Le banc très haute dynamique

3.2.1.1 Le banc THD

En 2007, la première version du banc THD (figure 3.2) a été développée pour tester en lumière visible à 640 nm un FPWFS (voir paragraphe 2.2.2), la self-coherent camera (SCC), associée au coronographe à quatre quadrants (FQPM, Mas et al. , 2010; Mazoyer et al. , 2013, 2014). Cependant, dès le départ, le banc a été conçu avec un objectif plus large de comparaison

Figure 3.2 – Schéma optique du banc THD1.

de différentes techniques dans les mêmes conditions dans le domaine visible (400 nm à 900 nm). Pour cela, un accès facile a été privilégié avec possibilité de remplacer rapidement le masque coronographique (plan focal 3 sur la figure) ou d’ajouter des optiques dans des plans pupilles (pastilles vertes) et focaux (pastilles bleues) en amont et en aval du masque coronograhique. Plusieurs filtres spectraux permettaient également d’étudier les performances en fonction de la

3.2. Instrumentation

longueur d’onde et le banc n’etait constitué que d’optiques réflectives à l’exception d’une fenêtre protectrice devant le miroir déformable. Cela permettait d’avoir un banc optique avec très peu d’aberrations chromatiques.

Sur ce banc, nous avons atténué la lumière stellaire d’un facteur 50 millions à quelques éléments de résolution de l’étoile (contraste de 2× 10⁻⁸ entre 5 et 13 λ/D, Mazoyer et al. , 2014) même si l’utilisation d’un seul miroir déformable nous limitait à la moitié du champ d’observation comme le montre la figure 3.3.

Figure 3.3 – Gauche : Image coronographique obtenue sur le banc THD1 montrant un dark hole

(DH, zone sombre où l’intensité des tavelures est minimisée). Droite : Écart-type azimutal de

l’intensité du résidu stellaire calculé dans le DH en fonction de la séparation angulaire à l’étoile (en noir) et la prédiction numérique (tirets). Mazoyer et al. (2014).

Le banc THD1 nous a permis de mesurer les performances de plusieurs techniques présentes à différents niveau du schéma fonctionnel d’un instrument spatial (figure 2.3).

• Tip-tilt

— Une boucle d’asservissement LOWFS (paragraphe 2.2.4) pour contrôler le miroir tip-tilt et assurer le centrage de l’image de l’étoile sur le centre du masque coronographique en utilisant la lumière rejetée par le coronographe (Mas et al. , 2012b).

• Imagerie différentielle

— SCC pour l’imagerie différentielle basée sur l’incohérence entre les lumières de l’étoile et de son environnement (paragraphe 2.2.4, Baudoz et al. , 2012).

• Coronographes en large bande spectrale

— le coronoraphe FQPM à multi-étages (Delorme et al. , 2014; Galicher et al. , 2014) ; — le coronographe dual zone phase mask (Delorme et al. , 2016b; Galicher et al. , 2014). • Analyseurs de surface d’onde en plan focal

— la SCC associée au coronographe FQPM en lumière quasi-monochromatique (Mas et al. , 2012a; Mazoyer et al. , 2012, 2013, 2014) ;

— la SCC à multi-références associées au FQPM à multi-étages et au DZPM (chapitre 5, Delorme et al. , 2016a; Galicher et al. , 2014).

3.2.1.2 Le banc THD2

En 2014, nous avons ajouté un deuxième miroir déformable dans le train optique (DM-1 sur la figure 3.4), puis un emplacement pour un troisième DM (DM-2), pour pouvoir compenser à la

Chapitre 3. Projet de recherche

fois les aberrations de phase et d’amplitude sur l’ensemble du champ d’observation (Baudoz et al. , 2018b). Nous avons également ajouté une lame de phase mobile qui permet de simuler une

tur-Figure 3.4 – Schéma optique du banc THD2.

bulence atmosphérique qui aurait été compensée par une optique adaptative de type Saxo/Sphere dans de bonnes conditions d’observation (Atmospheric residual wheel sur la figure). Comme dans la première version du banc THD, plusieurs plans focaux et pupilles sont accessibles, ce qui per-met de tester de nombreuses techniques dans les mêmes conditions. Enfin, nous avons ajouté de nombreux systèmes qui permettent de mesurer les paramètres de l’environnement : une dizaine de capteurs de température et d’humidité répartis sur le banc, un détecteur pouvant focaliser l’image sur l’optique au choix (étude de la lumière diffusée et de la présence de poussières, Potier et al. , 2018), fluxmètre et spectromètre dans le système d’injection (figure 3.5).

