3.3.1
Laser Tomography Adaptive Optics
Grˆace aux ´etoiles lasers, la couverture du ciel peut avoisiner les 100%. N´eanmoins, l’utili- sation d’une LGS plutˆot que d’une NGS ne peut pas donner de performances ´equivalentes, en particulier `a cause de l’effet de cˆone. Il est cependant possible de limiter cet impact en utilisant plusieurs LGS entourant l’objet d’int´erˆet et d’augmenter consid´erablement le volume turbulent sondable comme illustr´e en figure 3.3. Grˆace `a la combinaison de toutes les mesures provenant d’ASO pointant dans des directions diff´erentes, il devient possible de reconstruire tomographi- quement la phase turbulente dans la direction d’int´erˆet et de la compenser avec un MD dans le plan pupille. Notons qu’il faut n´eanmoins une mesure de l’angle d’arriv´ee du front d’onde sur la pupille `a partir d’une NGS.
On parle alors de Laser Tomography Adaptive Optics (LTAO) ([Baranec et al., 2006]) qui est une technique qui couple `a la fois l’utilisation d’´etoiles lasers et la reconstruction tomographique de la phase pour compenser les perturbations atmosph´eriques dans une direction donn´ee, c’est- `a-dire dans un champ de correction limit´e par l’anisoplan´etisme.
3.3.2
Multi Conjugated Adaptive Optics
Pour r´epondre aux besoins scientifiques n´ecessitant un grand champ de correction, un nou- veau concept d’OA a ´et´e propos´e par Beckers ([Beckers, 1988]) bas´e sur l’utilisation de plusieurs MD en s´erie conjugu´es `a des altitudes diff´erentes. L’id´ee est d’´echantillonner en altitude le vo- lume turbulent `a l’aide de plusieurs MD. Il s’agit alors d’un syst`eme d’OA multi-conjugu´e, ou
Multi Conjugated Adaptive Optics (MCAO) ([Ellerbroek, 1993]).
L’esprit de la MCAO ainsi nomm´ee est donc v´eritablement de corriger le front d’onde le plus uniform´ement possible sur un grand champ au prix de quelques miroirs suppl´ementaires. Grˆace `a une reconstruction tomographique du volume turbulent, il est possible de comman- der ad´equatement les MD. En g´en´eral, le champ de correction est fix´e par des sp´ecifications d´etermin´ees pour r´epondre `a des besoins scientifiques. Il faut alors d´eterminer le nombre de MD et leur altitude de conjugaison en prenant en compte les r´esultats de profilom´etrie du site d’observation ([Fusco et al., 2001]).
3.3.3
Ground Layer Adaptive Optics
La Ground Layer Adaptive Optics (GLAO) ([Rigaut, 2002]) est une technique qui a pour but de compenser uniquement la turbulence dans le plan pupille du t´elescope. Elle ne n´ecessite alors qu’un seul MD dans le plan pupille et permet, `a partir de senseurs de front d’onde conjugu´es au plan pupille, d’apporter une compensation des fluctuations de phase dues `a la couche au sol, quasi-uniforme sur l’ensemble du champ de vue du syst`eme.
Cette technique ne n´ecessite pas de reconstruction tomographique, elle s’appuie sur la moyenne des mesures des ASO pour en d´eduire la contribution de la couche turbulente dans le plan pupille afin de la compenser. Je montrerai dans le chapitre 11 que c’est cette couche qui do- mine tr`es largement le profil turbulent. Les couches en altitude ne sont n´eanmoins pas corrig´ees, ce qui peut limiter grandement les performances d’un instrument de GLAO. La correction sur un tr`es grand champ permet cependant d’augmenter le nombre de NGS suffisamment dans le champ, donc d’am´eliorer notablement la couverture du ciel. De tels syst`emes ont avant tout pour but de fournir une correction uniforme sur un tr`es grand champ plutˆot que d’atteindre la r´esolution maximale donn´ee par la diffraction du t´elescope.
Deuxi`eme partie
L’optique adaptative multi-objets et
Chapitre 4
De nouveaux enjeux astrophysiques
J’ai introduit les concepts d’OA grand champ comme la MCAO et la GLAO dans le chapitre pr´ec´edent. Je vais maintenant me concentrer sur une nouvelle technique d’OA qui est centrale dans cette th`ese, baptis´ee la MOAO pour Multi-Object Adaptive Optics. J’expliciterai les besoins astrophysiques qui ont amorc´e l’´elaboration de cette nouvelle m´ethode, et pourquoi elle est plus appropri´ee que la MCAO ou bien la GLAO pour ce genre de probl´ematiques.
