Conférence

Le système d'optique adaptative NAOS

Résultats

Résultats en laboratoire

Image turbulente seeing (force de la turbulence) : 0,6 secondes d'arc (arcsec)

Image corrigée par optique adaptative Rapport de Strehl : 69 %

Image sans turbulence 90 %

La phase finale d'intégration et de tests a eu lieu au CNRS Bellevue à Meudon en 2001. Une installation optique dédiée simulait des étoiles de magnitudes différentes et des turbulences atmosphériques de différentes amplitudes. L'ensemble des fonctionnalités de NAOS ont ainsi été validées avant son envoi au Chili en octobre 2001.

Première lumière le 25/11/01

Etoile de magnitude = 8
Longueur d'onde d'imagerie sur CONICA : = 2.2 µm
Droite : non corrigée - Gauche : corrigée

Image non corrigée FWHM*: 0.50''

Image corrigée par optique adaptative FWHM*: 0.07''

* FWHM : Full Width Half Maximum (largeur à mi-hauteur)

L'installation du système NAOS + CONICA au foyer Nasmyth du VLT (UT4-Yepun) a duré un mois. La phase de test "sur le ciel" a été effectuée de novembre 2001 à mai 2002 sur quatre périodes de deux semaines. La première lumière et la première image corrigée ont été obtenues le 25 novembre. Grâce aux tests effectués en laboratoire, le système a pu donner sa première image corrigée une heure seulement après la première mise en service de l'ensemble du système.

Rapport de Strehl en fonction de la magnitude (sur le ciel)

La relation entre la phase aberrante et la qualité-image s'exprime, dans un système à haute qualité d'image, par le rapport de Strehl (en anglais, Strehl Ratio : SR). Ce dernier est défini comme le rapport entre l'intensité au centre du champ de la fonction d'étalement de point (FEP) en présence d'aberrations et l'intensité au centre du champ obtenue pour une fonction d'étalement de point théorique (i.e. obtenue en l'absence d'aberration) :

où est l'intensité de la fonction d'étalement au point considéré
et sont les coordonnées dans le plan image.

Un rapport de Strehl de 100 % correspond donc à une image corrigée de la totalité des aberrations optiques.

Analyseur visible

Analyseur infrarouge

Mesures du rapport de Strehl à 2,2 µm
obtenues avec un analyseur de surface d'onde visible (en haut) et infrarouge (en bas)
en fonction du flux des étoiles guides.
La magnitude en bande V correspond au domaine visible,
la magnitude en bande K à celui de l'infrarouge.
La forme des symboles indique la force de la turbulence (seeing) issue du dispositif de surveillance de la turbulence et corrigée de la masse de l'air :

• étoiles (bon seeing : < 0. 7'')
• croix (seeing moyen : < 1.1'')
• diamants (seeing faible : > 1.1'')

• symboles en gris :
  • grands : utilisation de 14x14 lenslet arrays
  • petit : utilisation de 7x7 lenslet array

Pour les étoiles guides très lumineuses (14x14 sous pupille), le rapport de Strehl varie beaucoup : de 30 à 60 %, soit 10 à 15 % en-dessous des performances obtenues en laboratoire. La dispersion causée par la force de la turbulence n'explique le phénomène que jusqu'à 2 secondes d'arc. C'est dû à des problèmes de vibration de la structure du télescope qui engendre une dégadation non corrigeable pour NAOS.

Les performances en fonction de l'accroissement de la magnitude correspondent bien aux prévisions,et ce, jusqu'à des étoiles de très faible intensité. Comme on s'y attendait, la performance, dans ce régime de magnitude, est très sensible à la force de la turbulence et à la vitesse du vent.

Correction pour des étoiles très faibles

SR ~ 6% en K (gain de 7)
Mag V = 17.6, seeing = 0.8'', Analyseur visible

SR ~ 4% en K
Mag K = 13.1, seeing = 1.2'', Analyseur infrarouge

Pour des étoiles de magnitude très faible ( 17 en V, 13 en K), le système permet encore d'obtenir une correction significative.

Exemple : Correction pour la lune (objet étendu)

	Image de la surface de la lune brouillée par la turbulence à = 2,3 microns	Image corrigée par NAOS à = 2,3 microns Analyse de front d'onde sur un pic (3'' de diamètre) à 20'' au sud du centre du champ

L'image après correction est la plus nette jamais obtenue de la lune depuis le sol.

Bilan

Grâce aux tests en laboratoire, le système a immédiatement fonctionné sur le ciel. Après la première intégration, neuf mois de réglages fins ont été nécessaires pour atteindre les performances ultimes du système.

On atteint un rapport de Strehl de plus de 60 % en bande K, avec des étoiles guides brillantes et lorsque les conditions d'observation sont bonnes. Les principales limitations aux performances proviennent des vibrations du télescope. Depuis septembre 2002, NAOS et CONICA sont utilisés quotidiennement par les astronomes et fournissent un nombre important de résultats astrophysiques.

Les performances de NAOS

Pour des conditions médianes de seeing (force de la turbulence) : SR ~ 60 % en bande K

• Correction substantielle sur des objets très faibles : Mv=17.6, SR=6 %
• Performances limitées par les vibrations du télescope
• Pré-compensation des aberrations statiques
• Observation complètement automatisée
• De nombreuses fonctionnalités originales pour des observations astronomiques spécifiques :

• réfraction différentielle, modèle de pointage/précalibrage,
• asservissement et suivi d'objets en mouvement,
• chopping, contre-chopping...

Perspectives

• Déconvolution des images NAOS à partir des erreurs résiduelles de front d 'onde
• Optique adaptative à très haut Strehl pour l 'observation des exo-planètes
  cf VLT Planet Finder (SR~90%)
• Correction par optique adaptative dans un grand champ
  cf Multi-Conjugaison
• Optique adaptative des extrêmement grands télescopes
  (30 à 100m de diamètre)

Mis à jour le 25 mai 2004 - © ONERA 2009 - Crédits et conditions d'utilisation