GEPI

De la conception instrumentale
à l’exploitation des observables

Recherche et développement

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Organigramme du Pôle Instrumental

Le groupe de recherche et développement est l’une des équipes du Pôle Instrumental, composante du laboratoire GEPI situé à l’Observatoire de Paris (France).

NOS OBJECTIFS :

En tant qu’entité de l’Observatoire, nous contribuons au progrès dans le domaine de l’astronomie en fabriquant des composants spécifiques dans ce domaine d’application. Ce savoir-faire développé pour l’astronomie peut être utilisé dans n’importe quel autre domaine d’application.

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Le pôle instrumental dispose d’une salle blanche.

ENVIRONNEMENT :

Le groupe R&D dispose de sa propre salle blanche (ISO 7) équipée avec de nombreux moyens tels que :

  • Résine de revêtement,
  • Aligneur de masque,
  • Gravure RIE (Reactive Ion Etching),
  • Pulvérisation cathodique,
  • Evaporation thermique.

Le groupe dispose aussi d’un laboratoire d’optique où l’on trouve des moyens de :

  • polissage,
  • métrologie précise au micron,
  • équipement pour l’assemblage de micro composants optique.

 Que faisons-nous ?

  • Composants pour l’OA
  • Composants pour les ELT
  • Composants pour la coronographie
  • Composants pour les IFU
  • Composants pour les chocs radiatifs
  • Polissage
  • Détecteurs microKIDs

 Composants pour l’OA

Principe de l’optique adaptative

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Principe de l’Optique Adaptative.

En astronomie, l’effet dispersif de la turbulence atmosphérique peut être évité en allant dans l’espace. Cependant, des équipements comme le télescope spatial Hubble sont extrêmement coûteux à fabriquer et à utiliser par rapport aux télescopes terrestres, plus nombreux. Pour s’affranchir de cet effet, le concept d’optique adaptative a été developpé. Il consiste à compenser le mieux possible les effets de la turbulence atmosphérique durant les observations. Le front d’onde est analysé en temps réel et l’analyse génère des commandes envoyées à un miroir déformable dont la forme compense le front d’onde déformé. Ainsi, le front d’onde qui arrive sur la caméra d’imagerie est corrigé. Notre groupe est impliqué dans la fabrication de trois sortes de composants pour les expériences d’optique adaptative : les écrans de phase (simulateur de turbulence), les analyseurs de front d’onde et les miroirs déformables.

Les écrans de phase

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Masque de densité pour l’illumination de la résine.

Les écrans de phase sont utilisés en laboratoire pour simuler la turbulence atmosphérique de manière à tester les systèmes d’optique adaptative. Un écran de phase est un miroir dont la déformation de la surface est calculée de manière à ce qu’un front d’onde plan qui se réfléchit sur ce miroir en rotation ressemble à un front d’onde perturbé de manière dynamique par l’atmosphère animée d’un vent. La fabrication de ces disques est adaptable à la demande du client, car la turbulence change selon les conditions environnementales. En effet, la stabilité du ciel n’est pas la même à Hawaii ou dans les Pyrénées (les meilleurs sites du monde) qu’à la verticale de Paris.

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Différentes couches composant un masque de densité.

Le principe de fabrication est le suivant. Une résine est déposée sur un substrat (par exemple, du verre). Cette résine est illuminée à travers un masque de densité, c’est-à-dire dont l’opacité n’est pas la même partout sur sa surface. Cette variation est directement liée à la turbulence que l’on veut simuler. Ensuite, une couche réflective est évaporée sur la résine pour obtenir une surface réfléchissante.

Analyseurs de Front d’Onde : les microlentilles

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a - Front d’onde plan dont l’image est sur la CCD. b - Conséquence avec un front d’onde turbulent.

Le Shack Hartmann est un analyseur largement utilisé dans les expériences d’optique adaptative. Son principe est le suivant. L’image d’un front d’onde parfait au travers d’une matrice de microlentilles est une grille composée par les images focalisées. Si le front d’onde n’est pas parfait, chaque point de la grille est décalé. Ce décalage est représentatif de la pente locale du front d’onde, ce qui permet de calculer la déformation subie. Plus l’analyseur est lue à une fréquence élevée et plus on obtient une connaissance fine des perturbations.

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Microlentilles fabriquées par l’équipe R&D.

