F. Hénault – UMR 6525 H. Fizeau Université de Nice-Sophia Antipolis

Nice Mont-Gros, 10/09/2010 Soutenance HDR F. Hénault

Étude, alignement et contrôle de surfaces optiques segmentéesou discontinues. Applications en Sciences de l’Univers

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Étude, alignement et contrôle de surfaces optiques segmentées ou discontinues. Applications en Sciences de l’Univers

F. Hénault – UMR 6525 H. FizeauUniversité de Nice-Sophia Antipolis

Centre National de la Recherche ScientifiqueObservatoire de la Côte d’Azur

“D’Archimède aux ELT”



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Plan

• Introduction• Énergie solaire concentrée• Observatoires spatiaux/Darwin• Découpeurs d’image/MUSE• Interlude• Senseur de surface d’onde à décalage de phase• Cophasage/SIRIUS• Conclusion



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100 m

From R. Lehoucq, S. Chaty, Ciel et Espace n°483 (août 2010)

“Grands télescopes, une course aux défis”

ISO(0.6m)

Hubble(2.4 m)

JWST(6,5 m)



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Qu’est-ce que le cophasage ?

• Cophaser = faire en sorte que des surfaces optiques discontinues ou segmentées, séparées et parfois très éloignées, se comportent comme une seule surface optique formant des images

• Les besoins de cophasage existent sur les:– Interféromètres à ouvertures multiples (imageurs ou à frange

noire, terrestres ou spatiaux)– Miroirs primaires des ELT– Hypertélescopes

• Précisions recherchées de l’ordre de /10 pour l’imagerie et < /1000 pour l’interférométrie à frange noire



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Concentration de l’énergie solaire

Four solaire d’Odeillo - IMP - PROMES1983 -1987



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Petit voyage dans les Pyrénées-Orientales

• http://francois.henault.free.fr/odeillo/odeillo.htm



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Principe de la méthode de “rétrovisée”

• F. Hénault, C. Royère, “Concentration du rayonnement solaire: analyse et évaluation des réponses impulsionnelles et des défauts de réglage de facettes réfléchissantes,” Journal of Optics vol. 20, p. 225-240 (1989)



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Application au concentrateur parabolique d’Odeillo

Forme initiale Recentrage

Annulation courbure

Optimisation courbure



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“Tir sur la lune” à la centrale THEMIS

• Nuit de pleine lune sans éclipse, du 05 au 06 février 1985



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Senseur de surface d’onde à différentiation optique

PlanImage

Z

Y

X

Y

X

Pupille de sortie Caméra CCD

Image dela pupille

Filtre àdensité variable

Y’

X’O’

O

D

• F. Hénault, “Wavefront sensor based on varying transmission filters: theory and expected performance,” Journal of Modern Optics vol. 52, p. 1917-1931 (2005)

(hérité de la méthode de Foucault)



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• En vertu du Théorème de la limite centrale, ce produit de convolutions multiples tend vers une loi normale, d’où l’aspect terriblement “Gaussien” des répartitions d’éclairement mesurées

Relation objet-image et “vue en trou d’épingle”

)'(P*)'(P*)'(P*)'(P*)',t(PSF*)'(L)'( RPML MMMMMMM



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Observatoires spatiaux et interférométrie à frange noire

Thales Alenia Space1988 - 2000

Observatoire de la Côte d’Azur

2006 - 2010



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Infrared Space Observatory (ISO)

• But scientifique: Naissance, vie et mort des étoiles (nuages de gaz, disques proto-planétaires, nébuleuses…)

• Télescope de 60 cm et ses quatre instruments refroidis à l’Hélium liquide (4 K)

• Plan de test particulièrement étoffé afin d’éviter le “Hubble trouble”: tests de tous les miroirs à divers stades de leur assemblage, à température ambiante et cryogénique (durée totale 5 ans)

• Découverte des deux fléaux de l’interférométrie: micro-vibrations et turbulence de l’air

• Lancé en novembre 1995, ISO a parfaitement accompli sa mission: limité par la diffraction à 5 µm et durée de vie de 30 mois (pour 18 initialement prévus)



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Intégration, Assemblage et Test du télescope ISO

Intégration du télescopeen salle blanche classe 100

Interférogramme à température cryogénique

• F. Hénault, J.L. Devaux, J.B. Ghibaudo, S. Matthews, C. Cinotti, “Contrôle de qualité image à température cryogénique sur le télescope du satellite ISO,” ICSO 25-27 septembre 1991, p. 181-201 (1991)



