III. Darwin des défis technologiques
III.2. Darwin vu de l’intérieur : la recombinaison des faisceaux
La qualité de recombinaison des faisceaux est essentielle, car elle est le cœur de l’interféromètre à frange noire.
Comme dans le chapitre précédent, il s’agit d’identifier les difficultés de conception du système coronographique. Une fois encore les études de faisabilité ont mis à jour plusieurs points durs. Dans un premier temps je décrirai succinctement le système de recombinaison adopté jusqu’ici, puis dans un deuxième temps je détaillerai les fonctions instrumentales soumises à de fortes contraintes.
III.2.1. La table de recombinaison des faisceaux
La recombinaison des ondes est réalisée en plan pupille. Les bras interférométriques doivent être identiques afin de minimiser les effets différentiels (différence de marche optique, déséquilibre d’amplitude, désalignement des états de polarisation) qui dégraderaient les performances de la table de recombinaison. Ceci implique que :
les chemins optiques des bras soient de même longueur
le nombre de réflexion sur des miroirs et les angles d’incidence soient les mêmes dans chaque voie pour s’assurer de la complète similitude des états de polarisation
Le recombinateur des faisceaux est décomposé en trois étapes :
premier stade : des lignes à retard, disposées en entrée des bras du recombinateur, égalisent les différences de marche détectées par les suiveurs de franges. Les intensités issues des télescopes de numéros pairs (n°2, n°4, n°6) sont partitionnées en trois avec des poids respectifs 4:4:1 (cf. Figure III-6)
second stade : l’état d’interférence de chaque interféromètre GAC (cf. Figure III-6) est réalisé en combinant les sorties du premier stade avec celles des télescopes de numéros impairs (n°1, n°3, n°5) et en injectant les déphasages de π. Pour égaliser les voies, trois lames compensatrices par GAC sont disposées avant la recombinaison
Le troisième stade recombine les sorties des trois interféromètres GAC par paire, tout en introduisant la modulation interne. Un filtrage spatial doit être placé en sortie de chaque GAC afin de respecter les contraintes imposées en tilt et en WFE20
Le recombinateur étant décrit, le chapitre suivant identifie les différents points durs d’une telle recombinaison de faisceaux (qualité des optiques, déphasages achromatiques, fractionnement des énergies).
Figure III-6 – Fractionnement des pupilles paires et identification des pupilles entières ou fractions de pupilles appartenant à un même GAC. Le rapport de partition de l’énergie d’une pupille paire est 4:4:1
III.2.2. La qualité des optiques et le filtrage spatial
Les imperfections des optiques induisent des aberrations et des absorptions. Elles créent ainsi des déséquilibres entre les bras de l’instrument, et en particulier entre les voies du recombinateur de faisceaux. Ce sont d’une part des déséquilibres photométriques, et d’autre part des défauts de polarisation, de phase et d’aberrations comme le tilt, le defocus ou l’aberration sphérique.
Pour atteindre un taux d’extinction de 10-6, le système de recombinaison doit être ainsi couplé
à une optique de filtrage spatial, coûteux en perte de transmission énergétique.
Une solution est de filtrer à l’aide d’un trou placé au foyer. Seule l’énergie centrale de la tache de diffraction est transmise en amplitude et en phase. Mais le front d’onde en sortie est tout de même déformé par les phases basses fréquences non filtrées, issues des aberrations contenues dans le lobe central de la tache de diffraction.
Le recours aux fibres optiques est une seconde option, beaucoup plus attractive. Des études de performance d’un filtrage spatial par fibre optique monomode ont été menées. Ce fut en particulier le sujet de thèse de Cyril Ruilier (Ruilier 2000) et de mon stage de DEA (Escarrat 2000), réalisé à Alcatel Space en 2000.
Néanmoins les fibres optiques existantes sont actuellement très peu performantes en transmission énergétique dans le domaines 6 – 18 µm. De plus, peu stables, elles se révèleront peut être inadaptées à une mission spatiale, qui exige une stabilité opto-mécanique accrue.
