Perspectives instrumentales en interférométrie visible SF2A, Atelier Prospectives en Interférométrie Optique, 2013 PERSPECTIVES INSTRUMENTALES EN INTERFEROMETRIE

Perspectives instrumentales en interférométrie visible

SF2A, Atelier Prospectives en Interférométrie Optique, 2013

PERSPECTIVES INSTRUMENTALES EN INTERFEROMETRIE VISIBLE

Philippe Berio et Stéphane Lagarde



• Tour d’horizon des principaux instruments visibles en opération NPOI PAVO (SUSI/CHARA) VEGA (CHARA) Bilan

• Projets en cours VISION VEGAS

• Conclusions et Perspectives

Plan



Tour d’horizon: NPOI

INSTRUMENT FOCAL: • Fonctionnement en mono-r0 • Recombinaison co-axiale par paire• Modulation de l’OPD• Détecteur : 32 APDs • Group-delay fringe tracking sur 6 bases• Bande spectrale 550-850nm dans 16 canaux (R ~ 30-50) • Magnitude limite du fringe tracking sur une base : mv = 6.7 • Magnitude limite du fringe tracking sur 6 bases : mv ~ 6.0• Mesures de V2 et de clôtures de phase

NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) :• Installé à Flagstaff (Arizona)• Sidérostats de 50cm déplaçables• Réseau Imagerie : 6 sidérostats - Bases de 2m à 437m• Réseau astrométrique : 4 sidérostats – Bases de 19m à 38m• Système de LAR : Long DL+ Fast DL • Système de métrologie pour l’astrométrie



Tour d’horizon: PAVO

INSTRUMENT FOCAL (installé sur SUSI et CHARA)• Fonctionnement en mode multi-r0 • Recombinaison multi-axiale de 3 télescopes• Filtres spatiaux optimisés sous forme de masques• Franges d’interférence modulées spatialement dans un plan pupille• Pupilles fragmentées en 16 zones dispersées et imagées sur le détecteur EMCCD• Bande spectrale 650nm-950nm avec R=40• Magnitude limite mV=8.2• Mesures de V2 mais pas de clôture de phase (?)



Tour d’horizon: VEGA

INSTRUMENT FOCAL VEGA (CHARA)• Fonctionne dans le visible (450nm- 850nm)• Recombinaison de 2, 3 ou 4 télescopes• Recombinaison multi-axiale avec pupille redondante et codage spatio-spectral • Fonctionne en mode franges dispersées (R = 5000, 30000)• Fonctionne en mode multi-r0 (D/r0~ 7-10)• Franges enregistrées dans deux bandes spectrales simultanément• Utilisation de 2 détecteurs à comptage de photons• Franges asservies dans l’IR avec les instruments CLIMB ou MIRC• Magnitude limite mV~8• Mesures de V2 (difficile pour V faible) mais pas de clôture de phase



Tour d’horizon: Bilan

Instrument mono-r0 (NPOI) Magnitude limite mV~6 Résolution spectrale faible R<50

Instruments multi-r0 (PAVO, VEGA) Magnitude limite mV~8 Résolution spectrale jusqu’à 30000 Mesures de visibilités faibles difficiles Mesures de clôtures de phase très difficiles

Amplitude du pic HF

0.342r0

2

0.25D2V 2

Pourquoi ces limitations en multi-r0?

SNRV 2

MN0.342r0

2

0.25D2V 2

0.001 MNV 2 si r0 10cm et D1m

SNR MN 3 / 2 0.342r02

0.25D2

3 / 2

V1V2V3

0.00003 MN 3 / 2V1V2V3 si r0 10cm et D1m

Estimateurs V2 et indépendants de ce facteurMAIS

SNR V2 et impactés



Tour d’horizon: Bilan

Pour dépasser les limites actuelles=> utilisation d’optiques adaptatives sur des télescopes de la classe

1-2m• Atteindre mV~10• Mesurer des V<0.1• Mesurer des clôtures de phase

CHARA : Installation d’OA sur les 6 télescopes de 1m (d’ici 2-3 ans)

NPOI : Installation de 4 télescopes de 1.8m équipés d’OA (?)

VLTI : Installation d’OA sur les ATs (en cours, d’ici 2 ans ?)