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Infrared Atmospheric Sounding Interferometer (IASI)

• But scientifique: Météorologie opérationnelle et climatologie, mesure des profils verticaux de températures et de concentrations des gaz de l’atmosphère Étude du changement climatique

• Spectromètre à Transformée de Fourier (FTS) embarqué sur la plate-forme MetOp de l’ESA à 800 km d’altitude

• Conception opto-mécanique basée sur un interféromètre de Michelson avec un coin de cube mobile

• Trait particulier: Configuration peu conventionnelle avec lame compensatrice lame séparatrice

• Le lancement de MetOp I a été effectué à la fin 2006 et la recette en vol de IASI début 2007



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Métrologie laser(émission/réception)

Mécanismede guidage ducoin de cube

mobile

Coin de cubefixe & lame

compensatrice

Lame semi-transparente

Banc optique enfibres de carbone

Support banc optique(basculant)

Afocal d’entrée(M1 et M2)

Miroir de repli(entrée)

Miroirparabolique

de sortie

Miroir de repli(sortie)

Source d’entrée(Laser HeNe)

Système dedétection (sous

le banc optique)



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Darwin/TPF-I: à la recherche de planètesextra-solaires habitables

• Missions spatiales de caractérisation des exo-planètes de type Terre afin d’y trouver des signes de vie extra-terrestre (2020-2030)

• Extinction de l’étoile centrale (“null”) inférieure à 10-6 dans l’infrarouge moyen (6-20 µm)

• Égalisation des OPD entre les vaisseaux spatiaux à 1 nm, stabilisation des lignes de visée (“tip-tilt”) à 10-2 arcsec

Vue d’artiste de Darwin / TPF-I(6 télescopes

tournant autour d’un recombineur central)



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Pégase, précurseur de Darwin/TPF-I

• Chasseur d’exo-planètes de type Jupiter et précurseur de Darwin/TPF-I

• But: atteindre un null de 10-4 stabilisé à 10-5 pendant plusieurs heures, en présence de perturbations en OPD et tip-tilt représentatives du vol en formation, dans les bandes spectrales K et M (proche infrarouge)

• Pégase doit également caractériser la lumière zodiacale des systèmes extra-solaires observés (n’empêche-t-elle pas de voir les planètes ?)

Vue d’artiste de Pégase(2 sidérostats et un recombineur central)

• Deux démonstrateurs de laboratoire:- MAI2 (Thales Alenia Space)- PERSEE (CNES)



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Multi Aperture Imaging Interferometer (MAI2)Un banc de test pour Darwin à Thales Alenia Space

Injectionbras A

Injectionbras B

Sortie photo-métrique A

Sortie photo-métrique B

Sortieinterférométrique

JonctionsY

Jonction Y

inversée

• V. Weber, “Etude de l’interféromètre à frange noire MAII,” Thèse de Docteur en Sciences, Université de Nice-Sophia Antipolis (2004)

• C. Buisset, “Caractérisation et optimisation d’un interféromètre à frange sombre et à bande large,” Thèse de Docteur en Sciences, Université de Nice-Sophia Antipolis (2007)

• Nulling polychromatique < 2 10-5 dans la bande H (bande spectrale > 5%)

• Obtenu pour toutes les polarisations de la lumière ( lumière naturelle)

• Validation des principales technologies critiques: APS, recombinaison multi-axiale, filtrage spatial



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Simulateur d’étoile &séparation des faisceaux

Injection d’erreursOPD & tip-tilt

Deux lignes à retard compensant les OPD

Senseur de tip-tilt

Filtrage spatial(fibre optique monomode)

Recombinaison axiale(interféromètre de

Mach-Zehnder modifié)

Senseurde franges

Déphaseur achromatique (périscopes)

Modèle CAO PERSEE(OCA / Thales Alenia Space)



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Intégration de PERSEE à Meudon (nov. 2009)

Simulateur d’étoile &séparation des faisceaux

OpérateursPaul et Kamel

Module source

Lignes à retard

Senseur de tip-tilt

Interféromètre de Mach-Zehnder modifié

Injection d’erreursOPD & tip-tilt

Déphaseur achromatique (périscopes)

• Premiers résultats: “Null monochromatique”

