LESIA - Observatoire de Paris

Optique de relais pupille

Eric Gendron — 2009-01-05T16:24:27Z

L'optique de relais de la pupille opère :

un grandissement pupillaire d'un facteur 5 (pupille de 50 mm sur le miroir déformable) entre le plan pupille au niveau des écrans de phase et le miroir déformable.
le passage d'un faisceau très légèrement divergent (f/300) à un faisceau parallèle.

A l'intention de ceux qui souhaiteraient modéliser le système dans un logiciel de calcul optique, les lentilles utilisées sont des achromats :

achromat Melles Griot, f'=1000mm, d=80mm, ref. 01LAO366, coated MgF2/066 AR coating 400-700nm
achromat Melles Griot f'=200mm, d=40mm, ref. 01LAO225, coated MgF2/066 AR coating 400-700nm

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Générateur de turbulence

Eric Gendron — 2009-01-05T16:24:19Z

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Générateur de turbulence

Sans reconfiguration « locataire » de l'optique de relais des pupilles, le diamètre réel de la pupille dans le générateur de turbulence est de 10 mm. Les écrans de phase sont plans (aucune puissance optique).

Ecrans en réflexion

L'avantage de ces écrans est de générer un front d'onde rigoureusement achromatique. Les écrans disponibles sont au nombre de 2, ce sont des écrans en réflexion. Pour une pupille de diamètre 10 mm, les caractéristiques sont les suivantes :


Ecran	Seeing (arcsec)	L0 (metres)
#1	TBD	TBD
#2	TBD	TBD
#3	TBD	TBD

Aspects dynamiques des écrans en réflexion : le tableau suivant donne les correspondances entres pas codeurs, angle de rotation des écrans, déplacement en mm, déplacement en unités "pupille"

1 Tour =	360	113	11.3	60000
1 degré =	1	0.314	0.0314	166.7
1 mm =	3.185	1	0.1	531
1 pupille =	31.85	10	1	5310
1 pas =	0.006	0.001883	0.000188	1
	degré	mm	pupille	Pas

Ecrans en transmission

Les écrans en transmission disponibles sont au nombre de trois. Chacun a été fabriqué avec des caractéristiques spécifiques répondant à un cahier des charges défini par l'ESO dans le cadre de MAD.

Caractéristiques optiques :

Gamme de longueur d'onde : 500 nm à 2.5 µm
Matériau : silice
Transmission : > 60%
Dispersion chromatique : < 2%
Qualité optique : 60 nm rms
Parallélisme des deux faces : < 10 arcmin

On donne le tableau de correspondance suivant entre pas codeurs, degrés, mm, utile pour gérer les aspects dynamiques des écrans en transmission :

1 tour =	360	220	22	60000
1 degré =	1	0.611	0.0611	166.7
1 mm =	1.64	1	0.1	272.7
1 pupille =	16.4	10	1	2727.2
1 pas =	0.006	0.003667	0.0003667	1
	degrés	mm	pupille	pas

Caractéristiques des aberrations des écrans de phase en transmission :

Ecran de phase	PS-1	PS-2	PS-3
Diamètre interne (mm)	50 +/- 0.5	37 +/- 0.5	32 +/- 0.5
Diamètre externe (mm)	90 +/- 0.5	90 +/- 0.5	90 +/- 0.5
Résolution spatiale (taille pixel en µm)	100 +/- 5	100 +/- 5	100 +/- 5
Amplitude (crête-crête en µm)	7.9	5.5	3.5
Résolution de phase (niveaux)	64	32	32

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Sources et champ disponible

Eric Gendron — 2009-01-05T16:24:09Z

Voici un tableau montrant les caractéristiques du faisceau dans le plan des sources :

Caractéristique	Valeur
Rapport d'ouverture	f/300
Distance sources / plan pupille	300 cm
Echelle (pour un VLT)	1 arcsec = 11.63mm
Limite de diffraction à λ=550 nm	0.165 mm
Limite de diffraction à λ=633 nm	0.190 mm
Limite de diffraction à λ=1650 nm	0.495 mm

Les sources disponibles sont :

des diodes electroluminescentes, émettant de 620 à 700 nm. Il s'agit de la diode H-3000L de chez Stanley (voir data sheet H3000L (pdf - 36.9 ko)). Il existe des diodes :
- de diamètre 4 mm (source étendue de 0.34 arcsec)
- de diamètre 0.4 mm (34 mas)
- de diamètre 0.2 mm (17 mas)
un pinhole, laser à 628 nm, de diamètre 20 microns (1.7 mas) Prochainement :
des diodes electroluminescentes à des l différents (550, 590, 633, 780, 800 nm et spectre large)
source blanche fibrée

Un locataire pourra, selon besoin, installer toute nouvelle(s) source(s) de son choix. Le champ disponible, jusqu'à nouvel ordre, est de 250 mm de rayon, soit 21 arcsec. L'optique de SESAME est achromatique de 480 à 700 nm, qui est la zone spectrale sur laquelle on peut utiliser une source blanche. Le banc a été aligné pour λ =633 nm.

