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Optiques adaptatives tomographiques pour l’E-ELT la limite de diffraction pour 100% du ciel ? Thierry Fusco Serge Meimon Cyril Petit ONERA DOTA/HRA.

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1 Optiques adaptatives tomographiques pour l’E-ELT la limite de diffraction pour 100% du ciel ? Thierry Fusco Serge Meimon Cyril Petit ONERA DOTA/HRA

2 2 L’E-ELT: un futur géant

3 3 Un télescope adaptatif 3 Phase “B” Design Study launched end years study Why? Increased collecting area  Fainter sources Increased diameter  Increased spatial resolution (with AO) Baseline Design 5 mirrors design 42 meters diameter cost 1000 M€

4 4 Grands Miroirs Déformables au sein de l’E-ELT Miroir TipTilt M5 Diamètre 3m 1ère résonance > 300Hz Consortium: NTE, Sagem, CSEM Miroir Def. M4 Diamètre 2,5m ~7000 act. course > 70µm 2 études sous contrat ESO : Consortium : CILAS, AMOS, ONERA et al. ; Consortium : MicroGate, Sagem et al.

5 5 Détection et caractérisation de planètes extra-solaires  étoiles proches (1 à 100 pc) Formation des étoiles dans les galaxies  Galaxies proches (10 a 100 kpc) Formation des Galaxies  Galaxies lointaines (1 à 10 Mpc) Étude des galaxies primordiales  naissance de l’univers (1 Gpc) années 10 8 années 10 3 à 10 7 années 1 à 100 années Les enjeux … Objets du système solaire  Planètes, planétoïdes, satellites, astéroïdes (1 à 100 AU)

6 6 Instrumentation concept

7 7 Giant telescope and Adaptive Optics VLT : 8m E-ELT: 42m Gain in sensitivity : D² Gain in resolution : D + Open loopClosed loop

8 8 Some pretty nice AO results ! (on 8 m telescopes) Open loop Closed loop Galactic Center (NACO, Y. Clenet) Candidate companion Beta-Pic NACO, A.-M. Lagrange et al. First image of an Extrasolar planet

9 9 Limitations de l’OA “classique” Flux & contraintes technologiques  Performances limitées sur axe Effets d’anisolanétisme  Champ limité / Couverture de ciel faible Altitude (km) % turbulence Profil de turbulence Etoile guide Pupille ’  Cible scientifique Altitude (km) % turbulence Profil de turbulence OA Extreme optimisation du budget d’erreur & nouveaux composants / concepts OA grand champ & étoiles lasers Correction tomographique de la turbulence

10 10 Détection et caractérisation de planètes extra-solaires  étoiles proches (1 à 100 pc) Formation des étoiles dans les galaxies  Galaxies proches (10 a 100 kpc) Formation des Galaxies  Galaxies lointaines (1 à 10 Mpc) Étude des galaxies primordiales  naissance de l’univers (1 Gpc) années 10 8 années 10 3 à 10 7 années 1 à 100 années Les enjeux … et les solutions … Objets du système solaire  Planètes, planétoïdes, satellites, astéroïdes (1 à 100 AU)

11 11 OA à grand champs et étoile(s) laser Etoiles laser pour avoir  accès à tout le ciel  accès à un grand champ Mais :  Effet de cône  (“Spot elongation”)  Indétermination des bas ordres : Tilt / defocus Ca parrait génial … c’est gagné alors ???? Bon … OK … c’est pas gagné !

12 12 L’effet de cône numerical applications : D=42m GSFoVmin = D/(H LGS ) = 1.6’ 1.6’ D H LGS La solution : 1)Multiple LGS 2)Tomographie Etoile laser : objet source à 90 km => onde sphérique Objet astro : objet source à l’infini => onde plane Différence acceptable pour 8 m DRAMATIQUE pour 42 m “Focus anisoplantism

13 13 Technical FoV alias GSFoV LGS & NGS for WFS Scientific FoV =  L a tomographie … qu’est ce que c’est ??? GSFoV =  La solution miracle à tous vos problèmes ?????