< 3 10-5

“Null polychromatique” < 10-3



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Le déphaseur achromatique (APS),un sous-système essentiel

• Fonction: transformer la frange centrale blanche d’un interféromètre “normal” en frange noire



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= 1 m, D = 20 m, B = 100 m

Filtrage spatial par trou d’épingle

Filtrage spatial avec retournement

de pupille

Filtrage modal par guide

d’onde

25 mas

Calcul des cartes d’extinction projetées sur le ciel

• F. Hénault, “Computing extinction maps of star nulling interferometers,” Optics Express vol. 16, p. 4537-4546 (2008)

• F. Hénault, “Fine art of computing nulling interferometer maps,” Proceedings of the SPIE vol. 7013 (2008)



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A la recherche de nouvelles relations objet-image• Recombinaison coaxiale

au moyen d’un jeu de lames semi-transparentes très symétriques (“demi Mach-Zehnder”)

• Meilleure efficacité de transmission des photons en provenance de la planète

• Annule toute la lumière diffractée par l’étoile centrale relation objet-image de l’interféromètre de type Bracewell

F. Hénault, “Simple Fourier optics formalism for high angular resolution systems and nulling interferometry,” JOSA A vol. 27, p. 435-449 (2010)

F. Hénault, “Fibered nulling telescope for extra-solar coronagraphy,” Optics Letters vol. 34, p. 1096–1098 (2009)

Télescope 1

Recombineurcoaxial

Z

F’

Plan image

Télescope 2

Optiques de transfert 1

Optiques de transfert 2

B

APS 1 APS 2

Senseurtip-tilt/WFE

Senseurtip-tilt/WFE

Senseur defranges

)O(kexpφexpa*)(PSF)(2N

1nnnT sOPsss nii



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Spectroscopie intégrale de champ(SNIFS, NIRSpec et MUSE)

Centre de Recherche Astrophysique de Lyon2001 - 2005



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Trois familles principales de spectrographes intégraux de champ (IFS)

• Avantages– Acquisition simultanée

de l’image et des spectres en tous points

• Temps d’acquisition extrêmement rapides (ou observation d’objets peu lumineux)

• Calibration plus facile pour les instruments sol

• Inconvénients– Résolution spatiale

limitée



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Pupillede sortie télescope

OIP

NS

NS-1

NS-2

3

2

1

Y

Miroir découpeur (plan focaltélescope)

OSX

Schéma typique d’un découpeur d’image

Barrette demiroirs-pupille

OP

12

NS-2

NS

3

NS-1

Fente d’entréespectrographe

OPS 12

NS-2

NS

3

NS-1 Barrette de

miroirs-fente

ZVers pupille d’entréespectrographe



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IFU NIRSpec

Prototype ESA

Prototype MUSE

Nombre total de lames NS 42 30 38

Nombre de lames optiquement représentatives

10 5 12

Grandissement de l’IFU 0.148 0.082 0.043

Dimensions des lames (mm) 18.9 x 0.9 27 x 0.9 81 x 1.59

Rapport longueur/épaisseur des lames 21 30 51

Tolérance d’alignement des lames (arcsec) 60 (objectif 30) 30 9

Surface totale du miroir-découpeur (mm²) 714 729 4894

Nombre total d’IFU à fabriquer 1 2 x 4 24

Trois prototypes de découpeur d’image(Thèse CIFRE, collaborations Cybernétix Industrie et LAM)

• F. Laurent, “Etude et modélisation des performances de systèmes découpeurs d’images pour l’astronomie. Application à l’instrumentation du JWST et du VLT,” Thèse de Docteur en Sciences, Université Jean Monnet – Saint Etienne (2006)

IFUNIRSpec

(2002)Prototype

MUSE (2004)

Prototype ESA

(2003)

100

mm



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• F. Laurent, F. Hénault, P. Ferruit, E. Prieto, D. Robert, E. Renault, J.P. Dubois, R. Bacon, “CRAL activities on advanced image slicers: optical design, manufacturing, assembly, integration and testing,” New Astronomy Reviews vol. 50, n° 4-5, p. 346-350 (2006)

Miroir découpeur


Procédures de contrôle (1/3)

