Il y a deux sources principales d’aberration dans le cadre de l’imagerie astronomique. Premièrement, il y a les aberrations provenant du système en soi. Les sources incluent les imperfections des composantes optiques, les erreurs d’alignement et le mouvement du système. Deuxièmement, il y a la turbulence atmosphérique. Cette turbulence dévie la lumière provenant des étoiles brouillant les images. Le vent peut aussi causer des vibrations du télescope, induisant des vibrations dans le système optique. La section suivante présente ces sources en plus grand détail.
1.5.1 Aberrations du système [4]
Les erreurs d’alignement et le « jitter »1 sont des sources importantes de tilt qui peuvent être introduites dans
le système. Le tilt étant souvent la source la plus importante d’aberration dans le système, il est critique de bien le contrôler. Le jitter peut être induit par la vibration du système, venant de moteurs, de systèmes de contrôle de température ou de vent qui frappe le télescope.
La distorsion thermale est une autre source importante d’erreur. La distorsion thermale de l’enceinte du système peut causer des désalignements en changeant légèrement la position des optiques. Une distorsion thermale des optiques peut déformer des composantes optiques, changeant les distances focales. Ces effets sont généralement causés par des extrêmes de température dans l’environnement.
Les erreurs manufacturières sont aussi une source notable d’erreur. La déviation des paramètres optimaux des optiques est toujours présente. De plus, certaines méthodes de polissage peuvent avoir une composante périodique qui induit des aberrations à très haute fréquence spatiale. Ceux-ci peuvent masquer des aberrations autres qu’il serait désirable de corriger.
1.5.2 Aberrations atmosphériques
Dans un cadre d’observation astronomique, les aberrations atmosphériques sont souvent les plus importantes. Pour la turbulence minimale observable au québec, il n’y a aucune différence de résolution entre un télescope de 18 cm de diamètre et un télescope de 18 mètres. Cette section explicite les phénomènes causant cette dégradation du front d’onde, ainsi que le vocabulaire associé.
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Le « seeing » décrit les effets de turbulence généralisée de l’atmosphère à un point sur la terre. Elle est exprimée en arc seconde, où 1 équivaut à 4.8 . La valeur est basée sur le FWHM de la PSF du système qui effectue les observations. Sans compensation, le seeing atmosphérique peut être aussi bas que 0.45 et aussi élevé que 4.0 dans le proche infrarouge [4].
Un télescope tel l’observatoire du Mont Mégantic, avec un miroir primaire de 1.6 m, requiert un seeing en dessous de 0.1 . Les très grands télescopes en développement requièrent des seeing encore plus petits qui ne peuvent pas être trouvés sur la terre. Nous pouvons ainsi voir l’importance de l’AO pour corriger ces aberrations et obtenir un seeing désirable.
1.5.3 Théorie de la turbulence
Puisque la turbulence atmosphérique à petite échelle est un phénomène d’apparence aléatoire, des méthodes statistiques sont utilisées pour prédire son comportement. Un grand nombre de papiers ont été écrits pour tenter de comprendre le comportement, avec les écrits de Kolmogorov [8] ayant fournis la base qui est devenu le standard dans le cadre de l’AO [3] [9].
L’atmosphère est considérée comme un espace de gaz où des masses d’air de densités variées se déplacent. Il est à noter que l’indice de réfraction de l’air varie de façon notable avec la variation de vitesse et de densité. À certaines échelles, ces masses d’air se déplacent de façon aléatoire, ce qui est nommé la turbulence. Pour tenter de maitriser cette turbulence, nous utilisons des modèles statistiques pour la représenter.
Ces modèles considèrent une fonction de structure où est considérée une portée variant de la taille du plus petit tourbillon ( ) au plus grand ( ). En dessous de , de l’ordre du mm, les effets de viscosité thermique dominent. Au-dessus de , de l’ordre de la dizaine à la centaine de mètres, le comportement arrête d’être isotrope. Kolmogorov considère les cas idéaux de → ∞ et → 0.
Cette variation d’indice de réfraction selon les tourbillons est utilisée pour étudier un « power spectrum density » de ce qui est transmis à travers l’atmosphère. Ces modèles statistiques donnent un indicateur théorique de la distribution de l’indice de réfraction dans l’atmosphère [4].Ces modèles permettent de définir quelques paramètres essentiels pour la caractérisation de l’atmosphère.
