Study of a new generation of Fringe Tracker for long baseline optical interferometry

Description

In the last few years, specialists in optical interferometry have produced many reference publications with important new astrophysical results, mainly in the field of stellar physics, with recent progress in the study of active galactic nuclei and several results in planetary science. Decisive breakthroughs are expected from the second generation of instruments like VLTI (Eisenhauer, 2019) and MATISSE (Lopez et al., 2014) as well as the upgrade of the CHARA interferometer with adaptive optics and new instruments. However, the application areas of long-baseline optical interferometry (OLBIN) remain fairly limited by three interconnected limitations : Limitation in sensitivity : the limit of classical sensitivity is set by the fringe tracker (SF), which allows the detection and stabilization of fringes from an optical interferometer and thus increases the exposure time and spectral resolution. The SF is the equivalent of the adaptive optics (AO) for the optical long baseline interferometry. Imaging capacity : the main limitation is the number of apertures in the interferometer, since this determines the final coverage of the u−v plane (i.e., the exhaustivity of the aperture synthesis) as well as the time required to achieve a given image quality. The performance of standard SFs decreases with the number of apertures of the interferometer and there will be a deviation between the sensitivity and the image capacity. For a given number of apertures, the performance of the SF will set the minimum size of the telescopes needed to achieve a given sensitivity. Dynamic range of image reconstruction : for a given number of pupils, this dynamic range depends on the precision of the interferometric measurements. This precision depends on several factors, such as appropriate spatial filtering, the best instrumental transmission, and a stable (i.e., no vibrations) instrumentation, as well as robust calibration techniques. The work presented in this thesis pushes the limits of the sensitivity of interferometry, by affecting the capacity of the SFs such as a robust and optimized architecture and the ability to track fringes from a large number of telescopes without affect the sensitivity. This will allow us to increase the imaging capacity, as well as the use of several spectral bands with appropriate spatial filtering in order to increase the number of photons received by the SF. This will significantly increase the sensitivity for high magnitude sources (i.e. far regions). A robust coherencer implementation, which allows to stay close to the coherence center with a maximum optimization of the number of used pixels, thus significantly reducing the readout noise. In addition, it also allows to reproduce the interferometric data with high fidelity (i.e. sensitivity). Therefore, we will give the possibility to build a large interferometer with ordinary (i.e. less expensive) telescopes for the large future project like "PFI". Finally, we have exploited the results of our study to highlight the limiting magnitude of our fringe tracker, as well as its capability versus other SFs, and we have made a complete study of the sky coverage, highlighting the importance of off-axis cophasing to explore regions of the deep sky (i.e. not resolved by single-pupil telescopes) such as active galactic nuclei (AGN) and planetary formation regions. We focused our study on two main sites : Paranal and Dome C.We have shown that the latter has good seeing conditions and the background radiation is very low (i.e., environment temperature ∼−50 ◦ C). It can thus host an interferometer with ordinary telescopes (i.e. telescopes with diameters lower than 3m).

Abstract (French)

Au cours de ces dernières années, les spécialistes en interférométrie optique ont produit de nombreux articles de référence avec de nouveaux résultats astrophysiques, principalement dans le domaine de la physique stellaire, avec des percées récentes dans l'étude des noyaux actifs des galaxies et certains résultats dans les sciences planétaires.Des percées cruciales sont attendues de la deuxième génération des instruments de VLTI comme GRAVITY (Eisenhauer, 2019) et MATISSE(Lopez et al., 2014) ainsi que de la mise à niveau de l'interféromètre CHARA avec l'optique adaptative et de nouveaux instruments. Toutefois, les domaines d'application de l'interférométrie optique à longue base (OLBIN) restent relativement limités par trois limites interconnectées : Limitation en sensibilité : la limite de la sensibilité classique est fixée par le suiveur de franges (SF), qui permet de détecter et de stabiliser les franges issues d'un interféromètre optique et donc de prolonger le temps d'exposition et d'augmenter la résolution spectrale. Le SF est l'équivalent de l'optique adaptative (AO) pour l'interférométrie optique à longue base. Capacité d'imagerie : la principale limite est le nombre d'ouvertures de l'interféromètre, car cela fixe la couverture finale du plan u − v (c.-à-d. l'exhaustivité de la synthèse d'ouverture) ainsi que le temps nécessaire pour atteindre une qualité d'image donnée. La performance des SFs standard diminue avec le nombre d'ouvertures de l'interféromètre et il y a un écart entre la sensibilité et la capacité de l'image. Pour un nombre donné d'ouvertures, les performances du SF fixeront la taille minimale des télescopes nécessaires pour atteindre une sensibilité donnée. Portée dynamique de reconstruction des images : pour un nombre donné de pupilles, cette portée dynamique dépend de la précision des mesures interférométriques. Cette précision dépend de plusieurs facteurs, tels qu'un filtrage spatial adéquat, une transmission instrumentale maximale et une instrumentation stable (c.-à-d. sans vibration) ainsi que des procédures d'étalonnage robustes. Le travail présenté dans cette thèse pousse les limites de la sensibilité de l'interférométrie, en agissant sur la capacité des SFs telle qu'une architecture robuste et optimisée et la capacité de suivre les franges issues d'un nombre important de télescopes sans affecter la sensibilité. Ceci nous permet d'augmenter la capacité de l'imagerie, ainsi que l'utilisation de plusieurs bandes spectrales avec un filtrage spatial adéquat dans le but d'augmenter le nombre de photons reçus par le SF. Cela va augmenter considérablement la sensibilité pour les sources dont la magnitude est élevée (c.-à-d. régions lointaines). Une mise en place d'un cohérençeur robuste « OASIS », qui permet de rester au voisinage du centre de cohérence avec une optimisation maximale du nombre de pixels utilisés, diminuant ainsi considérablement le bruit de lecture. En outre, cela permet aussi de reproduire les données interférométriques avec une grande fiabilité (c.-à-d. sensibilité). Par conséquent, nous donnerons la possibilité de construire un grand interféromètre avec des télescopes ordinaires (c.-à- d. moins coûteux) pour le grand projet du futur comme "PFI". Enfin nous avons exploité les résultats de notre étude pour mettre en évidence la magnitude limite de notre suiveur de franges, ainsi que sa capacité vis-à-vis des autres SFs, et nous avons fait une étude complète de la couverture du ciel, en mettant en évidence l'importance du cophasage hors axe pour explorer les régions du ciel lointain (c.-à-d. non résolu par des télescopes monopupilles) comme les noyaux actifs des galaxies (AGN) et les régions de formations planétaires. Nous avons concentré notre étude sur deux sites principaux : Paranal et Dôme C. Nous avons montré que ce dernier qui est doté de bonnes conditions de seeing et le bruit de fond est très faible (c.-à-d. température ambiante ∼−50 ◦ C). Il peut ainsi accueillir un interféromètre avec des télescopes ordinaires (c.-à-d. des télescopes avec des diamètres inférieurs à 3m).

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