Optiques adaptatives tomographiques pour l’E-ELTla limite de diffraction pour 100% du ciel ?

Thierry FuscoSerge Meimon

Cyril Petit

ONERADOTA/HRA

2

L’E-ELT: un futur géant

3

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€

5

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)

6

Instrumentation concept

7

Giant telescope and Adaptive Optics

VLT : 8m

E-ELT: 42m Gain in sensitivity : D² Gain in resolution : D

+

Open loop Closed loop

8

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

9

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

10

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)

11

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 !

12

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

13

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

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)

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

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

h = 90 km

Δh

hhD 2

2

316

1

defoc

Fluctuations de la densité de soduim

Indétermination du tilt

19

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 !!!!

20

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

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

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)

23

• 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

24

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

25

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

26

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

27

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

28

ATLAS opto-mechanical design

29

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 %)

30

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

31

ATLAS FoV optimisationPossible trade-off between ultimate performance and « uniformisation » in a given area

32

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

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 34

Merci pour votre attention