Principe de fabrication

La résine est gravée par insolation grâce à un cheminement selon deux directions perpendiculaires. La forme du masque est déterminée de manière à obtenir des sphères en lieu et place des micro lentilles. Le masque est donc un composant clé de cette technique et peut prendre des formes diverses de manière à obtenir des micro lentilles variées.

Miroirs déformables

Un miroir déformable peut être fabriqué à partir d’éléments piézo-électriques sur lesquels on applique des voltages variables selon la forme que l’on souhaite obtenir. La position de chaque électrode dans la céramique est cruciale et peut être déterminée par microlithographie. Une résine est insérée dans les zones où aucune électrode n’est prévue, puis cette résine est enlevée après métallisation (sur quelques centaines de nanomètres seulement - le dessin n’est pas à l’échelle). Les différentes étapes du processus de fabrication sont illustrées dans la figure ci-dessous :

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Principe de fabrication des électrodes des miroirs déformables.

 Composants pour les ELT

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Simulateur de segmentation

Les télescopes nécessitent une grande pupille pour (1) collecter le faible flux en provenance des objets distants et (2) avoir une grande résolution spatiale. Les prospectives actuelles en astronomie poussent pour une nouvelle génération de télescopes ayant un miroir primaire de plus de 40 mètres de diamètre, ce qui suppose qu’il devra être segmenté en une centaine de morceaux hexagonaux joints entre eux. Plusieurs équipes françaises ont déjà simulé les diverses conséquences d’une segmentation, en particulier le déphasage d’un segment généré par rapport au reste de la pupille. Le groupe R&D a fabriqué un simulateur de segmentation (ci-dessous) à partir de miroirs dont le central est surélevé par rapport aux autres. La différence de hauteur est de quelques nanomètres seulement.

 Coronographie

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Schéma de principe du masque de phase.

Une branche essentielle de l’astronomie actuelle concerne la détection des planètes ou des étoiles faibles au voisinage des étoiles brillantes. Le principe de la coronographie est de diminuer la luminosité de ces étoiles brillantes pour détecter les objets de plus faible luminosité. L’une des solutions consiste à utiliser un masque de phase situé dans le plan focal et destiné à créer une interférence destructive dans la pupille pour l’objet situé dans l’axe de visée (l’objet brillant). Les objets faiblement lumineux, légèrement hors de l’axe, ne sont pas affectés et sont par conséquent vus par le détecteur. Il existe plusieurs types de masques coronographiques. L’un d’eux consiste à utiliser un filtre transparent à quatre quadrants où deux d’entre eux présentent une différence de phase par rapport aux deux autres (voir image). Ces composants sont très exigeants en terme de précision (<1 µm au niveau de la zone de transition et <5 nm sur la hauteur du pas).

 Bouton à intégrale de champ

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Bouton à intégrale de champ muni de fibre. Spectrographe Giraffe installé sur le VLT.

Les télescopes situés au sol ont des champ de vue larges. La spectroscopie sur la totalité de ce champ n’est pas envisageable avec une haute résolution spectrale à cause du nombre rhédibitoire d’élements spectraux et spatiaux. Une solution consiste à utiliser la spectroscopie par intégrale de champ, comme sur l’instrument GIRAFFE de l’ESO, installé sur l’un des VLT. Les zones d’intérêts du champ de vue du télescope sont récupérées par l’intermédiaire des boutons à intégrale de champ munis de fibres optiques et orientés pour constituer l’entrée de la fente du spectromètre. De cette manière, seules quelques zones du champ de vue sont dispersées par le spectrographe avec, à la clé, une masse de donnée significativement réduite. La trame de microlentille, située devant le toron de fibre permet l’insertion optimale de la lumière dans les fibres, constitue l’un des savoir-faire du groupeR&D.

 Chocs radiatifs

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Haut : Dimension typique d’une cellule. Bas : Cellule sur son support.

Les chocs radiatifs sont des phénomènes qui se déroulent à un nombre de Mach élevé et qui présentent un fort couplage entre radiation et hydrodynamique. Ces phénomènes se rencontrent couramment dans les objets astrophysiques tels que les accrétions stellaires, les étoiles pulsantes, l’interaction des résidus de supernovae (étoiles mortes ayant explosés) avec le milieu interstellaire par exemple. L’étude théorique de ces phénomènes physiques est complexe et met en jeu des paramètres intrinsèques à la matière qui subit le choc qu’il faut déterminer expérimentalement. Une étude expérimentale de ces chocs est réalisée en laboratoire en focalisant un puissant laser sur du gaz piégé dans une minuscule cavité en verre appelée cellule. Cette dernière doit avoir une très faible capillarité pour le gaz contenu à l’intérieur et une excellente étanchéité. Le savoir-faire en verrerie du groupe R&D a été mis à contribution pour fabriquer et assembler ce type de cellule pour les expériences de chocs radiatifs et ont été utilisées avec succès au CEA (France). A ce jour, des centaines de cellules ont explosé sous l’effet du laser pour fournir aux chercheurs des données inestimables pour poursuivre leur recherche.

