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Versions terrestres d'hyper-télescopes:2- CARLINA, un miroir fixe d'échelle
kilomètrique
• Séminaire à 15h15 par A.Boccaletti (Collège deFrance & Observatoire de Paris-Meudon)Coronographie, recherche de planètes extra-solaires
•
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• Rappel des cours précédents• Étude entamée d ’un grand hyper-télescope au
sol , « CARLINA »:• Science• Technique• Construction progressive• Comparaison avec le télescope de 100m étudié par
l ’Observatoire Européen Austral projet
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Un hyper-telescope: Exo-Earth Imager
150 miroirsde 3m150 km
Terre à 3pc Pose 30mn
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Télescope géant dilué dans l ’espace….diamètre150 km, éléments nombreux• L ’ image Fizeau directe est inutilisable : la lumière va
surtout dans le large halo plutôt que dans le picd’interférence
• une solution: « l ’imagerie à pupille densifiée »
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Interféromètrede Fizeaudiamètres: D et despacement: s
• Figure de diffraction convoluée avec l ’objet• Inutilisable si s >> d ( peu d ’énergie dans le pic
central)
• Remède: densifier la pupille
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Densifier la pupille pour intensifierl ’image
Fonctiond ’interférence
Fonctionde
diffraction
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Densification de pupilleFizeau
Pupille densifiée
Rétrécit la fonctionde diffraction
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Pupille complètement densifiée
61
champ
s
champ ciel= λ / s
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Etoile hors axe: onde inclinéeFizeau
Pupille densifiée
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Effet de la densification de pupilleO(x, y) = F(x, y)⊗ D(x,y)
˜ O (α ,β) = ˜ F (α,β ) × ˜ D (α, β)
˜ O (α,β ) 2 = ˜ F (α ,β)2× ˜ D (α ,β )
2
étoile résolue S α ,β( )si D >> d , l' enveloppe est fixe
˜ O (α,β )2
= ˜ F (α,β )2⊗S(α, β)⎛
⎝ ⎜ ⎞ ⎠ ⎟ × ˜ D (α ,β )
2
TF
« fakirDirac »
disqueouverturedensification
image interference diffraction
Image pseudo-convoluée: convolution puis produit
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Diffraction par une ouverture multiple
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Figures de diffraction calculées
Ouverture diluée
Ouverture dense
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Reformuler la « règle d ’or desinterféromètres imageurs »
• Initialement: « tout interféromètreimageur a une pupille de sortieidentique à la pupille d ’entrée , àl ’échelle près » ou: « toutinterféromètre imageur est un Fizeau »
• Maintenant: « tout interféromètreimageur a une pupille de sortie oùles centres des sous-pupilles sontdisposés comme dans la pupilled ’entrée »
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Image simulée d ’une Terre vue à 10 années lumièrepar un hyper-telescope de 150km 150 miroirs de 3m,
pose 30mn
objet image brute
( Labeyrie, Science, 17 Septembre 1999)
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• Projet CARLINA
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The Optical Very Large ArrayArtist’s concept by Julien Dejonghe
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Section plane d ’un paraboloïde• Ellipse• Lieu des chemins optiques égaux• Déformable par rotation du
paraboloïde autour de son foyer
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Le Optical Very Large Array
• télescopes de1.5m, mobiles par hexapodes,• dimension 1 à 10 km• combineur modifié pour pupille densifiée• Construction d ’un élément à Obs. Haute Provence:
miroir mince actif en verre ordinaire• Essais prévus avec l ’interféromètre GI2T de Calern
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Combineur OVLA
• Pas très simple !
P1
I1I2
P2
MC1
MC3
MC4
MC6
MC7
MC8
FC
MC2
DC
Correcteur de dispersionatmospherique
Positionneur de pupille
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Mesure de position
• 3 sources laser polychromatiques, cohérentes• Comptage de franges
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Radio-télescope d ’Arécibo ( Porto Rico)
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CARLINA, unhyper-telescopeau sol
AM1
FU
M2
M3
FU
DC
Correcteur d’aberrationspherique ( Mertz )
Carlina acanthifolia
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Correcteur d ’aberration à f/1
Diamètre 3,5m pour pupille 100m
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Densifieur de pupille
Pupille densifiée
FoyerFizeau
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• Projet CARLINA
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Caractéristiques du concept CARLINA
• Miroir primaire fixe, sphérique, dilué• Utilise une dépression naturelle• Optique focale portée par ballon stabilisé• Plusieurs ballons et stations focales utilisables• Imagerie directe à pupille densifiée• Optique adaptative
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Science
• Résolution 0,1 milliseconde d ’arc ( visible)(0,01 potentiellement pour OVLA)
• Champ élémentaire 10 millisecondes• Imagerie stellaire résolue et circumstellaire• Noyaux actifs de galaxies, quasars
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Modes d ’observation
• Sans optique adaptative: tavelures• Avec optique adaptative: imagerie directe• Stations focales spécialisées: visible, infra-
rouge, coronographie etc...
