Description du projet

SPEED est un projet d’instrument qui a débuté au laboratoire Lagrange en 2013 et qui a pour but d’atteindre du haut-contraste à faible séparation avec des pupilles segmentées. Le contexte de ce projet est lié au développement de l’E-ELT mais peut s’appliquer à n’importe quelle pupille segmentée au sol (ELTs, TMT...) ou dans l’espace (JWST ou successeurs). Le cas scientifique associé à ce banc est la détection directe de planètes dans leur zone habitable, en orbite autour de naines M (voir section 2.1). Les prochaines sections décrivent brièvement le projet (une description plus détaillée est présentée dans Martinez et al. [2014, 2016]) et les simulations end-to-end rattachées au projet.

2.5.1.1 Objectifs

SPEED a pour objectif principal d’atteindre un contraste de 10⁻⁷ à 1λ/D en bande H (autour de 1.65µm) en contrôlant l’alignement des segments du télescope grâce à une unité de phasage, et en créant un dark hole à petite séparation en combinant un coronographe et une optique active. Ce projet est un banc de recherche pour déterminer les limitations fondamentales du haut contraste

i) en explorant différentes méthodes de phasage,

ii) en étudiant la propagation des erreurs et leur impact sur les performances, iii) en tenant compte des discontinuités d’amplitude (dues aux interfaces

inter-segments ou à des inter-segments défectueux) soit dans le concept du coronographe, soit dans l’algorithme de wavefront shaping,

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iv) en considérant que les ELTs résolvent partiellement les étoiles observées. Plusieurs méthodes de phasage sont envisagées pour l’objectif i) avec analyse au plan pupille (Janin-Potiron et al. [2017]) ou plan focal (Janin-Potiron et al.[2016]). L’étude de la propagation des erreurs de phase (objectifii)) constitue une partie du travail réalisé pour cette thèse et est présentée à la section 2.5.2.2.

L’objectif iii) vient du fait que les espaces inter-segments ainsi que l’obstruction centrale et les araignées d’un télescope tel que l’E-ELT dégradent les performances haut-contraste, causé par la figure de diffraction due à la forme de miroir (voir la section 1.3.1). Ces erreurs d’amplitude peuvent être corrigées en amont dans la conception du coronographe (voir description ci-après) et/ou par l’optique active avec, par exemple l’approche non linéaire de correction des discontinuités ACAD (Active Compensation of Aperture Discontinuities, Pueyo et Norman [2013]). L’objectifiv) vient du fait que les futurs grands télescopes ont des résolutions telles qu’ils vont commencer à résoudre angulairement les étoiles observées : par exemple, la naine M Proxima Centaure située à 1.3 parsec sera partiellement résolue par l’E-ELT avec un rayon stellaire de ∼0.1 λ/D à une longueur d’onde de 1 µm. Le terme partiellement résolu est à prendre ici au sens de l’imagerie à haute dynamique qui est extrêmement sensible à un désaxement des sources lumineuses, même très faible pour certains concepts. C’est ce qu’on appelle la fuite de lumière (stellar leak en anglais) due à l’extension plus ou moins importante de l’étoile visée. Cet effet est illustré par la figure 2.32, provenant de Guyon et al.[2006] et qui montre les performances coronographiques (transmission d’un compagnon hors-axe à un contraste de 10⁻¹⁰) pour différents types de coronographes (vortex (OVC), quatre quadrants (4QPM), apodisés (APLC), PIAA...), en tenant compte d’une source ponctuelle (en haut) ou d’une source résolue de 0.1 λ/D (en bas). On remarque une forte dégradation des performances avec une source de taille 0.1 λ/D, d’autant plus importante à petite séparation, qui restreint la détection d’exo-planètes dans leur zone habitable. Le but du banc SPEED est d’analyser et de réduire les impacts de la résolution de l’étoile en utilisant un coronographe adapté (voir prochaine section). Dans le cadre du projet SPEED, chaque objectif sera d’abord étudié numériquement (étude analytique ou simulation) puis testé en laboratoire.

