Optique adaptative et grands télescopes
Résumé
Severely Iimited by atmospheric turbulence, large ground based telescopes are not capable of attaining their intrinsic resolution in a direct manner. At infrared and visible wavelengths, they cannot resolve more details than a telescope with a diametre of several tens of centimetres. The technique of adaptive optics described here, offers the advantage over other techniques, to increase instrumentation resolution, of processing the wavefront before detection, in real time. When photon noise does not prevail, this allows a significant improvement of the signal to noise ratio. The correction is performed by a deformable mirror driven by a control signal calculated from measurements of the wavefront disturbances.The limitations of this instrumentation are Iinked to the number of mirror actuators, the accuracy of the wavefront measurement precision, due to the available flux for this measurement, and the servo loop bandwidth. The error signal sampling rate and the calculation time for the servo loop control determine the resulting bandwidth. We describe here an instrument tested on the sky during Autumn 1989. A wavefront corrected by means of a deformable mirror with 19 actuators permits us to obtain, in real time, diffraction-Iimited images, for wavelengths down to 2.2 um, at the coudé focus of the Observatoire de Haute Provence 1.52 m telescope. A 5x5 subaperture Shack-Hartmann wavefront analyzer is used to measure the disturbances with a frame rate of 100Hz. The resulting servo loop bandwidth is 9 Hz (0 dB point in open loop). The results presented demonstrate the strong potential of this technique for IR imaging in astronomy.
Sévèrement limité par la turbulence atmosphérique, les grands télescopes au sol ne sont pas capables d'atteindre leur limite de résolution intrinsèque de manière directe. En fonctionnement normal, ils ne peuvent pas résoudre plus de détails, aux longueurs d'ondes du visible et du proche infrarouge qu'un télescope de quelques décimètres de diamètre. La technique d'optique adaptative décrite ici, offre l'avantage sur les autres techniques, d'un traitement du front d'onde avant la détection du signal. Lorsque la détection n'est pas limitée par le bruit propre du signal incident ce traitement permet d'améliorer significativement le rapport signal sur bruit. La correction est réalisée par un miroir déformable dont les commandes sont calculées à partir des mesures des perturbations de la surface d'onde. Les limitations de cette instrumentation sont données par le nombre d'actuateurs du miroir, la précision de la mesure du front d'onde, liée au flux disponible pour réaliser la mesure, et à la bande passante de l'asservissement. Cette bande passante est surtout liée à la fréquence d'échantillonnage du signal d'erreur, et à la vitesse de calcul dans la boucle d'asservissement. Nous donnons la description d'un instrument testé en observatoire au cours de l'automne 1989. Le front d'onde corrigé au moyen d'un miroir déformable de 19 actuateurs, a permis d'obtenir en temps réel, des images limitées par la diffraction pour des longueurs d'onde supérieures à 2,2um, au foyer coudé du télescope de 1,52 m de l'OHP. La mesure de la perturbation est réalisée par un analyseur de Shack-Hartmann de 5x5 sous-pupilles pour échantillonner le signal à une fréquence de 100 Hz. La bande passante obtenu est de 9 Hz en boucle ouverte à 0 dB. Les résultats qui sont présentés illustrent l'intérêt de cette technique pour l'imagerie infrarouge en astronomie