Plan des miroirs-pupille



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• F. Laurent, F. Hénault, P. Ferruit, E. Prieto, D. Robert, E. Renault, J.P. Dubois, R. Bacon, “CRAL activities on advanced image slicers: optical design, manufacturing, assembly, integration and testing,” New Astronomy Reviews vol. 50, n° 4-5, p. 346-350 (2006)


Miroirs-pupille

Miroir découpeur


Pseudo-fente



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Miroirs-fente

Miroirs-pupille

Miroir découpeur


Pupille d’entrée spectrographe



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Vue d’artiste de MUSE durant la “Phase 0”

• F. Hénault, R. Bacon, C. Bonneville, D. Boudon, R. Davies, P. Ferruit, G. Gilmore, O. Le Fèvre, J.P. Lemonnier, S. Lilly, S. Morris, E. Prieto, M. Steinmetz, T. de Zeeuw, “MUSE, a second-generation integral-field spectrograph for the VLT,” Proceedings of the SPIE vol. 4841, p. 1096-1107 (2003)



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Interlude



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COSAC (Calculs Optiques Simplifiés pour Analyse de Combinaisons)

• Logiciel de tracé de rayons développé depuis 25 ans, libre de droits, extrêmement “user-unfriendly” et transformé au fil du temps en simulateur d’instruments

Interférencesà l’infini

Diffractionde Fresnel

Franges d’Young

“Seeing & speckles”



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Senseur de surface d’onde en plan focal et à décalage de phase



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Principe de la méthode

= 0, /2, et –/2

Pupille deréférence:- Rayon r- Déphasage

X

Y

R

• On calcule les “Fonctions de Transfert Optique” (OTF) par TF-1• On combine enfin les quatre OTF linéairement en utilisant les

coefficients complexes (1, i, –1, – i)

• Il existe une sous-pupille de référence, de dimensions aux autres et située n’importe où à la surface du télescope

• On y introduit quatre (ou trois) déphasages différents pour lesquels on mesure les PSF du télescope en plan image

• F. Hénault, “Conceptual design of a phase shifting telescope-interferometer,” Optics Communications vol. 261, p. 34-42 (2006)



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Simulation numérique du WFS à décalage de phase

Transmission dans la pupille

Module d’une OTF mesurée

Module des quatre OTFs combinées

WFE du télescope

WFE mesurée par le WFS

Différence des WFEs

PTV = /6RMS = /110



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Schéma optique du WFS à décalage de phase(monochromatique)

Z

Miroir secondaire

Télescope

Plan focal

Miroir primaire

segmenté

X

Su

rfac

e d

’on

de

inci

den

te

Collimateur

Camera CCD

Senseur de surface d’onde

Facette de référence

Optique de focalisation

Miroir plan pupille

Miroir mobile de référence



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• F. Hénault, “Signal-to-noise ratio of phase sensing telescope interferometers,” J. Opt. Soc. Am. A vol. 25, p. 631-642 (2008)

0,00

0,01

0,10

1,00

0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1

Diamètre de la pupille de référence (m)

Err

eu

rs d

e m

esu

re R

MS

(e

n o

nd

es)

Diamètre télescope = 10 m



Limite de diffraction

Magnitudes limites en régime d’optique adaptative

• Soit V = 4, 8 et 11 pour un télescope de 30 mètres, dans des conditions de “seeing” respectivement moyennes, bonnes et excellentes

0.00

0.05

0.10

0.15

0.20

4 6 8 10 12

Magnitude de l'étoile guide (Bande V)

Err

eurs

de

mes

ure

RM

S (

en o

nd

es)

r 0 =

0.1

m

Limite de diffraction

r 0 =

0.5

m

r 0 =

0.2

5 m

D = 30 m



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• Méthode de la “longueur d’onde synthétique” S

• Plage de mesure [–S/2, +S/2]

Méthode multi-longueur d’onde

• But: Mesure du piston différentiel p entre deux miroirs• A une seule longueur d’onde , p ne peut être déterminé qu’entre

-/2 et +/2 (“ambiguïté de 2”)

• A trois longueurs d’onde 1, 2 et 3, soit à résoudre le système:

p = (n1 + 1) 1

p = (n2 + 2) 2

p = (n3 + 3) 3

dont les inconnues sont p et les entiers positifs ou négatifs n1, n2 et n3

p = (n + 1 - 22 + 3) S

n = 0 p = (1 - 22 + 3) S = – +1

S

1

1

2

2

1

3

(1, 2, 3 phases fractionnaires)



