu sa première lumière au télescope de 2,2m de l'Université d'Hawaï sur Mauna Kea fin 2016 et produit des images de 0,3" dans le domaine visible. Il est notamment utilisé pour étudier les performances en fonction des conditions atmosphériques, et de nouvelles techniques de mesure du profil de turbulence et de sa fonction de structure ont été développées dans ce but.

 

Contrôle

In fine, du point de vue de l’automatique, les instruments d’optique sont des systèmes dynamiques multi-variables soumis à des entrées de perturbation (turbulence atmosphérique, vibrations, etc.) et des incertitudes (retards, non-linéarités isolées) qui peuvent être convenablement prises en compte par des méthodes de commande robuste (synthèse Linear Quadratic Gaussian, LQG, ou H∞, voir Folcher et al. 2013). Cette activité inclut le rejet des vibrations, la prise en compte des saturations des miroirs de basculement (Folcher et al. 2013), ainsi que le pilotage haute-performance de télescopes. Nous avons également proposé un schéma de commande robuste pour le suivi de franges en interférométrie optique, une question critique s’il en est pour les interféromètres modernes au sol (Folcher et al. 2014).

 

Calibrations, métrologie, stabilité instrumentale

La qualification du site du Dôme C a été complétée notamment en développant une copie de PBL adapté afin d’affronter les difficiles conditions de l'hiver antarctique, produisant de nombreux résultats (e.g. Ziad et al. 2013). Une étude prospective pour un système AO grand champ épousant au mieux les caractéristiques atmosphériques particulières du Dôme C a été finalisée (Carbillet et al. 2017). Ces résultats permettent d'entrevoir des applications d'optique adaptatives concrètes en Antarcique avec comme site privilégié d'expérimentation la base Concordia au Dôme C. Il est notamment question d'améliorer le photomètre ASTEP (caractérisation de transits exoplanétaires) et de lui adjoindre un système de correction adaptative (simple tip-tilt ou correction "ground layer" grand champ de bas ordre). Des collaborations à but R&D technologique sur les composants d'OA sont actuellement en train de se développer dans ce sens (astronomie en Antarctique), mais pourront bénéficier à l'ensemble des instruments où la compacité et la versatilité est essentielle, par ex. les stations d'observation autonomes, dont un prototype est actuellement en développement à l'OCA.

 

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L’imagerie directe et la caractérisation spectroscopique de planètes matures habitables en orbite autour d’étoiles du voisinage solaire sont les objectifs ultimes de l’imagerie à très haute dynamique (ITHD). Le bilan scientifique actuel des instruments ITHD les plus récents concerne pour l’essentiel des objets proches et jeunes, avec des planètes massives de plusieurs masses de Jupiter, sur des orbites larges (plusieurs dizaines d’UA), et particulièrement brillantes. Le fossé entre l’état de l’art et la finalité ultime de l’ITHD est donc conséquent, et le challenge à relever est à multiple facettes : il s’agit à la fois d’améliorer significativement la résolution angulaire et la dynamique, mais également d’anticiper les problèmes nouveaux et inhérents aux dimensions des futurs très grands observatoires actuellement en développement (ELTs).

L’équipe MPO du laboratoire Lagrange a participé au développement et au déploiement sur ciel de l’instrument de seconde génération SPHERE au VLT, et de l’instrument SCExAO au télescope Subaru. L’équipe participe également à l’exploitation de l’instrument SPHERE (volet « other science »). Fort d’une expertise diversifiée dans le développement instrumental haut contraste (coronographie, contrôle et mise en forme du front d’onde, cophasage, traitement des données, développement logiciels de simulation/modélisation/acquisition, etc.), l’équipe MPO ambitionne de développer des solutions ITHD aux très faibles séparations angulaires dans le cadre des projets SPEED et KERNEL par exemple, dans une perspective de participation à des instruments au sol (sur des télescopes actuels et/ou futurs) et dans l’espace.

 

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L’équipe transverse MPO a opéré une évolution positive de sa structure au sein du laboratoire en devenant une équipe thématique à part entière depuis le 1er janvier 2017. Cette évolution, suivant de près l’évolution du personnel et des projets du laboratoire Lagrange, s’explique par le langage scientifique commun de ses membres, celui de l’optique de Fourier, qui se décline ici en quatre axes thématiques constituants :

Elle inclut naturellement la R&D instrumentale amont liée à ces quatre thématiques, la mise au point de démonstrateurs techniques, une forte participation aux consortia instrumentaux pour de grands instruments (e.g. AMBER, VEGA et MATISSE - PI Lagrange/MPO), les traitements spécifiques associés optimisant leurs mesures, et va jusqu’à leur exploitation scientifique. À ceci s’ajoute un travail de fond de modélisation physique et numérique, de commande avancée des systèmes, de stabilisation instrumentale et de traitements de l’image et du signal.