14 14 Et en plus … ca marche … … Anne Costille, JOSA A 2010 accepté HOMER web site Sur le ciel dans le cadre d’une loi de commande simplifiée MAD ! Sans correction de la turbulence Correction en OA classique 7% 65% 10% 35% 20% 55% 12% 10% 18% Correction LTAO En labo dans le cadre d’une loi de commande optimale : HOMER ! MAD ‘06 Ω Cen MCAO sur le VLT

15 15 Ca se decline en différents systèmes … Selon les besoins astrophysiques GLAO-LGSLTAO: ATLASMCAO:MAORYMOAO:EAGLE

16 16 AO « à grand champ » (pour l’E-ELT) Performance Champ analysé GLAO Ground layer adaptive optics LTAO Laser Tomography adaptive optics MCAO Multi conjugate adaptive optics SR ~55 % Dans ~ qq arcsec² SR ~ 50% Dans 2x2 arcmin² Réduire uniformément le seeing (x2) Dans ~10x10 arcmin² MOAO Multi-object adaptive optics EAGLE ATLAS MAORY EE > 30% dans qq arcsec² Multiplexage = 20 objets Dans 5x5 arcmin²

17 17 La limitation principale du concept de tomographie avec LGS 2 effets principaux restent à gerer :  La mesure du tip-tilt  La mesure de la defoc On a toujours besoin d’étoile(s) naturelle(s) 

18 18 Problème de mesure des bas ordres avec LGS Tip tilt Defocus h = 90 km ΔhΔh defoc Fluctuations de la densité de soduim Indétermination du tilt

19 19 Les perturbations à corriger optimize control law maximize SNR concentrate photons optimize WFS concept Tilt : 300 mas rms (windshake) Tilt : 17mas rms (Turbulence, L0=25m) Defoc: 850 nm rms (Turbulence, L0=25m) 2 mas rms de tilt résiduel !!! 60 nm rms de defoc !!!!

20 20 Interpolation des mesures Besoin de 2 étoiles dans 2 arcmin (typiquement) Correction de l’ansioplanétisme de Tilt et de defoc

21 21 LO modes measurement and control Control law :  optimal solution= Kalman Filter  Complexity : only 3 modes to control  Rejection adapted to the signal  Sampling frequency: 500 Hz SNR :  « efficient photons » (good SR)  Trade-off: H+Ks Concentrate photons:  Dedicated DM (30x30), ADC Use of LGS tomographic data to correct for high order in the NGS direction  Full aperture  Huge gain in SNR (x100  1000)  Huge gain in limit magnitude : up to 20 !

22 22 Principle: Focal plane with λ/8 astig, 8x8 central pixels read, linearized maximum likelihood iterative algorithm Low Order Focal Plane Sensor a4= λ/15 a4= - λ/15 linearity Φ d = λ/8 (astigmatism)

23 23 Principle: Focal plane with λ/8 astig, 8x8 central pixels read, linearized maximum likelihood iterative algorithm Low Order Focal Plane Sensor Locking Noise propagation: Tip/Tilt: ~Cog Full aperture Focus: ~SH2x2

24 24 The ATLAS project ATLAS “Advanced Tomography with Laser for Ao Systems” Institutes : ONERA, LESIA, GEPI and UK-ATC (+ LAM) PI : T. Fusco PM : V. Michau PS : Y. Clenet SE : S. Meimon & H. Schnetler Optics : M. Cohen Mecha : P. Jagourel Duration : 16 months in 2 phases  Phase 1 : 7 months  Phase 2 : 9 months Associated scientific instruments  HARMONI, METIS, SIMPLE, (MICADO as a potential user) Advanced Tomography with Laser for AO systems

25 25 ATLAS TLR REQ-SYS-01 performance on axis: 50% in K under seeing conditions defined in AD3 REQ-SYS-02 15” off-axis: 35% (goal 45 %) in K under seeing conditions defined in AD3 REQ-SYS-03 Correction up to 13.5 μm in dry air conditions : SR = 95% on axis REQ-SYS-04 Sky coverage: 60° galactic latitude REQ-SYS-05 On-axis K-band 100% sky coverage PSF FWHM: 17 mas REQ-SYS-06 ATLAS clear FoV (with partial obscuration): 60” diameter REQ-SYS-07 ATLAS free FoV (free from optics): 30” diameter REQ-SYS-08 ATLAS instantaneous residual jitter: 2 mas REQ-SYS-09 ATLAS tip-tilt long term stability: 1 mas (during 15 min) => Differential tracking to correct for differential atmospheric dispersion REQ-SYS-10 ATLAS spectral range: 0.5 to 13.5μm with 90 % (goal 95 %) of transmission REQ-SYS-11 ATLAS additional thermal background: < 30 % (of the telescope including M1 to M5) in K REQ-SYS-12 Jitter capability up to 15” REQ-SYS-13 Guiding on a moving source capability with non sidereal speed of 100"/h  And yet we want a simple instrument