4.1
L’´etude de la formation et l’´evolution des galaxies
Les galaxies ont toujours ´et´e `a la base de sujets sensibles dans la communaut´e scientifique, en particulier `a cause des id´eologies anthropiques mettant l’homme au centre de l’Univers. L’id´ee d’avoir quelque chose d’ext´erieur `a notre propre galaxie a mis du temps `a germer. Le
grand d´ebat en 1920 entre Curtis et Shapley sur la question de ce que sont les n´ebuleuses
jusque l`a observ´ees, permet de soulever des questions fondamentales sur ces objets. Il faudra attendre les observations de Hubble de 1923 au t´elescope Hooker de 2,5 m au mont Wilson pour mesurer les distances de plusieurs objets n´ebuleux, dont M31 la bien connue galaxie d’Androm`ede aujourd’hui. Il ´enoncera alors sa loi entre la distance de ces objets et leur vitesse de r´ecession connue aujourd’hui sous la loi de Hubble ([Hubble, 1929]), ce qui m`enera par la suite `a la notion de d´ecalage vers le rouge (redshift), d’expansion de l’Univers et de th´eorie du
Big Bang.
Suite `a ses observations au mont Palomar, Hubble a propos´e une classification des galaxies en fonction de leur morphologie. Il distingue les galaxies elliptiques, les galaxies spirales et spirales barr´ees ainsi que les galaxies irr´eguli`eres. L’int´erˆet de cette classification r´eside dans la corr´elation entre la morphologie de la galaxie et ses propri´et´es physiques. Par exemple, la relation de Tully-Fisher donne la luminosit´e des galaxies spirales en fonction de la puissance quatri`eme de leur vitesse de rotation. De plus, il a ´et´e observ´e que les galaxies spirales sont g´en´eralement compos´ees d’´etoiles jeunes et chaudes, donc plutˆot bleues, comparativement aux galaxies elliptiques qui sont rouges et plus anciennes ([Marzke et al., 1998]).
Ces observations ont pos´e et posent toujours des questions fondamentales sur la formation et l’´evolution des galaxies. Plusieurs missions scientifiques sur le t´elescope spatial Hubble, mais aussi sur les t´elescopes de 8 `a 10 m au sol, ont permis de mettre en ´evidence que les fractions de populations des galaxies ´evoluent beaucoup avec la distance `a la Terre, donc dans le temps. Pour l’univers local, cette distribution s’´evalue `a environ 65 % de galaxies spirales, 31 % de galaxies elliptiques et enfin 4 % de galaxies irr´eguli`eres ([Abraham et al., 1996]), alors que pour un redshift de 0,6, la proportion de galaxies spirales connues chute `a 20 %, tandis que les galaxies irr´eguli`eres deviennent plus nombreuses avec une proportion de 40 %, qui semble augmenter avec le redshift ([Conselice et al., 2005]). Ces chiffres soul`event alors des interrogations sur la formation et l’´evolution des galaxies dont l’´etude n´ecessite de travailler, d’une part sur un
62 CHAPITRE 4. DE NOUVEAUX ENJEUX ASTROPHYSIQUES
´echantillon statistique cons´equent, mais d’autre part, de pousser les limites de l’instrumentation actuelle et d’observer des objets `a tr`es grands redshift. En particulier, il faut s’int´eresser `a leur morphologie, ce qui n´ecessite une tr`es bonne r´esolution spatiale, mais aussi `a leur dynamique et leur composition chimique, ce qui peut aussi n´ecessit´e une bonne r´esolution spectrale.
Les futurs projets de t´elescope au sol de classe 30 `a 40 m de diam`etre vont permettre d’´etudier pr´ecis´ement des objets extra-galactiques. L’ambition de ces instruments est l’´etude des galaxies jusqu’`a des redshift de sept ([Evans et al., 2008]). Cependant la taille des galaxies diminue avec le redshift et devient rapidement inf´erieure `a la seconde d’angle, taille qui cor- respond g´en´eralement `a celle d’une FEP limit´ee par le seeing. Ces nouveaux t´elescopes au sol devront alors ˆetre ´equip´es d’instrument d’OA pour assurer une analyse pr´ecise des galaxies primordiales de l’Univers.
Figure 4.1: Comparaison d’´echelle entre le futur E-ELT, le VLT et l’arc de triomphe. Cr´edit:ESO.