Figure 3.5 – Schéma optique du système d’injection en amont du banc THD2. Utilisation au choix d’une diodes laser (637, 705, 785 nm) ou d’une source supercontinuum (500 à 900 nm) associée à des filtres spectraux, et mesure en permanence pendant l’expérience du flux et du spectre.

Plusieurs équipes nous ont contactés pour tester leurs composants ou techniques sur le banc THD2 car d’une part, les performances atteintes sont uniques en Europe (Mazoyer et al.

3.2. Instrumentation

, 2019) et d’autre part, le banc est facilement accessible car à l’air libre (et non pas dans le vide comme les bancs du Jet Propulsion Laboratory, Cady et al. , 2017; Ruane et al. , 2019). Ces collaborations nous ont permis de tester, en plus de nos propres techniques, de nombreuses techniques coronographiques et, d’analyse et de contrôle de surface d’onde mises en jeu dans les schémas fonctionnels des futurs instruments pour le sol (figure 2.1) ou pour l’espace (figure 2.3).

• Coronographes

— Six level phase mask coronagraph avec l’Université de Shanghai (Patru et al. , 2018) ; — Phase apodized pupil Lyot coronagraph (PAPLC) avec Emiel Por du SRON ;

— Eigth octants phase mask avec Naoshi Murakami de l’Université de Hokkaido ; — Vortex phase mask avec Jun Nishikawa de NAOJ ;

— Vector vortex phase mask (Lopez et al., in prep.) ;

— Optimisation de la fabrication des FQPM (Bonafous et al. , 2016) ;

— Tip-tilt Gaussian mask avec Ben Gerard et Christian Marois de l’université de Victoria (Gerard et al. , 2019b) ;

— Wrapped vortex phase mask (Galicher et al. , 2020). • Tip-tilt

— la boucle d’asservissement du miroir tip-tilt est désormais utilisée systématiquement et elle fonctionne avec tous les coronographes que nous avons testés sauf le PAPLC qui ne rejette pas suffisamment de lumière dans le plan du diaphragme de Lyot. • Chromatisme des aberrations (de Jonge et al. , 2018).

• Diffusion par les optiques (Potier et al. , 2018).

• Analyseurs et contrôleurs de surface d’onde en plan focal

— SCC (analyseur et contrôleur) associée à tous les coronographes testés sauf le PAPLC ; — Pair-wise probing qui module temporellement le champ électrique et première

compa-raison entre modulation temporelle et spatiale (Potier et al. , 2020a) ;

— Coffee qui utilise aussi une modulation temporelle (Herscovici-Schiller et al. , 2018a,b) ; — Electric field conjugation (EFC) qui permet de contrôler les miroirs déformables à partir d’une estimation fournies par un FPWFS a été associé à Pair wise et Coffee. Tester ces nombreuses techniques dans des conditions similaires, étudier précisément les pos-sibles limitations (lumière diffusée, effets de polarisation, vibrations du banc, etc) et comparer tout cela avec des simulations numériques nous permettent de comprendre les détails de l’image-rie très haute dynamique¹³. À l’été 2020, nous sommes capables d’atténuer la lumière de l’étoile centrale d’un facteur 500 millions, ce qui signifie que l’intensité du résidu stellaire est 2× 10⁻⁹ celle de l’étoile observée sans coronographe (figure 3.6). Nous ne pourrons pas améliorer la per-formance en atténuation avec le banc actuel (précision de déplacement des miroirs déformables, vibration du tip-tilt, etc). Cela est cependant suffisant pour préparer les futurs instruments au sol et dans l’espace comme le coronagraph instrument du Roman Space Telescope (paragraphe 3.3).