L’analyseur de surface d’onde

Pour pouvoir corriger la phase à chaque instant et mettre à jour la forme du DM, il est nécessaire d’analyser la phase résiduelle afin d’en avoir une mesure. Cette

mesure est réalisée par un analyseur de surface d’onde (ASO11_{) à partir d’une source}

suffisamment ponctuelle et brillante située à proximité de l’objet d’intérêt pour éviter

les effets d’anisoplénétisme qui seront présentés succinctement dans la section 1.6.

La mesure du front d’onde s’effectue dans les longueurs d’onde du spectre visible ou infrarouge (IR). En général, on va utiliser l’instrument scientifique dans l’IR pour

obtenir la meilleure qualité d’image, le r0 étant plus grand à ces longueurs d’onde et

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la correction étant meilleure. L’analyse se fera alors aux longueurs d’onde visibles pour conserver un nombre maximal de photons pour l’analyse et pour l’imagerie mais l’inverse est aussi possible. La correction en IR avec une analyse en visible (et inversement) est possible car la différence de marche entre deux rayons est quasi-

achromatique comme discuté dans la section 1.3.

Il n’est pas toujours possible de faire l’analyse en visible car le nombre d’étoiles brillante dans le ciel à ces longueurs d’onde est faible. Les ASO IR sont alors très utiles pour atteindre des zones du ciel où les étoiles brillantes en visible sont rares. La séparation entre la voie d’analyse et la voie d’imagerie est assurée grâce à une lame dichroïque. Dans le cas où l’on est contraint d’utiliser la même longueur d’onde pour l’observation et l’analyse, on utilise une lame séparatrice qui transmet vers la voie d’imagerie une fraction du flux, et le reste est utilisé par la voie d’analyse.

Voici une liste des principaux ASO. L’analyseur Shack-Hartmann

L’analyseur Shack-Hartmann (SH) utilise une matrice de micro-lentilles pour échantillonner spatialement le front d’onde. Chaque sous-pupille (portion de la pupille créée par une micro-lentille) focalise les rayons sur un capteur CCD qui est situé au niveau du plan focal de la matrice de micro-lentilles. Lorsque le front d’onde est plan et parallèle à la matrice de micro-lentilles, on observe une étoile sur l’axe en dehors de l’atmosphère. L’image d’une telle source par une lentille convergente est une tâche d’Airy située dans le plan focal image de la lentille. Chaque micro-lentille donne alors une image située dans le plan focal image de chaque micro-lentille (voir

figure 1.8). La position, de coordonnées [x, y], de l’étoile sur chaque imagette (les

spots Hartmann) du CCD avec un front d’onde plan constitue le vecteur de mesures de référence.

Dans le cas d’un front d’onde perturbé (figure 1.8 en bas), chaque sous-pupille

va mesurer la pente locale bi-dimensionnelle (αx et αy) du front d’onde selon la

figure 1.9. À la longueur d’onde de l’ASO, la position du spot sur le CCD par

rapport à la position de référence nous donne directement la mesure de la pente locale du front d’onde suivant les formules,

αx ✏ sx f , αy ✏ sy f ,

avec f la distance focale des micro-lentilles et sx (sy) le déplacement du centre

de gravité du spot dans la direction x (y) sur le capteur par rapport à la référence. L’ASO de type SH mesure donc le gradient de la phase (la pente locale) sur la pupille du télescope. Les variations de la phase dont la fréquence spatiale est plus grande que la fréquence de coupure définie par la taille d’une sous-pupille ne peuvent pas être vues par le SH. Plus le nombre de sous-pupilles est grand, plus l’espace des fréquences mesurables par l’analyseur est grand.

1.5. L’optique adaptative 23 Front d'onde incident plan Matrice de micro-lentilles Matrice CCD Spots Focalisation des faisceaux Pixel Obstruction centrale x y Front d'onde incident perturbé pente x y

Figure 1.8: Schéma de principe de l’analyseur de surface d’onde de type Shack- Hartmann pour un front d’onde plan (haut) et perturbé (bas). Les flèches indiquent le module des pentes. Crédit : O. Martin, Observatoire de Paris–LESIA.

f

s

_x

s

0

Figure 1.9: Schéma représentant le fonctionnement d’une micro-lentille en coupe

sur l’axe des abscisses. S0 représente la mesure de référence, f la distance focale et

Sx le déplacement sur le capteur du spot par rapport à S0. Crédit : O. Martin,

Observatoire de Paris–LESIA. L’analyseur de courbure

Contrairement au Shack-Hartmann, qui mesure la position des spots, l’analyseur

de courbure (Roddier 1988) mesure l’intensité reçue de part et d’autre du plan

pupille. Si un front d’onde présente une courbure de phase concave (resp. convexe), une sur-(resp. sous-) intensité sera détectée avant (resp. après) le plan pupille. L’analyseur mesure donc le laplacien de la phase dans la pupille.

L’analyseur à pyramide

L’analyseur de front d’onde à pyramide (voirRagazzoni 1996, pour plus de détails)

est constitué d’un prisme pyramidal dont la pointe est placée au plan focal du télescope. En l’absence d’aberration, le faisceau lumineux est divisé en quatre, puis chaque faisceau crée une image de la pupille sur un capteur. Sur le capteur, on observe quatre images de la pupille dont les intensités sont égales. En présence d’aberrations, le faisceau va illuminer de manière inégale les différentes faces de la pyramide engendrant une différence d’intensité entre les quatre images de la pupille. En combinant ces quatre images, on obtient une information sur le signe du gradient de la phase. Cet ASO est très similaire au test du couteau de Foucault. Pour obtenir l’amplitude et le signe du gradient de la phase, un miroir à basculement est placé avant la pyramide pour faire osciller le faisceau entre les quatre faces de la pyramide. Lorsque le rayon des oscillations est grand, l’analyseur est linéaire quel que soit l’amplitude des aberrations, et avec un rayon faible, la sensibilité est accrue

1.5. L’optique adaptative 25 mais pour des faibles aberrations.