26 26 ATLAS LGS extraction concept LGS#  & LGSØ  => Simpler LGS extraction concept [Opto-mechanical simplification ] LGS#  & LGSØ  => Better tomographic reconstruction [System performance optimisation]  Good trade-off : 6 4’20’’  Spatial separation between NGS & LGS signal (no dichroic, no big optics) LGS number and positions

27 27 ATLAS baseline Pupil & Field rotation FoV Pupil Mechanical derotation Numerical derotation LGS Number Position Sky position 6 4’20’’ Fix w.r.t. sky objects LGS WFS Detector Sampling freq RON Centroiding SH 84x x1000 pixels 500 Hz <3e- Correlation NGS WFS Bandwidth NGS FoV Sampling freq RON Detector Truth sensor Dedicated μDM LOFPS H+Ks 30’’ ->2’ Ø 500 Hz < 6e- Hawaii 1-RG Yes 30x30 / 1 per channel RTC Control law (HO) Control law (LO) Split tomography POLC Kalman Calibration (IM)On sky Cn² / Na estimationWFS data

28 28 ATLAS opto-mechanical design

29 29 ATLAS performance In nominal condition (ESO spec: 0.8’’ seeing, θ 0 =2.08’’, Lo = 25m) 52 % for 98 % of the sky  > 97 lat < 60°  > 92 lat > 60° FWHM < 27 mas for 100 % SC (no NGS in the ATLAS FoV) (SR > 14 %)

30 30 Principaux résultats NOMINAL CONDITIONSseeing = 0.8Zenith = 0°θ0 = 2.08" LTAO Performance lambda (nm) Ensquared Energy (%) Width (in mas) 100,040,10,72,13,75,210,321,126,126,417,813,73,9 200,10,31,23,25,37,415,132,142,548,545,63714,3 400,60,82,24,77,29,618,237,853,663,862,86135,1 601,21,73,66,69,311,922,440,556,367,875,969,154,2 802,12,95,28,511,514,223,242,458,270,279,880,163,8 1003,34,37,110,713,716,425,644,859,571,781,384,667,5 SR (%)000,10,61,21,95,518,835,352,775,690,596,9 FWHM (seeing limited) [mas] FWHM (ATLAS) [mas] ,98,1888,2910,112,117,623,749,1 FWHM (Diffraction) [mas]1,82,22,73,143,43,74,46,18,110,817,223,649,6 HARMONI / SIMPLE METIS OPTIMOS / EAGLE like

31 31 ATLAS FoV optimisation Possible trade-off between ultimate performance and « uniformisation » in a given area

32 32 Comparison with GLAO Largest Gain F=for λ = [1 – 2] μm EE(50 mas) : gain > 10 EE(75 mas) : gain > 5 EE(100 mas) : gain > 3

33 33 Conclusions Systèmes à grand champs pour l’E-ELT sont fondamentaux. Ils nécessitent  Etoiles Laser  Tomographie  Optimisation de mesure NGS : mag  20 ! De nombreuses “briques” de base déja validées ou en cours de validations Etudes “système” préliminaires effectuées Premiers résultats plus qu’encourageants : Limite de diffraction (SR en K > 50 %) pour près de 98% du ciel ! MAIS :  Tests sur le ciel encore nécessaires (tomographie) = Canary  Systèmes complets EXTREMEMENT complexes !!!  Nécessite une approche industrielle ! Les challenges engendrés par l’E-ELT sont multiples … mais extrêmement motivants ! Si vous êtes intéressé(e)s par ATLAS et ses performances … n’hésitez pas à me contacter

34 34 Merci pour votre attention


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