Afin d’installer temporairement la caméra au sein de la suite de l’instrument SCExAO au télescope Subaru, j’ai piloté la conception de pièces mécaniques d’adaptation avec l’équipe du S2M (l’atelier du mécanique mutualisé de l’observatoire). Si l’installation de la caméra s’est déroulée sans problèmes, celle-ci avait souffert du transport et un faux-contact s’était déclaré au niveau des connecteurs coaxiaux (MMCX) : deux des connecteurs avaient la pin centrale tordue au montage. Après réparation de ce problème, il s’est avéré que l’alimentation d’un des deux cylindres du système de refroidissement à pulse tubene fonctionnait plus, générant d’importantes vibrations, et empêchant le refroidissement. Le problème venait du départ des câbles, soudés sur la carte électronique dans des trous trop petits pour eux avec des brins en moins. Malgré les efforts faits pour protéger ces connexions affaiblies, celles-ci ont cassé pendant la réparation des autres problèmes.
Ces problèmes sont dûs au fait que la caméra est l’un des premiers exemplaires fabriqués, et porte encore certains défauts du prototype. Heureusement FirstLight nous a fait confiance et nous a donné le feu-vert pour réaliser le diagnostic et les réparations de fortune à la plateforme Nasmyth, que j’ai moi-même réalisées. Plus tard, il s’est avéré que le capteur de pression du cryostat était défectueux, et nous avons dû la rapporter au fabriquant pour réparations. Combiné au mauvais temps durant les séances d’observations de juillet 2018, la caméra n’a donné à SCExAO que peu de données utilisables. Elle est maintenant installée dans le banc optique KERNEL où elle servira de capteur infrarouge principal.
Annexe E
Kernels coronographiques
Comme mentionné en section 2.3.4, la destruction de la fonction de transfert instrumentale qui se produit avec l’utilisation de masques coronographiques dans le plan image, rend vaine l’utilisation de la transformée de Fourier de l’image, et donc de la démarche des noyaux de phase. Cependant ceci n’empêche pas nécessairement de construire des observables robustes. J’ai eu l’opportunité de collaborer avec Yeyuan "Yinzi" Xin, une étudiante du Massachussetts Institute of Technology (MIT), qui s’est proposée pour explorer la possibilité de rechercher des noyaux dans l’intensité du plan image. Le résultat a été présenté sous forme d’un poster à la conférence Spirit of Lyot 2019 dont j’ai été co-auteur. J’en ferai ici un bref résumé en conservant ses notations.
Considérant un vecteur d’amplitude complexe du champ électrique dans le plan pupille x, on peut modéliser l’action d’un coronographe sur ce champ électrique par la matrice C :
y = C · x, (E.1)
où y est l’amplitude complexe du champ électrique dans l’image. Par conséquent, le vecteur image s’écrit z = Abs(y)2. En considérant que l’amplitude complexe produite dans la pupille par une étoile
dans l’axe peut se décomposer en un terme nominal x0,∗ et un terme d’aberration xδ,∗, l’expression
de l’image devient : z = AbsCx0,∗ 2 | {z } Fuite du front d’onde nominal + 2Re(Cx0,∗)∗Cxδ,∗ | {z } Terme linéaire en xδ,∗ + AbsCxδ,∗ 2 | {z } Terme quadratique en xδ,∗ + AbsCxp 2 | {z } Contribution d’une planète (petit) (E.2)
Cette forme met en évidence deux contributions aux aberrations de l’image : l’une linéaire, et l’autre quadratique. Ces deux contributions peuvent être calculées par simulation pour mener à :
z ≈ AbsCx0,∗ 2 + Alxδ,∗+ Aqx2δ,∗+ Abs Cx0,p 2 , (E.3)
où Al applique la contribution linéaire, et Aq applique la contribution quadratique. Comme le signal
de la planète est hors-axe, mais d’amplitude beaucoup plus faible, on néglige l’effet des aberrations sur lui. Ainsi, en suivant le même raisonnement que pour les noyaux de phase (section 3.1.3), on pourrait obtenir, par décomposition en valeurs singulières, les matrices Kl et Kq.
