TP projets astro réalisés avec les élèves de SupOptique en 2004-2005
(en liaison avec notre observatoire)

Optique adaptative et haute résolution angulaire
Exoplanètes et photométrie différentielle
Métrologie comparative : interférométrie, Shack-Hartmann, Roddier
Spectro-imagerie solaire
 

Optique adaptative et haute résolution angulaire
(avec la participation de Jean-Philippe et Olivier)
Nous avons poursuivi cette année le développement de notre optique adaptative.

Rappelons qu'elle est constitutée des éléments suivants :
    - un miroir Cilas bimorphe BIM31 à 31 zones,
    - un analyseur de surface d'onde Imagine Optic HASO, avec une matrice de 16x16 micro-lentilles et une caméra CCD DALSA lue à 600 Hz,
    - un logiciel de contrôle de la boucle d'asservissement Imagine Optic HASO-CSO.

Cette année, l'effort a porté sur la simplification du montage, dont nous avons supprimé un certain nombre d'éléments :
- le laser HeNe qui servait aux alignements,
- le miroir étalon qui servait à "calibrer" l'HASO, ce dernier permettant en fait de mesurer le front d'onde en absolu.
De plus, toutes les optiques sont montées sur des bancs et supports Newport qui rendent maintenant les alignements plus faciles.
Enfin, nous avons pu tester une boucle d'asservissement rapide (> 600 Hz) fournie par Imagine Optic.

Voici l'allure du montage actuel :

Résultats :
Voici tout d'abord la PSF du montage, sans perturbation du faisceau et avec le miroir déformable au repos. A gauche, la PSF mesurée à l'HASO, à droite, la carte des tensions sur les 31 zones du miroir déformable :

Ensuite, la PSF du montage, toujours sans perturbation du faisceau et en activant la boucle de correction. Le miroir déformable corrige les défauts statiques du montage (les nombres inscrits dans les zones sont les tensions appliquées en volt).
La PSF est nettement améliorée :  

Enfin, la PSF du montage, alors que le faisceau est maintenant perturbé par un dépoli très léger, agité dans le faisceau :

La boucle de correction fonctionne donc bien. La cadence de traitement est d'environ 600 images par seconde. Il devrait donc être possible de corriger des perturbations atmosphériques dans la gamme [0, 60-100 Hz].

Les 2 paramètres clés sont le gain de la boucle et le nombre de modes filtrés, qui restent à optimiser.

L'an prochain, nous travaillerons sur les points suivants :
- bilan photométrique et estimation de la magnitude limite pour laquelle la correction est possible,
- installation du système sur un mini breadboard, en parallèle sur le C14. Le couplage C14-optique adaptative sera fait par l'intermédiaire d'un périscope,
- travail sur la voie imagerie, avec utilisation de notre petite lunette apochromatique FS60 de Takahashi.

Peut-être la première lumière en 2005-2006...

Exoplanètes et photométrie différentielle
(avec la participation de Jacques et Guillaume)
Nous avons poursuivi notre travail dans ce domaine (voir la page TP 2003-2004 comme introduction).
La prise d'images a pu être faite le 1^er décembre 2004.
Les éphémérides du transit (heure locale) étaient les suivantes : début à 17h09, milieu à 18h50, fin à 20h30.
Le Soleil se couchait lui à 17h00, donc le crépuscule interdisait de voir le début du transit. Nous avons donc décidé de nous concentrer sur la fin du transit, en prenant 70 images entre 19h33 et 20h39 (heure locale).
Voici un exemple d'image prétraitée de HD209458, entourée de 3 étoiles de références :

Pour toutes les images : C14, ST8, exposition = 20 s, avec filtre vert, champ total : 12 x 8 minutes d'arc, seeing très mauvais.

HD209458 a une magnitude de 7,65. Les références ont des magnitudes comprises entre 11,2 et 11,6.

Le traitement photométriques des 70 images a été fait avec IRIS. Nous avons utilisé 2 méthodes de dépouillement : la photométrie d'ouverture et la fonction PSF, cette dernière nous ayant donné les meilleurs résultats.

