Post on 04-Apr-2015
Optiques adaptatives tomographiques pour l’E-ELTla limite de diffraction pour 100% du ciel ?
Thierry FuscoSerge Meimon
Cyril Petit
ONERADOTA/HRA
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L’E-ELT: un futur géant
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Un télescope adaptatif
3
Phase “B” Design Study launched end 2006 - 3 years study
Why?Increased collecting area Fainter sourcesIncreased diameter Increased spatial resolution (with
AO)
Baseline Design• 5 mirrors design• 42 meters diameter• cost 1000 M€
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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 GalaxiesGalaxies lointaines (1 à 10 Mpc)
Étude des galaxies primordiales naissance de l’univers (1 Gpc)
1010 années
108 années
103 à 107 années
1 à 100 années
Les enjeux … Objets du système solaire Planètes, planétoïdes, satellites, astéroïdes (1 à 100 AU)
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Instrumentation concept
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Giant telescope and Adaptive Optics
VLT : 8m
E-ELT: 42m Gain in sensitivity : D² Gain in resolution : D
+
Open loop Closed loop
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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
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Limitations de l’OA “classique”
Flux & contraintes technologiques
Performances limitées sur axe
Effets d’anisolanétismeChamp limité / Couverture de ciel faible
Altitude (km)
% turbulence0 5 10 15 20 25 30 3
5
8
10
0
6
4
2
12
14
16 Profil de turbulence Etoile guide
Pupille
’
Cible scientifique
Altitude (km)
% turbulence0 5 10 15 20 25 30 3
5
8
10
0
6
4
2
12
14
16 Profil de turbulence
OA Extreme optimisation du budget d’erreur & nouveaux composants / concepts OA grand champ & étoiles lasersCorrection tomographique de la turbulence
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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 GalaxiesGalaxies lointaines (1 à 10 Mpc)
Étude des galaxies primordiales naissance de l’univers (1 Gpc)
1010 années
108 années
103 à 107 années
1 à 100 années
Les enjeux … et les solutions … Objets du système solaire Planètes, planétoïdes, satellites, astéroïdes (1 à 100 AU)
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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 !
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L’effet de cône
numerical applications : D=42m GSFoVmin = D/(HLGS) = 1.6’
1.6’
D
HLGS
La solution :1) Multiple LGS 2) Tomographie
Etoile laser : objet source à 90 km => onde sphériqueObjet astro : objet source à l’infini => onde plane
Différence acceptable pour 8 m DRAMATIQUE pour 42 m
“Focus anisoplantism
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Tec
hnic
al F
oV a
lias
GS
FoV
LG
S &
NG
S fo
r W
FS
Scientific FoV =
La tomographie … qu’est ce que c’est ???
GSFoV =
La solution miracle à tous vos problèmes ?????
1414
Et en plus … ca marche … …
Anne Costille, JOSA A 2010 accepté HOMER web site
http://www.onera.fr/dota/homer
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 MAD ‘06‘06
Ω Cen
MCAO sur le VLT
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Ca se decline en différents systèmes …
Selon les besoins astrophysiques
GLAO-LGS LTAO: ATLAS MCAO:MAORY MOAO:EAGLE
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AO « à grand champ » (pour l’E-ELT)
Performance
Ch
amp
anal
ysé
GLAOGround layer adaptive optics
LTAOLaser Tomography
adaptive optics
MCAOMulti conjugate adaptive optics
SR ~55 % Dans ~ qq arcsec²
SR ~ 50%Dans 2x2 arcmin²
Réduire uniformément le seeing (x2)Dans ~10x10 arcmin²
MOAOMulti-object adaptive optics
EAGLE
ATLAS
MAORY
EE > 30% dans qq arcsec² Multiplexage = 20 objets Dans 5x5 arcmin²
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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)
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Problème de mesure des bas ordres avec LGS Tip tilt Defocus
h = 90 km
Δh
hhD 2
2
316
1
defoc
Fluctuations de la densité de soduim
Indétermination du tilt
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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 !!!!
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Interpolation des mesures
Besoin de 2 étoiles dans 2 arcmin (typiquement)
Corre
ction d
e l’a
nsio
pla
nétism
e d
e T
ilt et
de d
efo
c
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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 !
