1.4 Techniques pour obtenir les Hautes Résolutions Angulaires dans les
1.4.3 Source de référence pour les techniques HRA
1.4.3.1 Angle d’isoplanétisme
Pour estimer les aberrations optiques dues à la turbulence avec suffisamment de précision, il faut disposer d’un flux de référence relativement élevé, et ce quelle que soit la technique a posteriori ou le senseur de front d’onde utilisé. Dans le cas de l’observation astronomique la lumière est particulièrement raréfiée et la turbulence évolue rapidement. La plupart du temps il n’est donc pas envisageable d’utiliser la lumière des objets astronomiques observés pour les corrections. Il faut alors trouver une source de référence brillante, de préférence ponctuelle, située dans un domaine angulaire suffisamment proche de l’objet observé (domaine d’isoplanétisme).
Comme on vient de le voir ce sont principalement les aberrations de phase causées par l’atmosphère qui sont responsables des dégradations des images astronomiques pour les télescopes situés sur les tout meilleurs sites terrestres d’observation. Le do- maine d’isoplanétisme est donc en pratique fixé par la turbulence. L’angle d’isoplané- tisme est défini par Fried à l’analogue des paramètres r0 et τ0comme l’angle d’obser- vation de deux sources ponctuelles, pour lequel les aberrations de phase induites par l’atmosphère diffèrent en variance de 1 rad2. En utilisant l’expression (1.26) du r
0, il vient [Fried, 1982] :
θ0 = 0.314 × r0
h , (1.39)
où h est l’altitude caractéristique de la turbulence : h = R h5/3C2 n(h)dh R C2 n(h)dh 3/5 . (1.40)
Comme on le voit dans la définition de h et sur la figure 1.7, ce sont les couches turbulentes situées aux altitudes les plus élevées, pour des forces de fluctuation d’indice C2
n(h) comparables, qui déterminent l’angle d’isoplanétisme. z Pupille du télescope Couche turbulente Cellule cohérente à l’altitude h à l’altitude h2 à l’altitude h 3 Couche turbulente Couche turbulente 1 de diamètre r (h )0 3 θ
Techniques pour obtenir les HRA dans les images longues poses 29 Tout comme les autres paramètres atmosphériques de Fried, l’angle d’isoplané- tisme est chromatique et varie comme λ1.2. Par exemple pour une altitude caractéris- tique de h = 5 km, l’angle d’isoplanétisme vaut ∼ 2 secondes d’arc avec un r0 typique de 15 cm à 500 nm dans le visible, tandis qu’il vaut plus de 13 secondes d’arc pour le r0équivalent à 2.5 µm dans l’infrarouge.
Ces valeurs sont plus petites que le champ d’observation des télescopes de grand diamètre. De plus la possibilité de trouver une source de calibration dans la partie spé- cifique du champ pour laquelle on souhaite obtenir les hautes résolutions angulaires, décroît rapidement pour les courtes longueurs d’onde. En pratique on montre que la proportion de couverture du ciel pour effectuer des corrections à l’aide de l’optique adaptative est inférieure à 1% dans le visible [Foy, 2005].
1.4.3.2 Etoile laser artificielle
Le concept d’étoile artificielle laser a été proposé par Foy and Labeyrie [1985] pour remédier au problème d’anisoplanétisme en astronomie et à l’insuffisante couver- ture du ciel en étoiles de référence suffisamment brillantes. Une source lumineuse de référence est créée dans l’atmosphère terrestre par stimulation laser, à une altitude suf- fisante par rapport aux couches turbulentes les plus élevées (h>30 km). Le procédé le plus utilisé est celui de l’excitation résonnante des atomes de sodium. Ces atomes sont situés dans une couche de la mésosphère de l’ordre de 10 km autour de h' 95 km d’al- titude. La transition énergétique des électrons du sodium qui est utilisée correspond à une longueur d’onde d’absorption et de réémission spontanée de 589.2 nm.
A cause du rendement modeste de l’ordre de 2% de l’absorption pour cette tran- sition du sodium, du nombre limité d’atomes de sodium dans la section utile de la mésosphère et de leur temps de désexcitation significatif, la première limitation de l’étoile laser est que le flux retourné est parfois insuffisant. Des procédés d’excitation plus efficaces, en utilisant des états atomiques non quantifiés font aujourd’hui l’objet de recherches prometteuses, mais ces procédés ne sont pas encore assez mûrs pour être utilisés pour l’étoile laser.
Le deuxième problème majeur de l’étoile laser est l’effet de cône [Foy and Labey- rie, 1985; Tallon and Foy, 1990]. A cause de la distance finie de l’étoile laser au téles- cope, les portions de couches turbulentes traversées par la lumière de l’étoile artificielle ne sont pas les mêmes que celles traversées par la lumière provenant de l’objet astro- nomique. Les systèmes d’optique adaptative multi-conjugués ont été proposés par Foy et Tallon pour résoudre ce problème pour les télescopes de grand diamètre à l’étude, car l’effet de cône augmente avec le diamètre D. Le principe de ces systèmes est de disposer les étoiles lasers de telle sorte, que chaque portion significative de couche tur- bulente traversée par la lumière d’observation soit caractérisée. Cette méthode est donc une forme de cartographie en 3 dimensions de la turbulence (tomographie). Elle per- met également si on applique simultanément des corrections séparées à divers parties
du champ du télescope, d’augmenter la portion de champ correctement corrigée. Le dernier problème de l’étoile laser artificielle est l’indétermination de la pente de la surface d’onde (tip-tilt) ou de façon équivalente l’indétermination de l’angle d’arri- vée de la surface d’onde. Ces deux grandeurs sont différentes, ce qui est discuté plus en détail au chapitre 5, mais elles représentent toutes les deux un déplacement exclu- sivement, et le déplacement ne peut pas être estimé à partir de l’étoile laser artificielle monochromatique. En effet le décalage global de la lumière est subit également à l’al- ler du laser et au retour de la lumière réémise à la même longueur d’onde par le sodium, en vertu du principe de retour inverse de la lumière, et puisque le temps de propagation dans l’atmosphère est court devant l’évolution de la turbulence. De façon alternative le faisceau laser peut être émis par un télescope auxiliaire pour que les deux composantes ne s’annulent pas complêtement, mais le problême d’indétermination reste intact car on ne sait pas séparer les composantes de déplacement liées à l’aller et au retour. Comme on ne peut pas déterminer dans quelle région du ciel est située l’étoile laser, on ne peut pas estimer quel est le déplacement induit par la turbulence sur l’objet qu’on veut ob- server. Cette indétermination est critique car 85% de la variance de la surface d’onde atmosphérique, qui doit être estimée pour obtenir les hautes résolutions angulaires, est due à ce déplacement. On peut utiliser des étoiles naturelles situées dans le champ de l’observation pour estimer le déplacement de l’objet. Mais la possibilité de trouver des sources suffisamment brillantes et donc l’efficacité de cette méthode dépend beaucoup de la portion du ciel qui est observée. Le concept d’Etoile Laser Polychromatique a été proposé par Foy [1995] pour obtenir une estimation de la pente de la surface d’onde atmosphérique dans n’importe quelle direction d’observation. Il est actuellement en phase de démonstration pour l’Optique Adaptative dans le visible.