Voici la courbe de variation relative de flux de HD209458, en fonction du temps :

HD209458b : Fin de transit (juste après le crépuscule). La première planète extrasolaire détectée depuis notre observatoire.
Les données HST sont tirées de la courbe ci-dessous.
Le modèle est basé sur un petit disque noir qui passe devant l'étoile. On suppose que cette dernière a une luminance uniforme.
(l'écart avec HST est dû à l'assombrissement des bords de l'étoile, non pris en compte par notre modèle)

Attention, il s'agit ici de données brutes (pas de moyennage, pas de filtrage). Il semble que la fin du transit est bien détectée. L'amplitude mesurée est d'environ 1,6 %, proche de la valeur mesurée par le télescope spatial Hubble :

Transit de HD209458b vu par Hubble.

Il aurait été préférable de mesurer tout le transit, comme Hubble.
Néanmoins, ce résultat est assez satisfaisant, car mesurer une variation relative de flux d'environ 2 % sur une étoile de magnitude presque 8 reste très difficile.

Ce résultat nous a permis d'être reconnu par le réseau d'astronomes professionnels américain Transitsearch (voir ici). Nous sommes depuis sollicités dans le cadre de campagne de mesures.

Cette manip nous a fait beaucoup progresser dans la technique de la photométrie différentielle et nous avons quelques idées qui permettront d'obtenir de meilleurs résultats.

Métrologie comparative : interférométrie, Shack-Hartmann, Roddier
(avec la participation de Elodie et Hasanin)
Dans ce TP Projet, nous avons caractérisé un même instrument par 3 techniques très différentes, dans le but de les comparer et de dégager les avantages/inconvénients de chacune.

L'instrument testé est notre lunette apochromatique Takahashi FS60.

Les 3 techniques utilisées sont :
- l'interférométrie, avec notre interféromètre Zygo GPI-XP,
- l'analyse de surface d'onde, avec notre HASO Imagine Optic (32 x 32),
- l'analyse de courbure, avec le test dit "de Roddier".

Zygo
Il s'agit d'un interféromètre de Fizeau, utilisant un faisceau laser (HeNe) et la modulation de phase. Il permet d'analyser tous types de composants optiques, en réflexion ou en transmission.
Ses principales caractéristiques sont les suivantes :
- diamètre du faisceau d'analyse : 102 mm,
- précision de la mesure meilleure que l_visible/100 rms.

Le fabricant Zygo nous donne les spécifications suivantes (sur l'onde) pour nos 2 étalons :
- plan : l_visible/13,5 PTV, l_visible/62 rms @ l_visible = 633 nm,
- sphère : l_visible/13,5 PTV, l_visible/105 rms @ l_visible = 633 nm,

HASO
Dans ce dispositif, une matrice de micro-lentilles échantillonne spatialement le front d'onde. Dans le plan focal, on mesure avec un CCD les déplacements des différents spots, ce qui permet d'en déduire les pentes locales (devant chaque micro-lentille) du front d'onde.

Les principales caractéristiques de ce dispositif sont les suivantes :
- diamètre de chaque micro-lentille : 160 mm,
- matrice de micro-lentilles : 32 x 32,
- précision de la mesure ~ l_visible/100 rms.

Dans un premier temps et faute de mieux, nous avons utilisé le faisceau qui sort du Zygo comme faisceau source. Il est prévu d'acheter rapidement un collimateur visible de qualité.

Roddier
Au début des années 90, Claude et François Roddier, astronomes professionnels travaillant à l’observatoire de Hawaï, mettent au point une méthode permettant de mesurer les défauts des instruments optiques à l’aide d’un capteur CCD.
Le test dit de Roddier est une analyse photométrique et géométrique de deux images intra- et extra-focales.
Pour plus d'informations sur ce test, voir cette page.

Pour la mise en oeuvre pratique de ce test, nous avons utiliser un logiciel gratuit, écrit par des amateurs. La prise d'images est réalisée avec notre CCD SBIG ST8, sur le ciel.

