LESIA - Observatoire de Paris

Personnels LESIA impliqués dans GRAVITY

Guy Perrin, Thibaut Paumard — 2010-02-03T17:04:16Z

La participation du LESIA au projet GRAVITY se traduit par une implication d'une vingtaine de personnes pour 40 ETP (équivalents temps-plein) sur la durée du projet entre 2006 et 2014 date de la première lumière. La liste des personnels LESIA travaillant ou ayant travaillé sur le projet est donnée dans la table ci-dessous.

Personnels LESIA impliqués dans GRAVITY
Nom	Activité
Nabih Azouaoui	Logiciel réduction des données
Frédéric Chapron	Conception mécanique
Élodie Choquet	Doctorante (2009-2012), suiveur de franges
Yann Clénet	Optique adaptative
Claude Collin	Réalisation mécanique
Roderick Dembet	Logiciel temps-réel
Pierre Fédou	Suiveur de franges
Éric Gendron	Optique adaptative
Xavier Haubois	Doctorant (2005-2009), étude de concept
Pierre Kervella	Réduction des données
Sylvestre Lacour	Recombinaison et astrométrie
Vincent Lapeyrere	Logiciel de réduction des données
Pierre Léna	Étude de concept
Michel Marteaud	Conception mécanique
Thibaut Paumard	Président du groupe scientifique
Guy Perrin	Co-investigateur de GRAVITY
Jean-Michel Reess	Conception optique
Daniel Rouan	Groupe scientifique
Gérard Rousset	Système d'optique adaptative
Arnaud Sevin	Logiciel temps réel
Frédéric Vincent	Doctorant (2008-2011), Centre Galactique
Denis Ziegler	Électronique

GRAVITY

Guy Perrin, Thibaut Paumard — 2010-02-03T15:09:37Z

Un trou noir supermassif, surnommé Sagittarius A* ou Sgr A*, occupe le cœur de la Voie Lactée, notre galaxie. Il semble que cela soit le cas de la majorité des galaxies. Les trous noirs sont des objets très compacts. De tous les trous noirs connus, Sgr A* est celui qui apparait comme le plus étendu angulairement du fait du compromis avantageux entre sa taille intrinsèque et sa distance à la Terre. Cependant cette taille est encore trop petite pour permettre des études détaillées avec les instruments existants. C'est pourquoi le consortium GRAVITY s'est formé, avec l'objectif de concevoir un instrument de nouvelle génération capable de sonder l'espace–temps jusqu'à la frontière du trou noir.

Objectifs scientifiques de GRAVITY

Les spécifications de GRAVITY répondent en premier lieu au besoin d'étude d'orbites de sources très proches de Sgr A*, le trou noir supermassif au centre de la Galaxie. Cependant, GRAVITY permettra également des avancées spectaculaires dans de nombreux domaines de l'astrophysique moderne, par exemple :

noyaux actifs de galaxies ;
disque et jets autour d'étoiles en formation ou au sein de microquasars ;
trous noirs de masse intermédiaire au cœur des amas globulaires ;
planètes extrasolaires.

Pour en savoir plus sur les objectifs scientifiques de GRAVITY...

Un Instrument de deuxième génération du VLTI

Le Very Large Telescope (VLT) est un ensemble de quatre “grands” télescopes dont le miroir principal fait 8,2 m de diamètre (les Unit Telescopes, UT) et de quatre “petits” télescopes de 1,8 m de diamètre (les Auxiliary Telescopes, AT). Il est opéré par l'Observatoire européen austral (European Southern Observatory, ESO). Chacun des UT est utilisé comme un télescope indépendant, pourvu chacun de trois instruments propres. Mais il est également possible de combiner la lumière en provenance de plusieurs des télescopes d'une façon cohérente afin d'obtenir une résolution spatiale équivalente à celle qu'aurait un télescope unique pourvu d'un miroir primaire gigantesque, dont le diamètre est donné par la distance séparant les télescopes individuels : jusqu'à 134 m pour les UT, 200 m pour les AT. Cette technique se nomme l'interférométrie. Ainsi utilisé, l'observatoire du VLT est appelé VLTI, pour VLT Interferometer.

Le VLTI dispose actuellement d'une instrumentation de première génération capable de combiner la lumière provenant de deux ou de trois de ses télescopes simultanément. GRAVITY, instrument de deuxième génération, sera le premier à permettre l'observation de sources bien plus faibles que permis par la génération actuelle d'interféromètres.

Pour en savoir plus sur le VLT et le VLTI : Wikipédia, ESO

Un Instrument complexe

Afin d'accéder à la limite théorique en termes de résolution, de précision astrométrique, et de sensibilité, les chercheurs et ingénieurs qui conçoivent GRAVITY ont dû élaborer un ensemble complexe de sous-systèmes de haute technologie :

un système d'optique adaptative ;
un suiveur de franges ;
un spectromètre ;
une métrologie pour l'astrométrie de précision.