2.5. Le projet SPEED : description et simulation 99

Figure 2.32 – Performances (transmission d’un compagnon hors-axe à un contraste de 10⁻¹⁰) de plusieurs coronographes avec une étoile considérée comme un point source (en haut) ou comme partiellement résolue avec une taille de 0.1λ/D (en bas), à partir deGuyon et al.[2006].

2.5.1.2 Conception générale

Le banc SPEED est constitué de plusieurs modules : une source, un simulateur de télescope, un module de phasage dans le visible, et le module haut-contraste

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infrarouge (IR) constitué d’un coronographe et d’une optique active. Un schéma du concept est présenté sur la figure 2.33 : un module source permet de simuler la lumière provenant d’une étoile ; une pupille segmentée reproduit ensuite la forme de l’E-ELT puis la lumière est acheminée jusqu’à une lame dichroïque qui sépare le faisceau en deux : la voie visible pour le phasage et la voie proche infrarouge pour le haut-contraste.

Le simulateur de télescope est réalisé avec un miroir segmenté de la marque

Figure 2.33 – Description des modules du banc SPEED.

IRIS AOr _{contenant 163 segments hexagonaux et créant une pupille de 7.7 mm} de diamètre. Les araignées et l’obstruction du télescope sont simulées grâce à un masque pupillaire placé dans le plan du miroir tip-tilt.

L’unité de phasage se trouve dans la voie visible (de 450 à 750 nm) et sert à mini-miser les erreurs de phase du télescope en alignant chaque segment en piston, tip et tilt. Elle utilise le principe de la SCC (Self Coherent Camera, Baudoz et al.[2006]) :

2.5. Le projet SPEED : description et simulation 101

un masque de phase dans le plan focal diffracte suffisamment la lumière dans le plan pupillaire suivant pour y introduire une petite ouverture circulaire, décentrée, qui crée des interférences dans le plan image. L’analyse de ces interférences permet d’estimer les déphasages entre les segments (Janin-Potiron et al.[2016]).

Le coronographe est situé dans la voie infrarouge, il s’agit d’un coronographe de type PIAACMC (Phase-Induced Amplitude Apodization Complex Mask Corona-graph, Guyon et al. [2014]). Le principe de ce coronographe est de combiner un masque occultant complexe dans le plan focal et une apodisation créée par redistri-bution de la lumière grâce à un ensemble de deux miroirs. Le PIAACMC préserve à la fois la transmission d’un objet hors-axe (proche de 100%) et la capacité en résolu-tion angulaire du télescope (les performances sont atteintes à partir de 1λ/D). Ce concept innovant a été originellement proposé en 2003 (Guyon [2003]) et plusieurs tests en laboratoire ont été réalisés depuis, atteignant des contrastes entre 10⁻⁷ et 10−9, en combinant le PIAA et un miroir déformable pour le contrôle du front d’onde (Belikov et al. [2009]; Guyon et al. [2010c]; Kern et al. [2009]). Le concept général a également été validé sur le télescope Subaru. L’avantage du PIAACMC est qu’il peut s’affranchir des effets de segmentation de pupille ainsi que d’une étoile résolue (Guyon et al. [2014]), au prix d’une légère perte en contraste ainsi qu’en transmission de l’objet hors-axe. Les miroirs du PIAACMC redistribuent le faisceau géométrique pour créer une apodisation d’un objet sur l’axe mais affecte également l’image d’un compagnon hors-axe en la déformant et en l’étalant sur le détecteur. Pour pallier ce problème, un ensemble de miroirs, situés après le masque occultant, appliquent la transformation inverse des premiers miroirs apodisants afin de retrou-ver la forme initiale de l’objet hors-axe.

Enfin, l’optique active est réalisée avec deux miroirs déformables Boston Micromachiner _{contenant chacun 34x34 actionneurs. Elle permet de renforcer les} performances du coronographe, dégradées par les aberrations de phase et d’ampli-tude du montage optique et par les discontinuités d’amplid’ampli-tude de la pupille segmen-tée.

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