 Polissage

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Vue des 5 jonctions SIS minces.

Le groupe R&D a effectué des travaux de polissage pour de nombreuses sortes d’application. Nous présentons ici deux exemples classiques. Le premier est le polissage des parois intérieures en cuivre d’une horloge atomique au césium. Bien que le cuivre soit un matériau difficile à polir, le groupe R&D a obtenu un état de surface de 50 nm « Peak-to-Valley » (PTV) après polissage. Le second exemple, illutré par l’image ci-contre, est l’amincissement des jonctions SIS. Ce sont des guides d’onde gravés, utilisés en astronomie dans le domaine du submillimétrique. L’amincissement part d’une épaisseur de 200 µm pour la réduire à 50 µm de manière à éviter les pertes de signal dans le matériau.

 MicroKIDS

Une révolution dans nos capacités à observer l’Univers viendra d’une nouvelle génération de détecteurs capables de mesurer l’énergie des photons provenant des cibles astronomiques sans avoir besoin d’introduire des composants optiques supplémentaires tels que des filtres, prismes ou réseaux. Les détecteurs existants, tels que les CCDs et les CMOS fonctionnant dans l’infra-rouge, se contentent de compter les photons incidents dans leurs bandes passantes. Les Microwave Kinetic Inductance Detectors (MKIDs) sont composés de pixels fait d’un circuit LC résonant fait d’un matériau supraconducteur avec un facteur de qualité élevé. Ils fonctionnent à des température de quelques centaines de mK : un photon incident vient rompre une paire de Cooper modifiant de ce fait l’inductance de surface et ainsi la fréquence propre et la phase du résonateur. En ajustant la géométrie de chaque pixel, leurs fréquences propres peuvent être rendues distinctes. Ces pixels peuvent alors être largement multipliés car ils peuvent être multiplexés fréquentiellement en étant couplés à une ligne de lecture où l’électronique de lecture propage un peigne de fréquence pour sonder les résonances de chaque pixel (fréquence, amplitude, phase).
L’utilisation des MKIDs dans le domaine micro-onde a été démontrée par la caméra NIKA2 installée sur le radio-télescope de l’IRAM de 30m, des MKIDs optiques sont en cours de développement aux USA et la technologie peut être adaptée du domaine radio aux rayons X et est sensible sur de larges intervalles de longueur d’onde.
En collaboration avec le laboratoire AstroParticle et Cosmologie à Paris et l’Institut Néel à Grenoble, nous avons développé des MKIDs, d’abord dans le domaine sub-millimétrique avec l’intention de passer ensuite au domaine visible et de infra-rouge proche. Nous avons démarré en 2016 avec un stage de Master 2 suivi d’une thèse et une équipe de 6 personne est maintenant active. Notre première étape a été de développer le process de fabrication pour répliquer les composants qui avaient jusque là été conçus par l’APC et fabriqué à l’Institut d’Électronique Fondamentale et pour maîtriser les aspects cryogéniques afin d’identifier les pixels fonctionnels par la détection de résonances à 300mK dans le noir dans les cryostats de l’APC et de l’Institut Néel.
Depuis, nous avons conçu des MKIDs dont les pixels sont sensibles dans le domaine visible et dans l’infra-rouge proche. Avec la volonté de réduire la taille des pixels pour qu’ils correspondent mieux aux capacités d’imagerie des télescopes optiques, nous avons remplacé la traditionnelle capacité interdigitée par une capacité à plaques parallèles, réduisant de ce fait la taille du pixel d’un facteur 9 tout en utilisant toujours la même bande de fréquence pour sonder les pixels. Nous avons réussi à accroître la taille de nos détecteurs en une matrice de 10x10 pixels avec 95% de pixels fonctionnels.
Nous travaillons actuellement à continuer à réduire la taille des pixels pour augmenter la surface utile du détecteur et à améliorer l’efficacité quantique de nos détecteur. Dans les années à venir, notre prochaine étape consistera à développer un démonstrateur d’instrument.