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NHAI
Na
IaIIZa d
iidtotiidtot
)( ,
• 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
Φd = λ/8 (astigmatism)
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• 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
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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 Tomographywith Laser for AO systems
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ATLAS TLR REQ-SYS-01 performance on axis: 50% in K under seeing conditions defined in AD3
REQ-SYS-02performance @ 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% @ 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-09ATLAS 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-11ATLAS 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
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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 LGS @ 4’20’’ Spatial separation between NGS & LGS signal (no dichroic, no big optics)
· Optimal performance· LGS beam print overlap >1m Æ dichroic Cost· 30" Æ Free from optics FOV
requirement : Not Compliant
LGS Asterism Æ 4.3 arcmin
LGS Asterism Æ 2.5 arcmin
LGS Asterism Æ 1.8 arcmin
· ~Optimal performance· LGS beam print overlap
>1m Æ dichroic Cost
· Sub-Optimal performance· No print overlap 6 small optics
30" Æ Free from optics FOV
LGS number and positions
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Inte
rmed
iate
F
ocus
NGS Module
LGS Module
SKY IMAGE
LGSWFS(x6)
High Speed Real-Time
Control Controller
ST
RU
CT
UR
AL
FO
RC
ES
E-ELT
TURBULENTATMOSPHERE
LGSLaunch System
ADAPTIVE
TIP-TILT
M4 control
TCS
M1 Co-phasing and Mirror Shape Control
Tel
esco
pe A
zim
uth
and
Ele
vatio
n C
ontr
ol
Field Acquisition and Tracking
Cn2 & Na
Monitor
E-E
LT N
etw
ork
Cn2 & Na Data to RTCS
Jitte
r C
ontr
ol
M4
and
M5
com
man
ds a
nd S
tatu
s
AO WorkstationCorrected Telescope Beam to
Nasmyth Focal Stations
NGSWFS(x2)
ATLAS Control Sub-System (ACS)
AT
LAS
Hig
h S
peed
Net
wor
k
ATLAS
Tip-Tilt DM 1
Tip-Tilt DM 2
x3
x3
Metrology Source
Natural Guide Stars (NGS)
Laser Guide Stars (LGS)
Calibration Light Sources
M5 control
CAL Sources
CAL Sources
ATLAS Rotating Platform Sub-System
M1
M2
M3
M4
M6
M5
RTC Host Cluster
LTAO Data Logger
Real-Time Control Control Sub-System
Science Light
ATLAS baseline
Pupil & Field rotationFoV
Pupil
Mechanical derotation
Numerical derotation
LGSNumber
Position
Sky position
6
4’20’’
Fix w.r.t. sky objects
LGS WFS Detector
Sampling freq
RON
Centroiding
SH 84x841000x1000 pixels
500 Hz
<3e-
Correlation
NGS WFSBandwidth
NGS FoV
Sampling freq
RON
Detector
Truth sensor
Dedicated μDM
LOFPSH+Ks
30’’ ->2’ Ø
500 Hz
< 6e-
Hawaii 1-RG
Yes
30x30 / 1 per channel
RTC Control law (HO)
Control law (LO)
Split tomographyPOLC
Kalman
Calibration (IM) On sky
Cn² / Na estimation WFS data
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ATLAS opto-mechanical design
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ATLAS performance
In nominal condition (ESO spec: 0.8’’ seeing, θ0=2.08’’, Lo = 25m)
52 % SR@2.2μm 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 %)
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Principaux résultats 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 0,1 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 1,2 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 2,1 2,9 5,2 8,5 11,5 14,2 23,2 42,4 58,2 70,2 79,8 80,1 63,8
100 3,3 4,3 7,1 10,7 13,7 16,4 25,6 44,8 59,5 71,7 81,3 84,6 67,5
SR (%) 0 0 0,1 0,6 1,2 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 8,2 9 10,1 12,1 17,6 23,7 49,1
FWHM (Diffraction) [mas] 1,8 2,2 2,7 3,14 3,4 3,7 4,4 6,1 8,1 10,8 17,2 23,6 49,6
HARMONI / SIMPLE
METIS
OPTIMOS / EAGLE like
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ATLAS FoV optimisationPossible trade-off between ultimate performance and « uniformisation » in a given area
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Comparison with GLAO
Largest Gain F=for λ = [1 – 2] μm
EE(50 mas) : gain > 10 EE(75 mas) : gain > 5EE(100 mas) : gain > 3
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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
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Merci pour votre attention