Coupler optique adaptative extrême et techniques de minimisation des tavelures en plan focal : application à l'instrument SPHERE+/VLT

Coupling of extreme adaptive optics and focal plane speckle minimization : application to the SPHERE+/VLT instrument

• Auteur / Autrice : Charles Goulas
• Direction : Raphaël Galicher
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Astronomie et astrophysique d'Ile de France
• Date : Soutenance le 25/09/2025
• Etablissement(s) : Université Paris Cité
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Astronomie et astrophysique d'Île-de-France (Paris ; 1992-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire d’instrumentation et de recherche en astrophysique (Meudon ; 2025-....)
• Jury : Président / Présidente : Sonia Fornasier
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Norbert Hubin, Arielle Bertrou-Cantou
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Jean-Pierre Véran, Julien Girard
• DOI : 10.70675/62fab4bezfc50z4ecaz99bazaa960e3e4d6d

Mots clés

Mots clés contrôlés

Exoplanètes

Optique -- Instruments

Optique adaptative

Coronographes

Simulation par ordinateur

Mots clés libres

Exoplanète

Optique adaptative

Coronographe

Analyseur pyramide

Simulations numériques

Exoplanet

Adaptive optics

Coronagraph

Pyramid sensor

Numerical simulations

Résumé

Détecter directement la lumière d'une exoplanète permet la caractérisation spectroscopique de son atmosphère ou de sa surface. Mais faire l'image d'une exoplanète est un défi instrumental pour deux raisons. La planète est très proche de son étoile hôte, à moins d'une seconde d'arc et l'étoile est beaucoup plus brillante que la planète, d'un facteur dix milles pour les planètes les plus lumineuses à dix milliards pour une exo-Terre. Les astronomes utilisent un coronographe, un composant optique bloquant la lumière de l'étoile mais laissant passer la lumière de la planète jusqu'au détecteur. Pour fonctionner optimalement, un coronographe requiert une surface d'onde incidente plane, autrement dit sans aberrations, ce qui n'est pas le cas des télescopes terrestres qui observent à travers la turbulence atmosphérique. C'est pourquoi les imageurs d'exoplanètes au sol sont équipés d'une optique adaptative (OA) en amont du coronographe dont le but est de corriger les aberrations introduites par l'atmosphère terrestre pour minimiser l'intensité stellaire résiduelle dans l'image coronographique. L'instrument SPHERE, installé au Very Large Telescope (VLT, Chili) depuis 2014, est un des imageurs d'exoplanète les plus performants aujourd'hui, détectant des planètes cent milles fois moins brillante que leur étoile à une distance de 300 milliarcsecondes. Son OA, appelé SAXO, est équipée d'un analyseur de surface d'onde (ASO) de type Shack-Hartmann et d'un miroir déformable, fonctionnant en boucle fermée à une fréquence maximale de 1.38 kHz. Pour pallier aux limitations actuelles (sensibilité de l'ASO et vitesse de la boucle), le projet d'upgrade de SAXO, appelé SAXO+, comprend une seconde boucle de correction en aval de la première boucle existante SAXO. Actuellement en phase de design, cette seconde boucle de SAXO+ est plus rapide, jusqu'à 3 kHz, et utilise un ASO de type pyramide en infrarouge proche. Une fois en boucle fermée, la performance de SAXO+ sera limitée par les aberrations différentielles entre la voie d'analyse de la pyramide et la voie coronographe. Dans l'image finale, ces aberrations se traduisent par des tavelures, des taches brillantes semblables au signal d'une planète, qu'on cherchera à corriger. Pendant ma thèse, j'ai effectuée des simulations numériques pour l'instrument SAXO+. J'ai utilisé l'outil de simulation end-to-end COMPASS, développé au LIRA, pour lequel j'ai implémenté un module permettant de calculer des images coronographiques. La 1ère partie de la thèse est consacrée au dimensionnement de la double boucle d'OA. J'ai lancé une campagne de simulations explorant les paramètres importants de SAXO+, définissant les paramètres optimaux comme ceux minimisant l'intensité stellaire résiduelle dans les images coronographiques. Je montre que SAXO+ améliore la performance du système d'un facteur 10 par rapport à SAXO. Pour différentes magnitudes et conditions atmosphériques je donne les fréquences optimales de chaque boucle et le gain optimal de la première boucle. Je quantifie aussi l'impact du rayon de modulation de la pyramide sur la performance de l'OA. Dans la deuxième partie de la thèse, j'explore deux méthodes de correction des tavelures. La première est une compensation de la phase des aberrations différentielles. La deuxième méthode est une troisième boucle de correction, mesurant le champ électrique statique dans les images coronographiques et rétroagissant sur la boucle d'OA pour minimiser l'intensité des tavelures. Dans chaque cas, il faut biaiser la mesure de la pyramide pour ajouter une phase statique dans la voie du coronographe. J'implémente alors une méthode de calibration des gains optiques de la pyramide pour quantifier ses non linéarités. Je montre que chacune des deux méthodes de suppression des tavelures améliore significativement la performance de SAXO+ et conclut sur l'intérêt ou non de l'utilisation des gains optiques selon les conditions atmosphériques.

