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Instruments - Technologie

par Administrateur - 4 mars 2014 ( maj : 25 novembre 2016 )

Associant un défi scientifique à un défi technologique, SPHERE est l’un des instruments d’observation astronomique depuis le sol les plus complexes jamais réalisés.

Il est constitué de quatre sous-systèmes principaux :

  • SAXO : module d’optique adaptative extrême permettant de compenser en temps réel la turbulence atmosphérique au niveau de l’instrument,
  • Coronographes stellaires : module d’atténuation de la lumière de l’étoile, permettant d’éliminer le flux provenant de l’étoile pour ne laisser passer que les photons de la planète,
  • IRDIS : imagerie différentielle et polarimétrie dans l’infrarouge
  • IFS : spectrométrie à intégrale de champ dans l’infrarouge
  • ZIMPOL : imagerie différentielle polarimétrique dans le visible
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SPHERE combine donc 3 techniques d’imagerie haut contraste qui sont :

  • l’optique adaptative extrême (XAO)
  • la coronographie
  • l’imagerie différentielle spectrale, polarimétrique et angulaire

La première permet de compenser en temps réel la turbulence atmosphérique au niveau de l’instrument. Elle requière un système d’analyse du front d’onde ainsi qu’un élément correcteur, le miroir déformable. Ce système en boucle fermée, fournira dans le cas de SPHERE des niveaux de correction de 85% à 95% en proche IR selon les conditions atmosphériques et les filtres considérées. Le miroir déformable de 41x41 actuateurs permet de corriger un champ de l’ordre de 1" de rayon avec une rapidité de quelques millisecondes.

La coronographie permet d’atténuer la lumière stellaire pour révéler celle d’une planète. Il s’agit d’un masque situé dans le plan focal et combiné à un diaphragme dans le plan pupille. SPHERE inclut plusieurs types de coronographes d’amplitude et de phase. La difficulté est d’obtenir une atténuation importante le plus proche possible de l’étoile et sur une large gamme spectrale. Les coronographes de SPHERE ont été développés avec ces priorités. Néanmoins, même un coronographe parfait ne sera pas capable d’éliminer totalement les photons stellaires puisque un résidu non négligeable de lumière stellaire n’est pas corrigé par l’optique adaptative. On utilise donc à une troisième méthode.

L’imagerie différentielle consiste à tirer parti d’une différence physique entre l’étoile et la planète pour optimiser sa détection et sa caractérisation. Par exemple, les planètes géantes contiennent des éléments chimiques (comme le méthane) non présent dans l’étoile. Une analyse spectrale précise permet donc de distinguer la planète de l’étoile. Dans SPHERE, deux instruments (IRDIS et IFS) utilisent ce principe dans l’IR proche, et le troisième instrument (ZIMPOL) effectue une analyse polarimétrique dans le visible. A ces deux principes d’imagerie différentielle, s’ajoute l’imagerie différentielle angulaire qui prend en compte le fait qu’au foyer d’un télescope alt-azimuthal le champ du ciel tourne. On peut alors discerner un objet réel (qui tourne) d’un défaut optique de l’instrument qui lui sera quasi-fixe.

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Trois instruments sont donc disponibles sur SPHERE pour l’observation haut contraste dans le visible et le proche infrarouge :

  • IRDIS Infra-Red Dual-beam Imager and Spectrograph : L’instrument IRDIS dédié à l’imagerie différentielle spectrale constitue l’un des principaux mmodles de SPHERE. Les principales caractérisatiques d’IRDIS concernent un couverture spectrale de 950 à 2320 nm et une caméra de 12.25 mas par pixel pour une échantillonnage à Nyquist à 950 nm. Il possède un champ de vue de 11" en diamètre pour imager deux longueurs d’onde simultanées sur deux quadran du détecteur Hawaii 2kx2k. Imager deux longueurs d’onde en simultané permet de calibrer proprement les aberrations de l’instrument et minimiser les aberrations différentielles à moins de 10 nm rms. Dix différents couples de filtres peuvent être utilisées pour explorer les bandes d’absorption moléculaires des atmosphères exoplanétaires. En imagerie classique, 12 filtres larges, intermédiaires et étroits sont disponibles. En plus de l’imagerie différentielle et classique, IRDIS offre un mode spectroscopique avec un résolution de 50 et 500, ainsi qu’un mode d’imagerie polarimétrique différentielle. Un mode d’imagerie de la pupille est aussi disponible pour calibrer l’instrument. L’imagerie différentielle spectrale est faite en utilisant un séparateur de faisceaux. Chaque faisceau a ses propres objectifs et limitateur de filtres. Le défi principal est une spécification sur les aberrations différentielles à moins de 10 nm rms, mais le budget d’erreurs s’appuyant sur une technologie de polissage de haute qualité des optiques la respecte. Cette option a été préférée à une approche plus classique utilisant un prisme Wollaston utilisé pour NaCo dans son mode SDI car cela permet de s’affranchir du problème de limitation de champ de vue et d’utiliser des matériaux de haute qualité.
  • IFS Infra-red Integral Field Spectrograph : Alors qu’un spectrographe à intégral de champ est conceptuellement un défi, il est clairement reconnu comme extrêmement précieux et indispensable pour la recherche et la caractérisation d’exoplanètes. Cela s’explique par deux principales raisons : i/ un IFS peut être construit avec zéro aberrations différentielles, ii/ l’accès au multi spectral permet une meilleure correction de la chromaticité des tavelures et de mieux prendre en compte les spécifités des atmosphères exoplanétaires. Pour SPHERE, nous poursuivons le concept BIGRE fondé sur un réseau de micro-lentilles qui s’incrit dans la continuité des développements de concept plus classique de type TIGRE adapté pour la haute résoltuion et le haut contraste. La spécification en terme de contraste à 5 sigma est de 1e-7 à 0.5" avec un but d’atteindre 1e-8 para rapport au pic stellaire. La couverture spectrale de l’IFS s’etend de 0.95 à 1.7 microns, permettant une utilisation simultanée avec IRDIS en bande H et de l’IFS en J. Un pouvoir de résolution de 30 est obtenu avec un champ de vue carré de 1.35". L’échantillonnage respecte le critère de Nyquist à 0.95 microns impsé par IRDIS. L’optimisation des utilisations IFS et IRDIS en terme de détecteurs et optiques a été une spécification importante du système. Le même format de détecteur Hawaii 2kx2k a été choisi avec une coupure probablement similaire à grandes longueurs d’onde à celle du détecteur d’IRDIS.
  • ZIMPOL Visible Differential Imager : L’imageur polarimétrique de Zurich (ZIMPOL) est un polarimètre de haute précision travaillant dans le visible de 600 à 900 nm. Le principe de l’instrument est fondé sur l’utilisation d’une modulation rapide à partir d’un retarateur ferro-électrique et d’un démodulateur du signal polarimétrique utilisant un CCD modifié. Les avantages de cette technique sont : i/ d’imager de manière simultanée deux états de polarisation perpendiculaires (la modulation est plus rapide que le temps de cohérence atmosphérique) sur le même pixel. Grâce à cette approche, une précision polarimétrique de 1e-5 ou mêm meilleure devrait être atteinte. Le CCD couvre un champ de vue de 3" échantillonné à Nyquist. Le champ de vue peut être déplacé pour créer un chap de vue de 4" en déplaçant l’étoile. En plus du mode poalrimétrique, ZIMPOL offre la possibilité d’obtenir des images dans le visible à très haute résolution spatiale dans plusieurs filtres larges et étroits. Cette capacité sera unique dans l’ère post-HST.



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