4.3 Des ornithologues chez les astronomes
5.1.2 Phase B
La phase B ([Morris et al., 2011]) de Canary s’est d´eroul´ee en 2012 et 2013. Le but ´etait cette fois-ci de d´emontrer la MOAO utilisant trois NGS et quatre LGS Rayleigh pour la re- construction tomographique. Un nouveau banc optique qui surplombe la voie principale a alors ´et´e install´e pour permettre la mesure de front d’onde sur les LGS. Afin de ne pas polluer la voie optique principale menant au TS avec la lumi`ere du laser, une autre lame dichro¨ıque a ´et´e plac´ee devant le plan focal d’entr´ee de Canary et donc r´efl´echit le faisceau laser vers le banc optique laser. Cependant, pour des raisons d’indisponibilit´e de la cam´era des ASO LGS initialement pr´evue, la phase B a ´et´e s´epar´ee en deux sous phases, respectivement phase B1 et phase B2.
En phase B1, Canary n’utilisait que trois NGS avec une LGS pouvant ˆetre positionn´ee n’importe o`u dans un champ de une minute d’angle. En pratique, la LGS ´etait plac´ee sur l’axe et
5.1 L’installation de Canary au WHT 71 focalis´ee `a une altitude de 13,5 km. Afin de s´electionner les photons provenant de cette altitude, le banc optique LGS ´etait ´equip´e d’une cellule de Pockels fabriqu´ee `a partir de mat´eriaux `a bi- r´efringence contrˆol´ee par un champ ´electrique. Ces cellules permettent d’att´enuer efficacement le flux lumineux en fonction de sa polarisation en appliquant une diff´erence de potentiel. Le faisceau devait alors ˆetre polaris´e, ce qui signifie une perte de la moiti´e du flux du fait des lasers utilis´es, avant d’ˆetre filtr´e par la cellule qui ´etait synchronis´ee avec l’acquisition des mesures sur les NGS.
Dans la configuration optique de la phase B2, il y avait cette fois-ci quatre LGS formant un ast´erisme carr´e de 23 secondes d’angle de cot´e, centr´e sur l’axe de Canary. Les faisceaux lasers ´etaient d´evi´es via une pyramide conjugu´ee au plan focal du t´elescope, puis ´echantillonn´es grˆace `a une matrice de micro-lentilles unique (cf. figure 5.3). Les photons LGS ´etaient finalement int´egr´es par une cam´era 128×128 pixels disposant d’un obturateur ´electronique1 permettant
de s´electionner l’altitude d’´emission des photons Rayleigh ([Morris et al., 2012]). Le banc laser de Canary en phase B est illustr´e en figure 5.3. Pour les diff´erents tests et ´etalonnages, le simulateur de t´elescope s’est vu dot´e de quatre sources lasers d’altitude r´eglable.
Figure 5.3: Photographie du banc LGS en configuration phase B2. Cr´edit : Tim Morris.
Il est possible de r´egler finement la zone d’altitude d’o`u proviennent les photons (range
gate). L’avantage est que le rapport signal `a bruit augmente lin´eairement avec la largeur de la
zone sond´ee, mais atteint tr`es vite une saturation due `a la troncature des spots LGS, comme illustr´e en figure 5.4. Les faisceaux provenant d’altitudes diff´erentes de l’altitude de focalisa- tion de l’´etoile laser sont d´efocalis´es, ce qui induit une ´elongation des spots comme illustr´e en figure 5.4. En phase B2, l’altitude de focalisation du laser a ´et´e r´egl´ee `a 21 km avec une pro- fondeur de focalisation de 1,5 km, ce qui engendre une faible ´elongation d’environ 1,2 secondes d’angle ([Morris et al., 2013]). Or pour un r0 de 15 cm (valeur m´ediane, cf. chapitre 11), les
spots NGS ont une taille approximative de 0,7 secondes d’angle. Les faisceaux lasers traversent eux deux fois la turbulence, ce qui conduit `a des spots de taille √2λ/r0 ≃ 1, 0 secondes d’angle.
72 CHAPITRE 5. CANARY :UN D´EMONSTRATEUR DE LA MOAO
Autrement dit, l’´elongation des spots est tr`es peu notable en sachant que les pixels LGS ont une taille d’environ 0,47 secondes d’angle sur le ciel.
Figure 5.4: A gauche :` Spots lasers obtenus sur le ciel. `A droite :Intensit´e en photons/trame en fonction de la profondeur de la couche d’´emission des photons Rayleigh en m`etres et pour une fr´equence de 150 Hz. Ces mesures ont ´et´e r´ealis´ees en phase B1 avec l’´etoile laser sur l’axe ([Morris et al., 2013]).
Enfin, en section 3.2.1 j’ai expliqu´e que l’analyse de front d’onde sur des ´etoiles artificielles ne permet pas de mesurer l’angle d’arriv´ee du front d’onde sur la pupille du t´elescope. Cependant, il existe d’autres processus qui peuvent introduire un basculement commun de tous les spots LGS, comme la turbulence `a l’aller, les vibrations du t´elescope `a l’´emission comme au retour, des erreurs de suivi de la cible ou bien des d´ecalages dus `a un mauvais centrage du d´erotateur. Pour assurer que les spots LGS restent dans le champ des sous-pupilles, les basculements intempestifs du faisceau sont compens´es par un miroir de basculement en boucle ferm´ee sur les spots lasers. Le design opto-m´ecanique final est donn´e en figure 5.6.
Enfin, durant la phase B, Canary s’est vu dot´e d’une nouvelle cam´era IR refroidie, nomm´ee Camicaz, permettant de faire des images en bande J (≃ 1280 nm), H (≃ 1670 nm) et K (≃ 2180 nm). C’est notamment grˆace `a cette cam´era que la premi`ere image d’une galaxie en MOAO a ´et´e r´ealis´ee avec Canary durant les observations de la phase B2 en 2013. Les transmissions optiques de cette cam´era ont ´et´e ´etalonn´ees et sont report´ees en figure 5.5.
5.1 L’installation de Canary au WHT 73
Figure 5.6: Design opto-m´ecanique de Canary en configuration phase B.