Résultats :

	Zygo	HASO	Roddier
Avantage(s)	C'est la technique de référence, la plus précise	Très bonne précision. Coût moindre que le Zygo.	Coût faible (on pourrait utiliser une webcam ? ) et le logiciel de traitement est gratuit.
Inconvénient(s)	C'est aussi la plus chère...	L'échantillonnage spatial du faisceau est dans notre cas faible (32 x 32). Attention, la mesure doit être faite dans une pupille.	Mise en oeuvre laborieuse (les images intra- et extra- doivent avoir des diamètres très voisins). L'intégration du laplacien suppose des hypothèses sur les défauts.
	En haut : les franges, en bas : la surface d'onde	Matrice de spots des micro-lentilles	Images intra- (gauche) et extra- (droite) focales (FS60, ST8, exposition = 30 s sans filtre sur béta des Gémeaux)
Surface d'onde : écart à la sphère (nm rms, @ l = 560 nm)	l/32	l/28	l/33
Rapport de Strehl (%, +/- qlq %)	97	98	96

Ces premiers résultats (partiels) sont à considérer avec prudence, notamment les valeurs des rapports de Strehl. Ils sont très semblables par les 3 techniques (mais est-ce surprenant ? ), mais cela ne veut pas dire que ces tests sont équivalents.
La mesure interférométrique reste LA REFERENCE, et ce travail nous permet de constater que le test de Roddier semble produire des résultats intéressants pour nous amateurs (il est évident qu'il n'est pas question ici de remettre en cause tout le travail de C et F. Roddier dans ce domaine, travail publié et reconnu).
Ces 3 techniques permettent aussi de décomposer la surface d'onde sur la base des polynomes de Zernike, permettant ainsi de connaître la répartition des défauts (aberration sphérique, coma, astigmatisme...). Pour l'instant, les coefficients que nous obtenons par les 3 techniques diffèrent et nous analysons les raisons de ces écarts (à suivre...).
Il sera aussi souhaitable de refaire les images intra et extra-focales du test de Roddier avec un filtre (rouge par exemple), même si le chromatisme de notre FS60 est pratiquement invisible.

Caractérisation du C14 :
Devant ces premiers résultats encourageants, nous avons décidé de mesurer notre télescope (Schmidt-Cassegrain Celestron C14 de 355 mm de diamètre). Le Zygo et l'HASO ne sont pas faciles en mettre en oeuvre avec cet instrument (pour le Zygo, le faisceau d'analyse n'a que 102 mm de diamètre, et pour l'HASO, le couplage au foyer n'est pas évident).  Par contre, la mise en oeuvre du test de Roddier est plus facile.
Nous avons pour cela choisi une étoile (31 Lynx) pas trop brillante (mag 4,25) et surtout très proche du zénith (hauteur ~ 83°). Nous sommes donc sûr que l'excentrement du miroir primaire ("mirror flop") est négligeable. Avant la mesure, la collimation a été contrôlée. L'exposition est de 30 s, pour bien moyenner les effets de la turbulence.

Voici les 2 images intra- (gauche) et extra- (droite) focales :

(C14, ST8, exposition = 30 s sans filtre sur 31 Lynx)

Le test de Roddier nous donne :
- pour la surface d'onde, un écart à la sphère de l/12 nm rms (@ l = 560 nm),
- pour la tache image, un rapport de Strehl de 77 %.
L'instrument satisfait pratiquement au critère de Rayleigh, ce qui avait été pressenti depuis longtemps en observation visuel.

Spectro-imagerie solaire
(avec la participation de Antoine et Eric)
Dans ce TP Projet, nous avons décidé de construire un spectro-imageur, dans le but d'obtenir des images monochromatiques du Soleil, en particulier sur la raie Ha.
Nous nous sommes largement inspiré du travail d'un des meilleurs spécialistes amateur français du domaine : Christian Buil. Son site est très complet et présente largement les principes de cette technique.

Voici l'ensemble du montage réalisé :

L'objectif sera remplacé plus tard par notre FS60.
La fente (récup) est réglable, avec une largeur minimale d'environ 20 mm. Elle présente des défauts et devra être changée.
Le réseau (récup) a 1800 traits par mm. Il est en mauvais état et devra aussi être changé.
Le laser HeNe a servi à calibrer spectralement le montage (grâce à 2 raies à 633 et 640 nm).

Le temps imparti a été utilisé pour concevoir et réaliser l'instrument, mais nous n'avons pratiquement pas pu le tester. Nous avons juste fait une image du Soleil dans le continuum (hors Ha) un jour où le Soleil était voilé...

Nous espérons présenter des images des protubérances solaires dans les prochaines semaines...

Pour nous contacter :
thierry dot lepine at institutoptique dot fr (anti-spam)