Les domaines d’application astrophysique couvrent l’(exo)planétologie, la physique stellaire et l’astrophysique extragalactique. Le gain en résolution est à l’origine des grandes avancées en astrophysique observationnelle, impactant ses théories à toutes les échelles astronomiques : une résolution spatiale sub-mas grâce à l’interférométrie optique, une dynamique supérieure à 10^6 grâce à la combinaison Optique Adaptative + Imagerie à Très Haute Dynamique. Toute avancée technique, résultant en un gain en résolution et en sensibilité, contribuera aux réponses à quelques grandes questions de l’astrophysique moderne : en particulier sur les mécanismes de formation et d’évolution des étoiles et systèmes planétaires, avec un intérêt évident pour les exo-Terres habitables ; sur la physique des AGN et des galaxies en général ; ou encore sur les étapes ultimes parfois violentes de l’évolution stellaire.

Bénéficiant d'une infrastructure technique unique : un centre de calcul de pointe, les salles blanches du bâtiment Fizeau rénové, un accès privilégié au plateau de Calern (C2PU, CATS), et de partenariats internationaux (ESO, CHARA), notre équipe dispose de tous les atouts pour faire germer les pousses qui continueront à conduire Lagrange à avoir un rôle de leadership sur de grands projets internationaux tout en maintenant un fort pôle de recherche fondamentale/exploratoire en instrumentation.

Les deux grands réseaux interférométriques en opération actuellement, VLTI et CHARA, exploitent les instruments scientifiques de première génération, AMBER/MIDI et VEGA, pour lesquels le Laboratoire Lagrange joue un rôle leader. Sur le VLTI, les instruments de seconde génération sont en cours de test et de validation : MATISSE (imageur polychromatique dont Lagrange est PI, ouvert à la communauté fin 2018) et GRAVITY, ainsi que l’infrastructure générale (GRAV4MAT, NAOMI). Sur CHARA, l’optique adaptative et l’instrumentation visible/proche infrarouge sont en cours de définition/développement. Ces développements permettront d’étendre substantiellement les études menées dans le domaine stellaire et planétologique, et d’accéder au domaine extragalactique via l’étude des noyaux actifs de galaxie (AGNs en anglais). Notre équipe s’insère dans ce contexte, notamment dans les domaines du suivi de franges et de l’instrumentation visible :

Le suiveur de franges hiérarchique

  • La pleine exploitation du VLTI demande une extension substantielle de sa sensibilité limite. Pour des raisons conceptuelles, le meilleur suiveur de franges actuel, celui de GRAVITY, limite la sensibilité du VLTI à K~11 (avec les UT). Pour dépasser cette limite, le suiveur de frange hiérarchique (HFT) que nous étudions permettra de gagner 3 à 4 magnitudes. Ceci permettra d’obtenir des images complexes des disques d’étoiles jeunes de masse solaire (T Tauri) ou de tores de poussières des AGNs les plus brillantes, et de résoudre les BLR d’une soixantaine de quasars, ce qui ferait de ces objets des sondes cosmologiques donnant masses et mesure directe de distance jusqu’à z~3. L’objectif majeur pour 2020-21 est de fournir, avec le HFT, un suiveur de franges de nouvelle génération au VLTI qui atteigne K~14.

Instrumentation visible

Dans le cadre de CHARA, nous préparons le développement d’une nouvelle instrumentation visible. Ces travaux s’articulent autour de trois axes :

  • développement d’un instrument prototype (FRIEND - test concepts/technologies),
  • définition des cas scientifiques,
  • structuration du projet VIS6T - instrument visible permettant de recombiner les 6 télescopes équipés d’Optique Adaptative.

Cet instrument sera une machine à paramètres stellaires fondamentaux et un spectro-imageur haute résolution. Notre objectif est d’obtenir la première lumière en 2019-20. En parallèle, nous étudierons un instrument visible de troisième génération pour le VLTI, en lien avec un développement de l’infrastructure VLTI (introduction d’AT supplémentaires dans le réseau).

 

Enfin, nous poursuivrons l’étude de la prochaine génération d’interféromètres optiques et d’instruments focaux, comme les hypertélescopes ou une nouvelle génération d’interféromètres d’intensité. Dans ce contexte nous contribuons au pilotage et à l’étude du projet Planet Formation Imager (PFI), en étant notamment chargés de coordonner les études sur le cophasage et l’architecture visible et proche infrarouge. PFI sera un réseau imageur d’au moins 20 télescopes sur des bases kilométriques destiné à découvrir des planètes telluriques en zone d’habitabilité afin de comprendre les mécanismes généraux de la formation planétaire.

Image Fish Eye de MATISSEImage Fish Eye de l'instrument MATISSE pour le VLTI. (©Yves Bresson)

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