Description et spécifications techniques de l’instrument

L’observation du centre de la Galaxie est l’objectif principal et dimensionnant de GRA- VITY. Pour permettre l’observation des phénomènes décrits précédemment, il devra at- teindre les performances suivantes :

– une précision astrométrique de 10 µas (soit 2 cm sur la surface de la Lune) sur une source de magnitude K = 15 en 5 mn de pose, par rapport à une étoile de référence située à 1′′_;

– permettre l’imagerie à référence de phase sur une source de magnitude K = 16 par poses de 100 s, avec une résolution de ∼ 4 mas (soit 7 m sur la surface de la Lune), une précision de 10 % sur les mesures de visibilité, et de 6◦ _{sur la phase relativement}

Pour y parvenir, GRAVITY sera un instrument complexe, constitué de plusieurs sous- systèmes clés de sa réussite. Son architecture globale est présentée en figure 1.10.

Figure 1.10 – Schéma de principe de GRAVITY. Tiré deEisenhauer(2011).

Optique adaptative

Pour atteindre les performances en sensibilité attendues, les fronts d’onde collectés par chaque télescope et recombinés par GRAVITY devront être corrigé des perturbations atmosphériques. Cependant à cause de l’extinction de 32 magnitudes dans le visible par les poussières du centre galactique, le système d’optique adaptative actuel du VLTI, MACAO, n’est pas approprié pour permettre l’observation de Sgr A*, car il est équipé de senseurs de front d’onde fonctionnant aux longueurs d’onde visibles. GRAVITY sera donc installé avec des senseurs de front d’onde fonctionnant dans l’infrarouge (bandes H et K), et utilisera les miroirs déformables de MACAO pour corriger les quatre faisceaux des perturbations atmosphériques. Ainsi, par l’observation d’une étoile de référence de magnitude K = 7 à 7′′_{de l’objet observé, ce système d’optique adaptative restaurera la réponse impulsionnelle}

des télescopes à un rapport de Strehl de 25 %, et à stabiliser les faisceaux à des résidus de tip-tilt de 10 mas rms, dans des conditions médianes d’observation à 30◦_{d’angle zénithal}

(Clénet et al. 2010; Kendrew et al. 2012). Le schéma mécanique des senseurs de front d’onde est présenté en figure 1.11.

Figure 1.11 – Schéma du senseur de front d’onde infrarouge, montrant les faisceaux issus des télescopes (en jaune), et le séparateur de faisceaux (STS) à l’interface avec le senseur de front d’onde. Tiré deKendrew et al.(2012).

Systèmes de guidage et de couplage

GRAVITY sera équipé d’une caméra d’acquisition permettant de contrôler à la fois les champs observés par les quatre télescope, leur pupille, et la qualité du front d’onde (Amorim et al. 2010). Par l’analyse de ces images, les dérives lentes du champ et de la pupille de chacun des télescopes seront contrôlées et ajustées par le système de couplage en amont du recombinateur de faisceaux, par des miroirs motorisés. L’analyse du front d’onde permet de corriger les faisceaux des aberrations statiques des optiques en aval des senseurs de front d’onde de l’optique adaptative, et de la turbulence dans les tunnels et lignes à retard du VLTI. De plus, pour optimiser l’injection dans les fibres du recombineur à haute fréquence, deux faisceaux lasers se propageront dans le train optique de GRAVITY entre le séparateur de champ du VLTI et le système de couplage de GRAVITY, un pour contrôler les déplacements de la pupille et un pour contrôler la position du champ. L’étoile de référence et l’objet étudié, contenus dans le champ de 2′′_{du VLTI, sont séparés avant}

l’injection dans le recombineur par un prisme à angle droit.

Fonctions fibrées

Les quatre faisceaux de l’étoile de référence et les quatre faisceaux de l’objet étudié sont injectés dans huit fibres optiques monomode en verre fluoré pour filtrer spatialement le champ. Des rotateurs de polarisation motorisés permettent de contrôler la polarisation dans les fibres de façon à maximiser le contraste des franges. Les différences de chemin optique entre les voies de référence et les voies scientifiques sont compensées en étirant les fibres, enroulées sur un cylindre piézoélectrique (Perrin et al. 2011a).

Recombinateur en optique intégré

Les faisceaux en sortie des fibres sont injectés dans un recombineur en optique intégrée, qui permet d’échantillonner les franges des six bases simultanément sur quatre échantillons en quadrature de phase (Jocou et al. 2010). Ce mode de recombinaison permet d’estimer les grandeurs interférométriques (contraste et phase des franges) avec un maximum de sensibilité. La compacité de ce recombineur le rend également très stable mécaniquement et en température. La figure1.12présente une photo d’un recombinateur en optique intégré tel que ceux qui seront utilisés par GRAVITY.

Figure 1.12 – Photographie d’un recombinateur en optique intégrée tel que ceux qui seront utilisés dans GRAVITY pour recombiner les faisceaux de l’étoile de référence et de l’objet étudié. Image fournie par Laurent Jocou.

Spectromètres

Les faisceaux en sortie des recombinateurs sont imagés par des systèmes optiques dispersifs (appelés spectromètres dans la suite) sur les détecteurs respectifs de la voie scientifique et de la voie de référence. Trois résolutions spectrales peuvent être choisies sur pour la voie scientifique (R ∼ 22, R ∼ 500, ou R ∼ 4000), tandis que la voie de référence a une faible résolution spectrale fixée à R ∼ 22, pour permettre la stabilisation des franges par le suiveur de franges (Straubmeier 2011). Je détaillerai le sous-système du suiveur de franges plus loin dans ce manuscrit.

Détecteurs de nouvelle génération

Les senseurs de front d’onde et le suiveur de franges seront équipés de détecteurs de nouvelle génération à bas bruit, développées par SELEX-Galileo. Ces caméra sont consti- tuées d’une matrice de photodiodes à avalanche infrarouge, et sont capables de fournir des images à une fréquence de plusieurs centaines de Hertz avec un bruit de lecture de seulement 4 e− _{rms (Finger et al.).}

Métrologie

La position des franges de la voie scientifique par rapport à la voie de référence est asservie par les lignes à retard différentielles fibrées grâce à un système de métrologie interne à GRAVITY. Un laser de métrologie est injecté dans les deux recombinateurs de faisceaux et est propagé jusqu’aux miroirs jusqu’aux miroirs secondaires des télescopes, où les différences de marche différentielles entre les deux voies sont mesurées en observant

les figures d’interférences diffusées sur les miroirs secondaires (Gillessen 2011). Par cette méthode, les différences de marche différentielles entre les deux voies sont mesurées avec une précision de l’ordre de 10 nm, et permettent ainsi les mesures astrométriques entre la voie de référence et la voie scientifique avec une précision de l’ordre de 10 µas.