Laser Guide Star Wave-Front Sensing in the Extremely Large Telescopes era : Strategies & Detectors
Analyse de Surface d'onde sur étoiles laser pour les futurs télescopes extrêmement grands. Stratégies et détecteurs.
Résumé
Europe has just launched the construction of the largest ground-based telescope: the ELT. In operation by 2027, this 40m giant will answer fundamental questions from the search for and characterization of planets to the formation and evolution of the first galaxies of the universe. Adaptive Optics (AO), by correcting real-time aberrations introduced by the atmosphere, is essential to reach the ultimate performance of this future European giant. The ELT has therefore been designed as an adaptive telescope, which will provide images with an angular resolution of less than 10 milli-arsec in the near infrared. For this purpose, the ELT is equipped with a deformable mirror in its optical train (the 4th mirror of the telescope, alias M4), as well as 8 laser stations, to create artificial sources (Laser Guide Stars or LGS) for wavefront analysis.
Laser stars have been used in AO on 8/10m telescopes for about ten years now, and the performances are relatively well mastered. However, scaling up to a 40m telescope represents a much bigger challenge than a simple extrapolation of the current concepts, and this in particular because of the "spot elongation" problem.
The spot elongation comes from the fact that the laser stars are not point objects, but extended sources. Indeed, the layer of sodium atoms, located at ~90km above the telescope, has a thickness between 10km and 20km. The laser stars resulting from the excitation of these sodium atoms by the laser light propagated from the telescope have thus a "cigar" shape in the sodium layer. By perspective effect, they appear as extended objects (ellipses) on the opposite edge of the telescope pupil. For a 40m telescope, the laser spots have a size between 1arcsecond for those close to the Laser Launch Telescope (LLT) and a maximum expected elongation which can reach up to 25arcseconds. In the case of Shack-Hartmann Wave-Front Sensing, which is the scope of this this work, the difficulty is therefore to perform a wave front analysis on highly extended objects, and whose elongation varies in the pupil.
In this PhD thesis, we explore the gain brought by new CMOS detectors to cope with this spot elongation problem. The CMOS detectors offer a large number of pixels, which open the possibility to get both a good sampling of the best LGS spots and a wide Field-of-View for the most extended spots. However, the CMOS detector comes with other complexities, such as the small physical pixel size, which restrict the potential configurations. In this thesis, we have first performed a full characterisation of a new CMOS detector, and showed that it was appropriate for building a LGSWFS for an ELT. We have then built a first prototype of an LGSWFS, and demonstrated the full measurement chain. This prototype serves for an ELT instrument like HARMONI.
L'Europe vient de lancer la construction du plus grand télescope au sol : l'ELT. D'ici la fin de cette décennie, ce géant de 40 m répondra à des questions fondamentales allant de la recherche et la caractérisation des exoplanètes à la formation et l'évolution des premières galaxies de l'univers. L'optique adaptative (AO), en corrigeant en temps réel les aberrations introduites par l'atmosphère, est essentielle pour atteindre les performances ultimes de ce futur géant européen. L'ELT a donc été conçu comme un télescope adaptatif, qui fournira des images avec une résolution angulaire de moins de 10 milli-arsec dans le proche infrarouge. Pour cela, l'ELT est équipé d'un miroir déformable dans son train optique (le 4ème miroir du télescope, alias M4), ainsi que de 8 stations lasers, afin de créer des sources artificielles (Laser Guide Stars ou LGS en Anglais) pour l'analyse du front d'onde. Les étoiles laser sont utilisées en AO sur des télescopes de 8/10m depuis une dizaine d'années maintenant, et les performances sont relativement bien maîtrisées. Cependant, le passage à l'échelle d'un télescope de 40 m représente un défi bien plus important qu'une simple extrapolation des concepts actuels, notamment en raison du problème de l'élongation du spot, qui provient du fait que les étoiles laser ne sont pas des objets ponctuels, mais des sources étendues. En effet, la couche d'atomes de sodium, située à 90km au-dessus du télescope, a une épaisseur comprise entre 10km et 20km. Les étoiles laser résultant de l'excitation de ces atomes de Sodium par la lumière laser propagée depuis le télescope ont donc une forme de "cigare" dans la couche de Sodium. Par effet de perspective, elles apparaissent comme des objets étendus (ellipses) sur le bord opposé de la pupille du télescope. Pour un télescope de 40 m, les taches laser ont une taille comprise entre 1 seconde d'arc pour celles proches du projecteur laser (Laser Launch Telescope - LLT) et une élongation maximale attendue qui peut atteindre jusqu'à 25 secondes d'arc. La difficulté est donc de réaliser une analyse de front d'onde sur des objets très étendus, et dont l'élongation varie dans la pupille. Dans cette thèse, nous explorons le gain apporté par les nouveaux détecteurs CMOS pour faire face à ce problème d'élongation des spots. Les détecteurs CMOS offrent un grand nombre de pixels, ce qui ouvre la possibilité d'obtenir à la fois un bon échantillonnage, et un large champ de vue pour les spots les plus étendus. Dans cette thèse, j'ai d'abord réalisé une caractérisation complète d'un nouveau détecteur CMOS, et montré qu'il était approprié pour construire un LGSWFS pour un ELT. J'ai ensuite construit un premier prototype de LGSWFS, et démontré la chaîne de mesure complète. Ce prototype sert pour les futurs instruments de l'ELT comme HARMONI.
| Origine | Fichiers produits par l'(les) auteur(s) |
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