Evolutions prévues des grands réseaux interférométriques en opération



Projets en cours: VISION

INSTRUMENT FOCAL VISION (NPOI)• PI Matt Muterspaugh (Tennessee State University) • Design similaire à MIRC• Recombinaison multi-axiale avec pupille non redondante • Fonctionne en franges dispersées - 6 télescopes • Filtrage spatial par fibres optiques monomodes à maintien de polarisation• Détecteur à comptage de photons• Première franges 2T : 11 Octobre 2012• Premières franges 4T :15 Janvier 2013



Projets en cours: VEGAS

Réflexion sur un instrument de seconde génération• Démarrée début 2012 au sein du groupe VEGA

Pourquoi un instrument de seconde génération ?• Installation de systèmes d’OA d’ici 2 ou 3 ans• Problème de saturation des détecteurs comptage de photons (fort flux ou faible D/r0)• Mesure des clôtures de phase difficile (SNR du bi-spectre faible, trou de centreur)• Mesure difficile des visibilités faibles• Améliorer la magnitude limite• Améliorer la précision des mesures• Recombinaison de 6 télescopes simultanément




Concept retenu• Mode de recombinaison similaire à celui de VEGA• Filtrage spatial par fibre optique monomode• Caméra analogique rapide bas bruit (type OCAM)

VEGA actuel VEGA actuel

Paramètres: Efficacité quantique: 90%, Transmission CHARA: 3%,Transmission Spectro: 46%,Transmission OA: 80%,Transmission Polar: 50% ,Bruit de lecture: 0.13, 4 pixels par frange, FOV: 2/D , : 15nm @ 700nm, npix: 48x214 , DIT: 15ms, M: 40000 (10 minutes), Vinst: 0.7, RatioPhot: 20%, 4 télescopes

Performances attendues (CHARA avec OA + OCAM)




Prototype de laboratoire

✗ Recombinateur 3 voiesMode franges disperséesAvec voies photométriquesPupille non redondante

✗ Filtrage spatial par fibres optiques monomodes à maintien de polarisation

✗ Bande spectrale accessible

de 550nm à 850nm avec une résolution spectrale de 500




Franges détectées sur toutes les étoiles dans toutes les configurations

Test de la caméra OCAM au foyer de l’instrument CHARA/VEGA

• 4 demi nuits d’observation en Novembre 2012 (2 nuits exploitables)• Installation et observation réalisées par S.Lagarde, P.Feautrier et P.Balard• 10 étoiles observées :

- Magnitude de mV=0 à mV=5.5 - Mode 2T (S1S2) et 3T (E1E2W2)- Moyenne résolution spectrale (R=5000)

autour de H et à 800nm- Temps de pose testés : 1ms – 2ms -5ms –

10ms – 20ms - 40ms




Influence du temps de pose sur la Visibilité Instrumentale

Vers des temps de pose < 5ms

Réduction de l’effet du jitter d’OPDatmosphérique et instrumental

(vibrations)




Observation de la raie H de CasPhases et Visibilités différentielles

Disque en rotation képlérienne




✗ Premier test réussi d’une OCAM dans un contexte interférométrique visible même si :

mode de fonctionnement de VEGA pas bien adapté à l’OCAMNombre de pixels insuffisants pour imager tous les speckles

✗ Franges détectées en 3T jusqu’à magnitude 5.5avec un r0~5cm

✗ Travailler sur la cosmétique du détecteur: Obtenir une correction propre du BIAS et du FLAT Caractériser les structures spatiales et leurs évolutions temporelles En collaboration avec l’IPAG et le LAM

✗ Traitements V2 et Différentiel fonctionnent correctement Mode comptage de photon possible car RON<<1

✗ Prochaines étapes: Estimation des clôtures de phase Nouvelle campagne : caractérisation du jitter d’OPD (atmosphère+CHARA) ??

Bilan de la campagne OCAM/VEGA/CHARA



Conclusions et Perspectives

Challenges pour l’instrumentation focale visible• S’adapter au fonctionnement avec OA sur des télescopes de 1-2m • Axes de R&D à développer :

Optique intégrée Détecteur rapide bas bruit (RON<<1e-) de taille 512x512 au moins

• Définir les caractéristiques (Résolution spectrale, Polarisation, …)

instrumentales en fonction des science cases Premier atelier organisé en Février 2013 à l’OCA Document bilan en cours de rédaction

Perspectives sur CHARA• S’appuyer sur le succès de VEGA • Projet VEGAS présenté au dernier CHARA Meeting• Concurrence forte (Projet VISION, Evolution de PAVO)• Utiliser le prototype VEGAS comme démonstrateur 2014-2015 ?

Perspectives sur VLTI• Ouvrir une nouvelle bande spectrale • 3ième génération après MATISSE et GRAVITY ??• Instrument visiteur (type PIONIER) ??• Réseau des ATs bien adapté pour l’imagerie visible

Documents

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