Eliminer les fibres optiques ne signifie cependant pas pour autant d’abandonner ce type de filtrage. La technologie de l’optique intégrée est aussi une solution, une description détaillée est présentée dans le chapitre VIII dédié aux technologies émergentes.
1/9 4/9 4/9 fractionnement énergétique des pupilles paires GAC 2 GAC 1 GAC 3 1 2 3 4 5 6
III.2.3. Les déphasages achromatiques
Ce problème est au cœur d’un mode coronographique fonctionnant sur un large domaine spectral (6 – 18 µm). Un déphasage de π doit être introduit à toute longueur d’onde sur la bande spectrale, ou du moins sur des partitions de celles-ci, pour réaliser l’extinction (cf. chapitre III.1.1). Mais dans tous les cas, ces déphasages ne peuvent être obtenus par un simple chemin optique, placé entre les bras interférométriques.
Plusieurs approches (Rabbia et al. 2000), baptisées APS21, sont testées actuellement en
laboratoire ou/et sur le ciel.
Tout d’abord le déphasage de π achromatique peut être introduit par un passage au foyer, placé dans l’un des bras d’un interféromètre de Michelson. Cette solution est proposée par le Coronographe Interférentiel Achromatique (CIA). Je développerai son principe de fonctionnement dans le chapitre IV.
Une rotation de 180° du vecteur des champs électriques induit aussi un déphasage de π achromatique. Cette méthode est testée au JPL22. L’expérience a permis d’atteindre un taux de
rejet de la lumière stellaire de 105 avec un laser visible en ne sélectionnant qu’une seule
polarisation (Serabyn et al. 1999). Une extension expérimentale est prévue dans l’infrarouge thermique.
Enfin Le déphasage de π achromatique peut être introduit par un ajustement d’indice, en juxtaposant divers matériaux diélectriques d’indices et d’épaisseurs adéquats. En théorie le retard de phase est alors localement proportionnel à la longueur d’onde. Cette solution est actuellement testée par l’Université d’Arizona, par le TPD/TNO au Pays-Bas et par Alcatel Space.
III.2.4. La séparation des énergies
Nous avons vu dans le chapitre III.2.1 (cf. Figure III-6) que les champs issus des télescopes de numéros pairs de la formation (n°2, n°4, n°6) sont séparés chacun en trois voies avec un rapport d’intensité 4:4:1.
Cette séparation est effectuée en deux temps : chaque amplitude, provenant de ces télescopes, est séparé par une lame 11/89, puis le faisceau de fraction 78/89 est une nouvelle fois dédoublé par une lame 50/50. Cette gestion permet d’obtenir trois voies à partir de chaque télescope de numéro pair, avec des rapports d’intensité 11/89, 39/89 et 39/89. Ce procédé présente le point dur ( ) suivant :
les amplitudes doivent être équilibrées au millième près (cf. chapitre III.1.3) et ce, sur toute la bande spectrale de Darwin, imposant ainsi de fortes contraintes sur la définition des lames
21 APS : Achromatic Phase Shifter
Diviser les fronts d’onde plutôt que les amplitudes
Une solution annexe, proposée par Jean Gay, est le fractionnement géométrique des fronts d’onde. La pupille d’entrée est alors segmentée en disposant un diaphragme de découpage sur la pupille de chaque télescope, ou sur l’une de leurs images ultérieures. Ce procédé présente les avantages ( ) et inconvénients ( ) suivants :
la séparation des amplitudes est exacte et ne dépend plus de la précision de réalisation des lames
la séparation est achromatique sur toute la bande spectrale (optiques à miroir) et elle n’est plus affectée par la dispersion chromatique des lames
les miroirs secondaires sont hors-axe, il n’y a donc plus d’obstruction centrale dont le rayonnement est très gênant dans l’infrarouge thermique
en l’état, les faisceaux délivrés sont de diamètres différents. Mais ce point peut être corrigé en fractionnant le miroir secondaire
le découpage de la pupille d’entrée, en trois pupilles de rapport d’intensité 4:4:1, occasionne une perte photométrique non négligeable (environ 43.75 %). Mais ce point est partiellement compensé par la suppression des lames