Directly detecting the light from an exoplanet enables spectroscopic characterization of its atmosphere or surface. However, imaging an exoplanet presents an instrumental challenge for two main reasons: the planet lies very close to its host star - typically within one arcsecond -and is significantly fainter, by a factor ranging from ten thousand (for the brightest planets) to ten billion (for an Earth-like exoplanet). To address this, astronomers use a coronagraph, an optical component that blocks the starlight while allowing the planet's light to reach the detector. For optimal performance, a coronagraph requires a flat incoming wavefront - i.e., one free of aberrations - which is not the case for ground-based telescopes due to atmospheric turbulence. This is why ground-based exoplanet imagers are equipped with adaptive optics (AO) systems upstream of the coronagraph. The AO corrects for atmospheric aberrations to minimize residual starlight in the coronagraphic image. SPHERE, installed at the Very Large Telescope (VLT, Chile) since 2014, is one of the most advanced exoplanet imagers currently in operation, capable of detecting planets up to one hundred thousand times fainter than their host star at separations as small as 300 milliarcseconds. Its AO system, SAXO, features a Shack-Hartmann wavefront sensor (WFS) and a deformable mirror, operating in closed loop at up to 1.38 kHz. To overcome current limitations (mainly sensor sensitivity and loop speed), the SAXO+ upgrade project introduces a second correction loop downstream of the existing SAXO system. Currently in the design phase, this second loop will run at higher frequencies, up to 3 kHz, and will use a near-infrared pyramid WFS. Once closed, SAXO+ performance will be limited by differential aberrations between the pyramid sensing path and the coronagraphic science path. These aberrations produce speckles in the final image - bright spots that can mimic planetary signals - which need to be corrected. During my PhD, I conducted numerical simulations for the SAXO+ system. I used the end-to-end simulation tool COMPASS, developed at LIRA, for which I implemented a module to compute coronagraphic images. The first part of the thesis focuses on optimizing the dual-loop AO system. I carried out a simulation campaign to explore key parameters of SAXO+, defining optimal configurations as those that minimize residual starlight in coronagraphic images. I show that SAXO+ improves system performance by a factor of 10 compared to SAXO. For various stellar magnitudes and atmospheric conditions, I provide the optimal frequency for each loop and the optimal gain for the first loop. I also quantify the impact of the pyramid WFS modulation radius on AO performance. In the second part of the thesis, I explore two speckle correction methods. The first consists of compensating the phase of differential aberrations. The second is a third correction loop that estimates the static electric field in coronagraphic images and feeds back into the AO loop to minimize speckle intensity. In both cases, the pyramid WFS measurement must be biased to introduce a static phase into the coronagraphic path. I implement a calibration method for the pyramid's optical gains to quantify its non-linearities. I demonstrate that both speckle suppression techniques significantly enhance SAXO+ performance and conclude on the relevance of using optical gain calibration depending on atmospheric conditions.