Principe de l'optique adaptative

Le flux lumineux en provenance de l’objet à imager situé à l’infini présente un front d’onde plan avant son entrée dans l’atmosphère. La turbulence dévie les rayons lumineux, provoquant une déformation du front d’onde. Le front d’onde ainsi déformé passe par la pupille du télescope, l’image correspondante est déformée. Après correction par le miroir déformable, une partie du flux va sur la caméra scientifique (image corrigée) et l'autre partie vers un analyseur de surface (ou de front) d’onde qui mesure le front d’onde résiduel. Les mesures sont utilisées par le calculateur temps-réel pour calculer les tensions à appliquer aux actionneurs du miroir déformable. Cette boucle d’asservissement conduit idéalement à un front d’onde résiduel plan et à une image parfaitement corrigée.

Dans un système d’imagerie, la finesse des détails de l’image, donc la résolution, s’améliore quand le diamètre de l’instrument augmente. Le problème en astronomie terrestre, c’est la présence de l’atmosphère…

Tous les télescopes terrestres souffrent des effets de la turbulence atmosphérique, qui dégrade la résolution des images. L’atmosphère est un mélange de flux d’air de composition et de températures différentes, ce qui dévie les rayons lumineux et donc déforme les images, comme lorsque l’on regarde à travers une vitre d’épaisseur irrégulière. Les images astronomiques, souvent réalisées avec de longs temps de pose, vont donc être irrémédiablement floutées. La résolution des images correspondra alors à celle que l’on aurait eue avec un petit télescope réduit à un diamètre de l’ordre de la dizaine de centimètres. Et ceci même si le télescope utilisé a un miroir primaire de 1 m de diamètre, de 8 m ou de 39 m !

L’OA a révolutionné l’astronomie en rendant possible la compensation des effets désastreux de la turbulence. Le principe (voir la figure) consiste à corriger les déformations de l’image en l’observant après réflexion sur la surface d’un petit « miroir déformable » inséré sur le chemin optique. Des actionneurs, situés sous la très fine surface réfléchissante du miroir déformable, sont commandés en temps réel à partir de mesures des déformations fournies par un « analyseur de surface d’onde ». Le but est de produire idéalement après correction un front d’onde plan, c’est-à-dire une image parfaite dont la résolution est uniquement limitée par le diamètre du télescope.

La première démonstration d’OA astronomique en 1989 a permis une correction spectaculaire des images [Rousset1990]. Le système a été installé et testé sur un télescope de l’Observatoire de Haute Provence de 1,52 m de diamètre, bientôt suivi par des tests à La Silla au Chili sur un télescope de l’ESO de 3,6 m de diamètre en 1992-1993 [Rousset1993].

Ce n’est que 6 ans plus tard qu’un système d’OA équipe pour la première fois un très grand télescope, le télescope Keck (10,20 m) à Hawaii [Wizinowich2000]. L’illustration ci-dessous est extraite de la publication correspondante. On peut apprécier l’extraordinaire amélioration apportée par l’OA.

Image obtenue sur le télescope Keck : sans correction par OA (carré blanc de gauche) et avec correction par OA (pic à droite). Illustration extraite de [Wizinowich2000].

Environ 3 ans plus tard, c’est l’installation à Paranal (Chili) au Very Large Telescope de 8 m de diamètre [Rousset2003]. Le développement de l’OA en astronomie n’a pas cessé depuis, équipant tous les très grands télescopes (classe 10 m).

Le futur ELT (Extremely Large Telescope, 39 m de diamètre) intègre même un miroir déformable dans le train optique du télescope. La première lumière est prévue pour 2029 avec l’instrument d’imagerie proche infrarouge MICADO et son OA classique [Clénet2022].

L’OA a investi très rapidement bien d’autres applications, comme l’imagerie de la rétine dès 1996 [Liang1996, Roorda1999], la microscopie (voir par exemple [Booth2007]) ou encore les communications optiques en espace libre (voir par exemple [Primmerman1995, Chen2018]).