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Thierry Fusco Serge Meimon Cyril Petit ONERA DOTA/HRA

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Présentation au sujet: "Thierry Fusco Serge Meimon Cyril Petit ONERA DOTA/HRA"— Transcription de la présentation:

1 Thierry Fusco Serge Meimon Cyril Petit ONERA DOTA/HRA
4/6/2017 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 L’E-ELT: un futur géant
4/6/2017 L’E-ELT: un futur géant

3 Un télescope adaptatif
4/6/2017 Un télescope adaptatif Why? Increased collecting area  Fainter sources Increased diameter  Increased spatial resolution (with AO) Baseline Design 5 mirrors design 42 meters diameter cost 1000 M€ Phase “B” Design Study launched end years study 3 3

4 Grands Miroirs Déformables au sein de l’E-ELT
4/6/2017 Grands Miroirs Déformables au sein de l’E-ELT 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. Miroir TipTilt M5 Diamètre 3m 1ère résonance > 300Hz Consortium: NTE, Sagem, CSEM

5 Les enjeux … 4/6/2017 Objets du système solaire
Planètes, planétoïdes, satellites, astéroïdes (1 à 100 AU) Détection et caractérisation de planètes extra-solaires étoiles proches (1 à 100 pc) 1 à 100 années Formation des étoiles dans les galaxies  Galaxies proches (10 a 100 kpc) 103 à 107 années Formation des Galaxies Galaxies lointaines (1 à 10 Mpc) 108 années 1010 années Étude des galaxies primordiales naissance de l’univers (1 Gpc)

6 Instrumentation concept
NEED FOR Adaptive optics !!!!!!!!!!!!!!

7 Giant telescope and Adaptive Optics
4/6/2017 Giant telescope and Adaptive Optics VLT : 8m + Open loop Closed loop Gain in sensitivity : D² Gain in resolution : D E-ELT: 42m

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

9 Limitations de l’OA “classique”
4/6/2017 Limitations de l’OA “classique” Flux & contraintes technologiques Performances limitées sur axe Effets d’anisolanétisme Champ limité / Couverture de ciel faible OA Extreme optimisation du budget d’erreur & nouveaux composants / concepts OA grand champ & étoiles lasers Correction tomographique de la turbulence Altitude (km) % turbulence 5 10 15 20 25 30 35 8 6 4 2 12 14 16 Profil de turbulence Altitude (km) % turbulence 5 10 15 20 25 30 35 8 6 4 2 12 14 16 Profil de turbulence Cible scientifique Etoile guide a Pupille

10 Les enjeux … et les solutions …
4/6/2017 Les enjeux … et les solutions … Objets du système solaire Planètes, planétoïdes, satellites, astéroïdes (1 à 100 AU) Couverture de ciel / multi-objets OA à grand champ Détection et caractérisation de planètes extra-solaires étoiles proches (1 à 100 pc) 1 à 100 années Formation des étoiles dans les galaxies  Galaxies proches (10 a 100 kpc) 103 à 107 années Formation des Galaxies Galaxies lointaines (1 à 10 Mpc) 108 années Tres hautes performances OA extrême 1010 années Étude des galaxies primordiales naissance de l’univers (1 Gpc)

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

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

13 Technical FoV alias GSFoV
La tomographie … qu’est ce que c’est ??? 4/6/2017 Technical FoV alias GSFoV LGS & NGS for WFS Scientific FoV =  GSFoV =  La solution miracle à tous vos problèmes ?????

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

15 Ca se decline en différents systèmes … Selon les besoins astrophysiques
GLAO-LGS LTAO: ATLAS MCAO:MAORY MOAO:EAGLE

16 AO « à grand champ » (pour l’E-ELT)
4/6/2017 AO « à grand champ » (pour l’E-ELT) GLAO Ground layer adaptive optics Réduire uniformément le seeing (x2) Dans ~10x10 arcmin² Performance Champ analysé MOAO Multi-object adaptive optics EAGLE EE > 30% dans qq arcsec² Multiplexage = 20 objets Dans 5x5 arcmin² MCAO Multi conjugate adaptive optics MAORY SR ~ 50% Dans 2x2 arcmin² LTAO Laser Tomography adaptive optics ATLAS SR ~55 % Dans ~ qq arcsec²

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

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

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

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

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

24 The ATLAS project Institutes : ONERA, LESIA, GEPI and UK-ATC (+ LAM)
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 ATLAS TLR  And yet we want a simple instrument
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 ATLAS LGS extraction concept
LGS number and positions 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)

27 ATLAS baseline Pupil & Field rotation Calibration (IM) On sky
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 84x84 1000x1000 pixels 500 Hz <3e- Correlation NGS WFS Bandwidth NGS FoV Truth sensor Dedicated μDM LOFPS H+Ks 30’’ ->2’ Ø < 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 estimation WFS data

28 ATLAS opto-mechanical design

29 ATLAS performance In nominal condition (ESO spec: 0.8’’ seeing, θ0=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 Principaux résultats 4/6/2017 HARMONI / SIMPLE METIS
NOMINAL CONDITIONS seeing = 0.8 Zenith = 0° θ0 = 2.08" LTAO Performance lambda (nm) 356 440 550 640 700 750 900 1250 1650 2200 3500 4800 10500 Ensquared Energy (%) Width (in mas) 10 0,04 0,1 0,7 2,1 3,7 5,2 10,3 21,1 26,1 26,4 17,8 13,7 3,9 20 0,3 1,2 3,2 5,3 7,4 15,1 32,1 42,5 48,5 45,6 37 14,3 40 0,6 0,8 2,2 4,7 7,2 9,6 18,2 37,8 53,6 63,8 62,8 61 35,1 60 1,7 3,6 6,6 9,3 11,9 22,4 40,5 56,3 67,8 75,9 69,1 54,2 80 2,9 8,5 11,5 14,2 23,2 42,4 58,2 70,2 79,8 80,1 100 3,3 4,3 7,1 10,7 16,4 25,6 44,8 59,5 71,7 81,3 84,6 67,5 SR (%) 1,9 5,5 18,8 35,3 52,7 75,6 90,5 96,9 FWHM (seeing limited) [mas] 778 743 705 685 674 666 646 609 586 546 483 442 357 FWHM (ATLAS) [mas] 373 211 8,9 8,1 8 8,2 9 10,1 12,1 17,6 23,7 49,1 FWHM (Diffraction) [mas] 1,8 2,7 3,14 3,4 4,4 6,1 10,8 17,2 23,6 49,6 HARMONI / SIMPLE METIS OPTIMOS / EAGLE like

31 ATLAS FoV optimisation
4/6/2017 ATLAS FoV optimisation Possible trade-off between ultimate performance and « uniformisation » in a given area

32 Comparison with GLAO Largest Gain F=for λ = [1 – 2] μm
4/6/2017 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 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 Merci pour votre attention
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