LESIA - Observatoire de Paris

GRAVITY : un instrument complexe

lundi 12 novembre 2012, par Guy Perrin, Thibaut Paumard

Afin de satisfaire aux exigences très pointues de ses objectifs scientifiques, GRAVITY est constitué d’un ensemble complexe de sous-systèmes de haute technologie.

Un Instrument de recombinaison à quatre télescopes

GRAVITY sera installé dans le laboratoire du VLTI, c’est-à-dire du mode interférométrique du Very Large Telesope au Chili. Cet observatoire comprend quatre grand télescope de 8,2 m de diamètre (les Unit Telescopes, UT) et quatre petits télescopes de 1,8m (les Auxiliary Telescopes, AT). GRAVITY fonctionnera toujours en recombinant la lumière de quatre télescopes : soit les quatre UT, soit les quatre AT. La lumière collectée au foyer de chaque télescope est transportée jusqu’au laboratoire grâce à un jeux de miroirs complexe (une vingtaine de réflexions jusqu’à l’entrée du laboratoire).

Chaque télescope délivre deux faisceaux qui couvrent chacun un champ de 2" (deux secondes d’angle) sur les UT et 6’’ sur les AT. L’un des deux contient l’objet scientifique et, le cas échéant, la référence de phase (voir "Suiveur de franges" ci-dessous). Le second faisceau est utilisé pour sélectionner une étoile de référence pour l’analyseur de surface d’onde infrarouge du système d’optique adaptative (voir ci-dessous).

Optique adaptative

Tout d’abord, les faisceaux issus des sources observées doivent être stabilisés en entrée de l’instrument. C’est le rôle du système d’optique adaptative. Les UT du VLTI sont déjà équipés d’analyseurs de surface d’onde travaillant dans le domaine visible et de miroirs déformables. Ces analyseurs ne sont pas suffisants pour observer des sources très obscurcies par de la poussière interstellaire. C’est le cas du Centre Galactique, des noyaux actifs de galaxies, et des systèmes protostellaires entre autres. C’est pourquoi GRAVITY complète le système d’optique adaptative déjà existant par l’adjonction d’analyseurs (un par télescope) fonctionnant dans l’infrarouge, et permettant de voir à travers cette poussière interstellaire.

Les analyseurs sont de type Shack—Hartmann avec 9×9 sous-pupilles et utilisent la lumière en bandes H (1,6 µm de longueur d’onde) et K (2,2 µm). Le calculateur temps réel utilise la plateforme ESO SPARTA light.

Suiveur de franges

Le système d’optique adaptative corrige une grande partie des effets dus à la turbulence atmosphérique. Mais l’analyseur de front d’onde est insensible à l’effet de piston différentiel qui induit des fluctuations de différence de marche de plusieurs microns entre les télescopes.. Du fait du piston, les franges d’interférence sont animées de mouvements aléatoires ce qui a pour effet de diminuer le contraste des franges au cours d’une pose jusqu’à l’annuler si la pose est plus longue que le temps de cohérence de la turbulence atmosphérique (quelques millisecondes).

Le piston différentiel est corrigé selon le même principe que celui de la correction de la qualité image à l’échelle d’un télescope par l’optique adaptative. La position de la frange blanche (centrale) est mesurée au cours du temps sur l’objet scientifique lui-même (ou sur l’objet de référence si celui-ci n’est pas suffisamment brillant) et un miroir rapide est déplacé pour maintenir la frange centrale à une position fixe compensant ainsi les mouvement aléatoires de l’atmosphère. Cette opération est réalisée par le suiveur de franges de GRAVITY, sorte d’optique adaptative à l’échelle de l’interféromètre qui permet d’asservir la position des franges centrales pour les six bases de GRAVITY.

Le suiveur de franges joue un rôle essentiel pour GRAVITY. Beaucoup de sources (dont la source principale, Sgr A* au centre de la Galaxie) ne sont pas suffisamment brillantes pour permettre une mesure interférométrique en un temps de cohérence atmosphérique. Il est donc absolument indispensable de pouvoir réaliser des poses longues au cours desquelles les franges doivent être stables. Pour ces objets faibles, une source de référence suffisamment brillante (de magnitude inférieure à 10 en bande K) doit être disponible à proximité de l’objet scientifique (moins de 2’’ dans le cas des UT) pour alimenter le suiveur de franges. GRAVITY devrait ainsi être suffisamment sensible pour observer des objets de magnitude 16, une première en interférométrie.

Le suiveur de franges rendra également possible des mesures astrométriques très précises (de l’ordre de 10 micro-secondes d’angle) entre la source de référence et l’objet étudié. C’est ainsi que les mouvement de matière à proximité du trou noir pourront être étudiés.