Dans la pratique, les premières expériences ont montré que ces matrices Al et Aq sont de rang
plein, ce qui indique que leurs noyaux sont "vides". Malgré tout, des valeurs singulières plus faibles sont indicatrice de combinaisons pour lesquelles la contribution des aberrations est plus faible. De ce fait, cette étude se rapproche plus de l’analyse en composantes principales que des noyaux à proprement parler. De plus, la composante quadratique devrait ici comprendre non-seulement les termes carrés en
xδ,∗[i]2, mais également les termes croisés en xδ,∗[i]xδ,∗[j], comme c’est le cas pour la matrice A de
Martinache and Ireland (2018). Dans cette étude, les termes croisés sont négligés.
Dans les régions de l’image où le terme linéaire est dominant, c’est à dire où Cx0,∗est important
(flux de fuite important), l’observable ol = Klz devrait être débarrassé de l’aberration dominante.
À l’inverse, dans les régions les plus sombres qui sont dominés par l’erreur quadratique, oq = Kqz
devrait être débarrassé de l’erreur dominante. Cette distinction correspond à la distinction entre les speckles "épinglés" (pinned) et les speckles "non-épinglés" par Soummer et al. (2007).
Nous avons en effet pu constater par simulation pour ces cas avantageux, le rapport de vraisem- blance pour la présence d’un compagnon est amélioré, ce qui met en évidence un avantage pour un test de détection. Nous avons par contre pu constater que leur intersection ne contient pas de signal (les observables qu’il contient présentent un très faible SNR). Ces travaux ont été présentés sous forme d’un poster à la conférence Spirit of Lyot 2019.
Yinzi a pu poursuivre ces travaux et apporter dans son mémoire de master certaines conclusions que je résume ici : Dans le cas de coronographes performants, l’intensité de fuite est négligeable et le terme dominant est le terme quadratique. Traduits dans un test de détection, cette approche montre (pour un taux de faux positif de 0.01 et un taux de détection de 0.9) un gain de sensibilité d’un facteur environ deux en contraste, et qui se conserve dans le cas où une paire de miroirs déformables est utilisée pour creuser la région sombre. Enfin elle propose d’étudier le problème dans sa pleine dimension par un formalisme similaire à PASTIS (Leboulleux et al., 2018) qui prend en compte les contributions croisées d’un nombre limité de modes dans la pupille en construisant la matrice Hessienne pour les contributions à chaque pixel de l’image. Dans le formalisme des noyaux d’obscurité, cette matrice est aplatie pour ne conserver que les éléments de la diagonale (termes carrés) et la moitié des termes non-diagonaux (termes croisés) en vertu de la commutativité des dérivées ; et le tenseur 3 de PASTIS devient la matrice A du formalisme des noyaux d’obscurité, réduisant la dimension de Npix×(Nbasis)2,
à Npix× Nbasis+ Nbasis2
. Un abstract concernant ces travaux a été soumis pour la conférence SPIE repoussée à décembre 2020.
En utilisant cette approche, elle a pu construire et décomposer en valeurs singulières la matrice A pour un coronographe de Lyot, prenant en compte 276 modes de Zernike et 1104 pixels. Les valeurs singulières ne montrent pas de chute brutale autre que celle engendrée autour de l’indice 2000 par le nombre de degrés de liberté de la simulation.
Au vu de la conjecture avancée en section 7.6.1, nous avons l’intention de reproduire cette approche sur un coronographe à masque de pupille binaire, qui devrait fournir un résultat plus intéressant.
Annexe F
Le package SARO
F.1
Objectif
Le package SARO1 (Statistical Analysis of Robust Observables ) a été développé pour fournir cer-
tains afin de faciliter l’accès des utilisateurs de XARA et des noyaux de phase aux dernières techniques de réduction de données développées par l’équipe KERNEL. Avec l’aide d’Alban Ceau, j’ai pu conso- lider certains outils logiciels que nous avions développé pour nos publications afin de les offrir à la communauté.
Comme c’est le cas pour XARA, SARO s’adresse, à une communauté d’utilisateurs avertis qui maî- trisent le traitement d’images, le traitement d’observables interférométriques et l’analyse statistique. Pour ces personnes, l’objectif est de fournir un jeu d’outils maintenus et partagés par une (petite) communauté d’utilisateurs incorporant les dernières innovations en terme de noyaux de phases. Idéa- lement, le package évoluera pour rester compatible avec XARA, et certains outils jugés utiles pourraient être directement intégrés à XARA.