Pour en savoir plus sur le design de GRAVITY...

Un Consortium international

L'idée de GRAVITY est née de la collaboration de longue date entre le LESIA et l'Institut Max Planck pour la physique extraterrestre (MPE, Garching, Allemagne). Celui-ci a pris la direction du consortium, qui se compose également de deux autres instituts allemands (l'Institut Max Planck pour l'astronomie d'Heidelberg, MPIA, et l'Université de Cologne, UoC), d'un laboratoire français (l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, l'IPAG), du Département d'Optique Théorique et Appliquée de l'ONERA (DOTA) et d'un laboratoire portugais (le laboratoire Systèmes, Instrumentation et Modélisation de Lisbonne et Porto, SIM).

Le LESIA et le DOTA agissent dans le cadre du groupement d'intérêt scientifique (GIS) intitulé Partenariat haute résolution angulaire sol–espace (PHASE) qui regroupe l'ONERA, l'Observatoire de Paris, le CNRS et l'Université Paris 7 – Denis Diderot.

L'Implication du LESIA

PHASE (et par voie de conséquence le LESIA) est chargé de plusieurs tâches concernant plusieurs sous-systèmes importants de l'ensemble :

étude des cas scientifiques pour la définition des spécifications et des modes d'observation ;
suiveur de franges : dimensionnement, conception, simulation des performances, logiciel temps réel et intégration ;
optique adaptative : étude système et simulations, logiciel temps réel ;
fonctions fibrées (lignes à retard différentielles et rotateurs de polarisation) ;
logiciel de réduction des données ;
participation à l'étude système générale de l'instrument ;
performances astrométriques.

Une telle charge de travail nécessite l'implication de nombreux personnels du LESIA (liste complète). Plus de 20 membres du LESIA travaillent sur ce projet.

GRAVITY a passé avec succès la revue finale de concept pour le recombinateur à la fin de 2011 et est entré en phase de réalisation début 2012. Celle-ci s'est poursuivie jusqu'à l'intégration complète de l'instrument à Garching en 2015 et la revue d'acceptance en Europe en juin 2015. La première lumière de GRAVITY au VLT s'est déroulée début 2016 avec les quatre télescopes auxiliaires du VLTI. La première lumière avec les télescopes de 8m du VLTI est prévue courant 2016. GRAVITY aura alors couté 7 millions d'euros hors coûts salariaux et nécessité une puissance de travail équivalente à 163 personnes occupées à temps plein pendant une année.

Les Objectifs scientifiques de GRAVITY

Guy Perrin, Thibaut Paumard — 2010-02-03T15:08:48Z

La conception de GRAVITY est déterminée par ses objectifs principaux, qui concernent l'observation d'effets de relativité générale à proximité immédiate du trou noir central de la Galaxie. Cependant il s'avère que cet instrument sera également un outil très polyvalent qui promet des avancées considérables dans des domaines variés de l'astrophysique moderne.

Sommaire

1 2

Le Centre de la Voie lactée

Le Centre galactique (CG) est situé à ≈ 25 000 années-lumière du système solaire. Étant, bien évidemment, situé dans le disque de la Galaxie, il n'est pas observable dans le domaine visible en raison de quantité de poussière sur la ligne de visée. De par cette relative proximité, il apparait comme bien plus grand angulairement que les autres noyaux de galaxie, dès lors que l'on observe aux grandes longueurs d'onde (infrarouge, radio) ou au contraire en rayons X ou encore plus énergétiques. Le trou noir supermassif qui y siège, Sgr A*, bien que d'une masse modeste pour ce type de trous noirs (environ 4 millions de masses solaires !), est celui dont le rayon de Schwarzschild R_S sous-tend l'angle le plus grand : ≈ 10 μas (micro seconde d'angle : 1°=3 600 000 000 µas). Le second trou noir par ordre de rayon de Schwarzschild apparent est celui au cœur de la galaxie M82, deux fois plus petit. En outre, le CG présente des traces d'activité passée et actuelle. C'est donc le sujet idéal pour étudier en détails les mécanismes en jeux dans les noyaux actifs de galaxies (NAG, voir ci-dessous).

Les quelques années–lumières centrales de la Galaxie sont occupées par l'amas nucléaire, des milliers d'étoiles qui orbitent autour de Sgr A*. Une centaine d'entre elles passent très près du trou noir. C'est l'étude de leurs mouvements qui donne la meilleure estimation de la distance au CG et de la masse de Sgr A*. La plus connue de ses étoiles, S2, a une période orbitale d'une quinzaine d'années et passe au périapse à environ 2000 R_S seulement, à une vitesse quasi-relativiste (≈ 1% de la vitesse de la lumière).