Recombinateur de faisceaux

Avant d’être détectés dans les spectromètres, les faisceaux sont recombinés pour former les franges d’interférence. Le recombinateur est alimenté par les quatre télescopes et produit les six systèmes de franges possibles, chacun mesuré simultanément en quatre points de la frange centrale espacés d’un quart de longueur d’onde. Le mélange interférométrique est réalisé par un composant d’optique intégrée, sorte de puce optique concentrant les fonctions nécessaires à GRAVITY : transport et division des faisceaux en trois, recombinaison par paire, déphasages de λ/4, λ/2 et 3λ/4. Il se présente sous la forme d’une plaque composée majoritairement de silice dans laquelle sont gravés de microscopiques guides d’onde dans lesquels la lumière se propage. L’avantage de cette technologie réside dans sa compacité, sa stabilité et sa simplicité d’utilisation, aucun réglage n’étant requis si ce n’est en amont pour l’injection des faisceaux.

GRAVITY utilise deux recombinateurs en optique intégrée, un pour la voie scientifique et un pour la voie de référence. Les deux sont alimentés par les contrôleurs fibrés.

Contrôleurs fibrés

La grande sensibilité et la grande précision requises pour l’observation du trou noir au centre de la Galaxie représentent un défi majeur pour GRAVITY. L’utilisation de composants d’optique guidée monomode est indispensable pour atteindre l’objectif de précision. L’optimisation de la transmission de GRAVITY prenant en compte la complexité de l’instrument a fait l’objet d’un effort particulier. Le choix a ainsi été fait d’utiliser des fibres de verre fluoré à faible biréfringence. Les verres fluorés ont une transmission élevée en bande K. La faible biréfringence permet de travailler sans séparation des polarisations et donc avec une plus grande sensibilité. Le prix à payer est la nécessité de pouvoir aligner les axes de polarisation dans GRAVITY pour maximiser le contraste des franges. Cette opération est réalisée grâce à des rotateurs de polarisation fibrés qui sont l’un des deux éléments des contrôleurs fibrés de GRAVITY. Les lignes à retard différentielles constituent le second élément. Elles permettent de compenser le retard différentiel entre les voies scientifique et de référence de GRAVITY et d’observer les systèmes de franges simultanément.

Métrologie

L’écart entre les systèmes de frange des voies scientifique et de référence fournit une mesure astrométrique entre source de référence et objet scientifique. La précision de la mesure dépend directement de la précision de mesure de différence de position entre les systèmes de franges. Pour ainsi atteindre la précision de 10 micro-seconde d’angle égale au rayon de l’horizon des événements du trou noir Sgr A*, une précision de 10 nm est nécessaire sur la position des franges. Cet objectif sera atteint grâce à une métrologie interne.

Son principe repose sur un concept novateur spécialement développé pour GRAVITY. Des lasers de métrologie parcourent l’ensemble du train optique depuis les points de recombinaison jusqu’aux quatre miroirs secondaires des télescopes. Les différences de chemin optiques sont mesurées en mesurant en plusieurs points les franges d’interférence entre les faisceaux métrologiques issus des voies scientifiques et de référence formées au niveau des miroirs secondaires du VLT. Le principe a été testé avec succès à l’aide d’un prototype sur le VLT.

Spectromètres

GRAVITY est doté de deux spectromètres classiques permettant la dispersion et la détection des systèmes de franges pour chacune des deux voies de l’instrument. Trois résolutions spectrales seront possibles dans la voie scientifique (R=22, 500 ou 4000) et une résolution fixe (R=22) dans la voie de référence. Les spectromètres incluent des fonctions d’analyse polarimétrique pour la mesure de la polarisation des faisceaux.

Ces spectromètres bénéficieront de détecteurs infrarouges révolutionnaires à photo-diodes à avalanches. Le signal incident sera amplifié par des photo-multiplicateurs avant détection. Cette technologie jusqu’alors exclusivement disponible pour le domaine visible va permettre un gain d’un facteur au moins 5 en sensibilité.

Autres sous-systèmes

D’autres sous-systèmes sont nécessaires à GRAVITY pour fonctionner parmi lesquels le système d’injection dans les fibres monomodes (de quelques microns de cœur), des caméras d’acquisition pour l’alignement des plans pupille et image et la correction de dérives lentes, un module d’étalonnage pour assurer la précision des sous-systèmes, un système informatique pour faire fonctionner l’instrument et gérer sa complexité et un logiciel de traitement de données automatique performant.