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difficulté: mise en cohérence et en phase
• Longueur de cohérence λ /dλ• Tolerance de phase : tolérance de Rayleigh λ/4 ,
moins pour coronagraphie• techniques de l ’optique adaptative non directement
applicables à des éléments d ’onde séparés
2
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Trouver les franges: methode spectrale
• Transformée de Fourier pour extraire le signal dechemin optique
• information de phase aussi dans les pics• version automatisée sur GI2T ( Koechlin et al. )
Pupille doubleanamorphosée
Frangesd ’Young
TF
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Densifieur etoptique focale
L1M4
M5L2D
A
BS
M2
F
CPA
P
DC
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Phasage d ’unréseau linéaire
λ
Frangesdispersées
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Mise en cohérence et phase
S
DP GAML
C
I
HF
L
L'
L
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Extension de l ’analyseur de Shack-Hartmannmesure de piston et inclinaisons en lumière polychromatique ( montage Courtès)
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Utilisation de l ’ex-centralesolaire Thémis ?
N
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North
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Optique focale en ballon dirigeable ?
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Faisabilité d ’un ballon stabilisé• Miroirs M2 ET M3 ultra-légers de 8m en nickel ou carbone• Rigidifiés par gonflage
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version « télésiège » de CARLINA
CP
M
M
• Moins d ’éléments miroir• Possibilité de M1 parabolique, plus ouvert
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Câble support mobile « télésiège » ?
• Permet pointage en hauteur• Nécessite moins d ’éléments
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Dimension possible d ’un CARLINA
• Exemple: pupille de 1000m a f/2• Nécessite vallée large de 5600m pour +- 45°
(champ moyen)• Profondeur 1170m, orientation Est-Ouest• Correcteur de 8m?? Miroirs membrane M2 et M3
( pupilles 8mm sur M3 si éléments M1 de 1m)• Miroirs de 1m tous les 10m ? ( 1 hectare/km2)• Rechercher les sites possibles
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• Essai optique à l ’Observatoire de Haute Provence
• Essai au radio-télescope d ’Arécibo ?
Essais préparant CARLINA
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Combineur de faisceaux collimatés
M2
M3DL
C
F/2.3
C
M3
M2
L
• Utilisable avec éléments M1 plans, mais…..• Correcteur Mertz inutilisable:
• nécessite lignes à retard• éclatement du point de croisement ( coma)
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Coma
• Exemple pour Arécibo:• distance focale 130m• diamètre d’ouverture 60m• demi-champ β 3.7 degrés• largeur de l'aigrette 0,112• Delta 10 mm
Ouverture annulaire
coma
C=(1/16) f (D/f)^2 β
CD
f
β
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Viseur de réglageα
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Réglage angulaire des segments
CCDaminci
Trièdre à 2 facesréfléchissantes,
1 semi-transparente
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Le radio-telescope d ’Arecibo (Porto Rico)
• « bol » de 305m, focale 130m• Découverte du pulsar binaire ( prix Nobel de Hulse et Taylor)
• Plusieurs détecteurs mobiles, z < 20°• Utilisable pour essais d ’hyper-télescope optique ?
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Radio-télescope d ’Arécibo ( Porto Rico)
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Rail focal orientable
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Sous le miroir
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Deuxièmechariot etdétecteur
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• caméra suspendue• Utiliser le guidage existant ( précision 1mm)• Erreurs de guidage et foyer tolérables, période 1s• Déclinaison de -2° à +38° (Sirius, Algol, exclus, mais Tau
Boo avec planète à 10-4, 3 m“)
Essais à Arecibo ?
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• Fixés au sol par tripodes• Perturbation minimale
souhaitée au miroir radio
Montage des éléments de miroir primaire
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Correcteur d ’aberration à f/1 pour Arecibo
Diamètre 3,5m
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Conclusions
• OVLA: > 10km, foyer unique, complexe• CARLINA:
– plus simple que OVLA, foyers multiples– Mais difficultés: ballon, site– limité à 1 km ( > 1 000 km dans l ’espace)
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Quelques adresses :
• Programmes cours : www.college-de-france.fr• OVLA: Www.obs-hp.fr/~lardiere• OVLA: Www.obs-hp.fr/~dejonghe• Projets sol et espace: Www.obs-hp.fr/~labeyrie
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Articles
• Theorie de l ’imagerie à pupille densifiée:Labeyrie, A., »Resolved imaging of extra-solar planets with future 10-100km opticalinterferometric arrays » , Astron.Astrophys. Suppl. Series, 118, 517-524 , 1996.
• Labeyrie, A., « Direct searches: imaging, dark speckle and coronagraphy » in Planetsoutside of the solar system: theory and observations, p.261-279, J.M.Mariotti andD.Alloin (eds.), 1999, Kluwer
• Interférometre spatial:• Boccaletti et al. , Icarus ,Mai 2000.
• Labeyrie "Standing waves and pellicle: a possible approach to very large spacetelescopes", Labeyrie,A. Astron. Astrophys., 77, ppL1-L2, 1979.
• Labeyrie 1999, Napa Workshop on Ultra-Light Space Optics Challenge ULSOC
• Warrant, E., Bartsch,K. and Günthe, C. "Physiological optics in the humming-birdhawkmoth: a compound eye without ommatidia", J. Exp.Biology ( in press)