1.5.3.1 Paramètre de Fried
La longueur de cohérence , aussi appelé le paramètre de Fried, représente le diamètre maximum permis d’un collecteur de lumière avant que la distorsion atmosphérique limite la performance de façon notable. Ce paramètre est utilisé comme indicatif de la qualité des conditions atmosphériques à un endroit donné sur la Terre. L’expression mathématique de ce paramètre est comme suit.
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| 1.68 / 1.25
Nous avons | , paramètre de fried pour une onde plane, la constante de structure de l’atmosphère, la longueur de propagation et le nombre d’onde. Il est cependant rare que l’expression soit utilisée, puisque la constante de structure est difficile à déterminer. L’évaluation empirique est généralement préconisée. Il existe des équations similaires pour les ondes sphériques qui peuvent être trouvées dans le Tyson [4].
Le paramètre / , soit le diamètre de l’ouverture du télescope sur la longueur de cohérence, est important dans l’évaluation des aberrations induites par la turbulence. Il représente le plus petit élément possible de corriger sur l’ouverture du télescope, donnant le nombre minimum d’actuateur requis sur la longueur d’un diamètre du télescope.
1.5.3.2 Fréquence de greenwood
Les effets de haute fréquence spatiale causés par la vitesse du vent sont estimés en utilisant la fréquence de Greenwood . Cette fréquence représente la largeur de bande requise pour une correction optimale du front d’onde. Pour une vitesse de vent constante et un paramètre de Fried nous avons l’expression suivante.
0.43 1.26
La valeur de la fréquence varie de la dizaine à la centaine de Hz, dépendant de la position géographique.
1.5.4 Effets de la turbulence
Tyson [4] énonce 3 différents effets principaux de la turbulence atmosphérique sur une étoile. Nous avons le
scintillement, une variation d’intensité aléatoire causée par l’interférence d’ondes d’une même étoile ayant
des trajets atmosphériques légèrement différents. Il ya a le frissonnement, une variation d’angle moyen d’arrivée du faisceau causé par les variations d’indice de réfraction dans l’atmosphère. Il y a finalement la
diffusion, soit un élargissement de la tâche d’Airy causé par des aberrations à haute fréquence spatiale induit
par la turbulence de l’atmosphère. Ces trois effets de la turbulence sont les plus importantes et son sujet à correction. D’autres phénomènes existent, telles l’absorbance moléculaire et la dispersion sur les aérosols, mais sont généralement négligeables.
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1.5.4.1 Scintillement
Le scintillement est la variation d’intensité due à l’interférence entre les faisceaux déviés d’une même étoile. Elle est produite par des tourbillons de l’ordre√ , avec la longueur d’onde et la longueur de propagation . Le scintillement est plus perceptible avec des petites ouvertures telle la pupille de l’œil. Elle est dépendante de la vitesse du vent et varie dynamiquement avec le temps.
1.5.4.2 « Beam wander » ou tilt
Le déplacement du faisceau provient de l’angle changeant du faisceau provenant de la source. Le déplacement rapide est nommé « jitter », et le déplacement lent est nommé « drift ». Du point de vue des aberrations, ceci cause une variation dynamique du tilt du front d’onde.
Un seul paramètre est utilisé pour faire la compensation de ce phénomène, soit la fréquence de Greenwood de tilt .
1.5.4.3 Aberrations de haut ordre
Les ordres d’aberration plus élevés, et ainsi de fréquence spatiale plus élevée proviennent surtout de tourbillons plus petits que la dimension du faisceau. Ces tourbillons peuvent, après plusieurs couches, peuvent affecter la cohérence de la lumière observée, et ainsi étendre le faisceau. Ces phénomènes ont plus d’effet sur les lasers émis dans l’atmosphère, mais peuvent avoir un certain effet sur l’image du télescope.
1.5.5 Transmittance de l’atmosphère
Figure 1.12 Transmittance atmosphérique selon la longueur d’onde [10]
Il est important de noter que dans toute situation d’observation astronomique, il est nécessaire de bien identifier la plage de longueurs d’onde que nous désirons observer. Tel qu’indiqué à la Figure 1.12, il existe plusieurs « plages » de transmittance plus élevées qui sont favorisées pour l’observation astronomique. Les plages principales de transmission sont dans les spectres visible et radio. Cependant, il existe des fenêtres plus limitées dans l’infrarouge.
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2 Conception de la bonnette
Ce projet implique la création d’une bonnette d’AO pour l’OMM, qui servira à la caractérisation et la validation de technologies en développement. Cette section inclut les spécifications requises ainsi que le détail de la bonnette.