Les orbites d'étoiles passant très près d'un trou noir devraient être légèrement différentes des ellipses observées par Kepler et expliquée par Newton. En effet, on atteint un régime de gravité et de vitesse où les calculs d'orbites nécessitent l'usage de la théorie de la relativité générale. L'orbite de S2, comme celle des autres étoiles connues, apparaissent encore comme parfaitement elliptiques du fait des incertitudes de mesure. Le premier des objectifs de GRAVITY est de découvrir de nouvelles étoiles encore plus proches du trou noir. Ces étoiles parcourront leur orbite en seulement 1 an environ. Les effets relativistes sur leur trajectoire seront évidents. De plus, leur trajectoire sera peut-être également influencée par la présence de matière sombre autour du trou noir, par exemple en raison du grand nombre de trous noirs stellaires qui ont dû s'accumuler là au cours de l'histoire de la Galaxie. En effet, de nombreuses étoiles ont vécu et sont mortes en orbite autour de Sgr A*. Certaines ont laissé derrière elles un trou noir de faible masse (≈ 10 masses solaires), qui doit continuer de tourner autour du trou noir supermassif.

Simulation de mesure par GRAVITY de l'orbite (en bleu) d'une étoile (...)" />
Orbite relativiste autour de Sgr A*: Simulation de mesure par GRAVITY de l'orbite (en bleu) d'une étoile très proche du trou noir centrale. L'étoile hypothétique utilisée ici est semblable à S2 mais 10 fois plus proche du trou noir. On pense découvrir de telles étoiles grâce à GRAVITY. L'orbite ne se referme pas : c'est l'effet relativiste d'avancée du périapse. Les symboles de couleur représentent les positions mesurées par GRAVITY en mai, juin et juillet, deux années consécutives. L'étoile a déjà parcouru deux fois son orbite et l'avancée du périapse est évident. Les autres courbes représentent des fragments d'orbites d'autres étoiles également observées par GRAVITY. Les axes sont gradués en milliseconde d'angle (mas), la résolution de GRAVITY étant de 2 à 4 mas.

Le foyer de l'orbite de S2 et des autres étoiles coïncide exactement (aux erreurs de mesure près) avec la position de la source radio ponctuelle Sgr A*. À cette position il y a un objet de luminosité variable dans le domaine infrarouge. En général, il est presque indétectable. Mais environ une ou deux fois par jour, sa luminosité augmente d'un facteur important (plusieurs dizaines). On parle de sursauts ou flares en anglais. À ce moment là, cette source de lumière est plus brillante que l'étoile S2. Un trou noir est, par définition, noir, c'est à dire qu'il n'émet pas de lumière. Les sursauts ne proviennent donc pas du trou noir lui même mais de son environnement. On ne connait pas exactement l'origine de ce rayonnement. Ce dont on est sûr, c'est qu'il vient de très près du trou noir, probablement du disque d'accrétion qui entoure très certainement Sgr A* ou du jet qui en émane probablement. Le second objectif de GRAVITY est d'observer ces sursauts. Le pouvoir de résolution de l'instrument sera insuffisant pour faire une image détaillée des sursauts, mais il permettra d'en mesurer la position avec une précision meilleure que le rayon de Schwarzschild du trou noir. Avec une telle précision, il est probable que l'on sera capable de mesurer le déplacement des sursauts, dont on est presque certain qu'ils sont en mouvement. En effet, aussi près d'un trou noir, la matière est nécessairement animée de vitesses proches de celle de la lumière. Ainsi, GRAVITY permettra de déterminer l'origine des sursauts et de mesurer le mouvement de matière extrêmement près d'un trou noir.

Un modèle de sursaut de Sgr A* IMG/flv/incl45_0_low_res.flv: Simulation de sursaut selon l'hypothèse dite du "point chaud". Cliquer sur l'image pour démarrer la vidéo. Ici, de la matière en orbite autour du trou noir s'échauffe et devient brillante. Sous l'effet des forces de marées, le point chaud s'étend en un arc puis forme un anneau tout en refroidissant. Le trou noir au centre (invisible) fait office de lentille gravitationnelle de sorte que l'arc apparaît distordu. Il y a même formation d'images multiples. Les axes sont gradués en rayons du trou noir, GRAVITY permettrait de mesurer la position de l'objet à une unité près. La courbe qui spirale correspond à ce que mesurerait GRAVITY (sans barres d'erreur). La courbe en bas est la courbe de lumière correspondante, qui a bien l'aspect des sursauts observés jusqu'à présent.

1 2

GRAVITY : un instrument complexe

Guy Perrin, Thibaut Paumard — 2010-02-03T15:08:44Z

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.