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Schéma optique étage multispectral (“Courtès”)

• F. Hénault, “Multi-spectral piston sensor for co-phasing giant segmented mirrors and multi-aperture interferometric arrays,” Journal of Optics A vol. 11, n° 125503 (2009)

X

Y

Miroir secondaire

Télescope

Planfocal

Miroirprimaire

X Camera CCD

Z

IFS du 4ème type

Réseau de diffraction

Découpeur de pupille



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SIRIUS, banc de test pour le cophasage des interféromètres, ELT

et hypertélescopes



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Finalités du banc SIRIUS

• Construit à l ’OCA par l’équipe de D. Mourard (financement CNES)

• Sujet de Thèse de Nassima Tarmoul (et auparavant de F. Patru)• But: validation des performances d’un hypertélescope terrestre ou

spatial équipé d’un dispositif actif de mesure et de compensation des erreurs de piston différentiel p

• Méthode de cophasage par “Diversité de Phase Chromatique” à 2 ou 3 longueurs d’onde, applicable à tout type de surface optique segmentée ou discontinue Senseur de franges VLTI (POPS)

Développement d’un “senseur de pistons” à 3 longueurs d’onde

• N. Tarmoul, D. Mourard, F. Hénault, J.-M. Clausse, P. Girard, A. Marcotto, N. Mauclert, A. Spang, Y. Rabbia, A. Roussel, “Implementation of the Chromatic Phase Diversity method on the SIRIUS test bench,” Proceedings of the SPIE vol. 7734 (2010)



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Simplification du schéma de recombinaison

Tél

esco

pe

1

Recombinaisonmulti-axiale

Optiques de

transfert

Tél

esco

pe

2

Z

X’

F

F’

B

Optiques de densification

Fibre optiquemonomode

M1

L7

L1

L3L2

M2

L4 L5L6

Optiqueclassique

Optiqueguidée



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Vues du banc SIRIUS

3 piezzo-moteursprécision 10 nm



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Autres tests faisables sur le banc SIRIUS

YYY

D = 2R1 = 0

X

B

d=2r

0 = 0, /2, , 3/2

Configurationactuelle

WFS à décalage de phase

Interféromètre à frange noire

(“vortex optique”)

2 = 2/5

3 = 4/5

4 = -4/55 = -2/5

(ou 0, 2/3, 4/3)



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PSF théoriques

Vo

rte

x id

éal

1er

ord

reV

ort

ex

SIR

IUS

Surfaces d’onde

-2/5-4/5

4/52/5

0

Exemple: création du “vortex optique”

PSF mesurée

Null monochromatique corrigé 1/50

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

0 32 64 96 128 160 192

Pixel #

Tau

x d

e n

ull

ing



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Conclusions et perspectives d’avenir



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Comment transformer un four solaire en ELT !

Recombinaison multi-axiale

Fibres optiques monomode

Planimage



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• Poursuivre la R&D même s’il est probable qu’il n’y aura pas de gros instrument spatial avant 2020– Études théoriques (cartes d’extinction sur le ciel, relations objet-

image…)– Design sous-systèmes (déphaseur achromatique)– Bancs de test, expériences ballon…

• Tirer la quintessence du banc PERSEE– Mise à disposition du banc pour tester les perturbations de

l’interféromètre FKSI (projet NASA, poutre de Michelson déployable dans l’espace)

– Fonctionnement en mode “imagerie à frange noire” (incorporation d’une planète au simulateur d’étoile)

– Simplification de l’architecture du banc (recombinaison de type “demi Mach-Zehnder”)

– Réalisation de certains sous-systèmes en optique intégrée (APS, senseur de franges…)

Avenir de l’interférométrie à frange noire



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Donc, et pour conclure…

• Trois sujets de Thèse à proposer (au moins dans un premier temps ;-)– Interférométrie à frange noire avec un nombre de télescopes

3. Théorie et tests de performance, éventuellement sur le banc SIRIUS Perspective Darwin/TPF-I ou FKSI

– Étude radiométrique complète du senseur de surface d’onde à décalage de phase (et à trois longueurs d’onde), évaluation des magnitudes limites Cophasage des ELT

– Poursuite des études SIRIUS/POPS sur les senseurs de franges multi-spectraux basés sur des concepts de type “IFS du 4ème type” et/ou des composants en optique intégrée VLTI, ELTI…

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