Il est recommandé d'utiliser SESAME en lumière possédant une bande spectrale étroite, typiquement Δλ =40 nm.

Etoile laser

Simulation d'une étoile laser sodium : pour H=90 km celle-ci pourra être placée à 13.4 cm en avant du plan pupille. Pour d'autres altitudes, on donne les correspondances suivantes :

Correspondance entre altitude de l'étoile laser et position sur le banc
altitude de l'étoile laser	distance sur le banc
90 km	13.43 cm
120 km	17.65 cm
180 km	25.71 cm
infini	300 cm

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Description générale du banc

Eric Gendron — 2009-01-05T16:24:00Z

SESAME est un banc ouvert et polyvalent d'études en optique adaptative, ayant pour vocation de servir de base pour la R&D dans de multiples domaines de l'optique adaptative et la HRA. Ce banc est offert comme une facilité nationale pour la communauté HRA, car il offre la possibilité de recevoir des expériences nécessitant un faisceau turbulent corrigé par une optique adaptative simulant un télescope au sol.

Ce banc est conçu comme un hôte, capable de recevoir des expériences venant se greffer à son foyer (ces expériences sont dites locataires du banc) à des fins d'études et de tests.

Description fonctionnelle du banc

En suivant le trajet de l'information lumineuse (voir figure ci-dessus), on trouve les éléments suivants :

des sources lumineuses, simulant des étoiles (point-source) ou des objets étendus (quelques secondes d'arc) pouvant se trouver à l'infini ou à distance finie (90 km ou plus, pour simuler une étoile laser).
un espace de propagation libre, sans optique
le générateur de turbulence : un espace de propagation libre en réflexion et/ou en transmission sur des écrans de phase mobiles, simulant les caractéristiques spatiales et temporelles des couches turbulentes de l'atmosphère terrestre. La position des écrans sur le banc est déterminée précisément en fonction de l'altitude dans l'atmosphère des couches turbulentes, sans avoir recours à des optiques de relais, qui sont sources d'erreurs ou d'approximations. On peut placer sur le faisceau soit aucun, soit 1, 2 ou 3 écrans de phase. L'aspect dynamique de la turbulence est simulé en faisant tourner ces écrans (créant ainsi l' équivalent d'un « vent » transportant une turbulence figée – hypothèse de Taylor). La rotation des écrans peut être, au besoin, synchronisée avec la prise d'image des analyseurs disponibles sur le banc, de façon à bien gérer les aspects temporels dans le système. Ils reproduisent simultanément, fidèlement et précisément les effets des couches atmosphériques sur la lumière, en particulier les effets
- d'échelle (seeing, échelle externe)
- diffractifs (propagation de Fresnel, scintillation)
- géométriques (recouvrement des pupilles projetées sur les couches turbulentes, dans le cas d'une observation d'un objet hors-axe)
une optique de relais pupille, composée de deux lentilles permettant d'adapter la taille du faisceau dans le générateur de turbulence avec la pupille réelle placée sur le miroir déformable.
le miroir déformable à 31 actionneurs, enchâssé dans une monture cardan (« style MACAO »), assurant le tip-tilt. Sur le miroir déformable, la propagation de la lumière se fait en faisceau parallèle. Le faisceau est en incidence normale sur la surface du miroir déformable ; il est injecté grâce à une séparatrice semi-réfléchissante.
plusieurs séparatrices, orientables en rotation, permettant de ponctionner une fraction (4%) de lumière du faisceau par réflexion vitreuse, afin de l'envoyer vers une « voie de sortie ». Il y a plusieurs séparatrices (de 1 à 4 au choix), donc autant de voies de sortie +1.
une voie de sortie, dans laquelle le faisceau, corrigé par le déformable et collimaté, est focalisé par un achromat. Les paramètres optiques de l'achromat, et sa distance au miroir déformable (pupille) sont choisis de manière à ce que le faisceau focalisé reproduise les conditions optiques du foyer Nasmyth du VLT (ouvert à f/15, pupille réelle à 16000 mm, échelle focale 0.582 mm/arcsec). Cet achromat peut être, selon besoin, remplacé par toute autre optique locataire .
des analyseurs de surface d'onde, de type Shack-Hartmann (14x14 sous pupilles), équipés d'une caméra CCD visible délivrant un signal au format vidéo. De 1 à 4 analyseurs peuvent être utilisés simultanément, ou remplacés sur une quelconque des voies de sortie par tout autre équipement locataire . la bande spectrale disponible se décompose comme suit :

- La bande visible de 0.4 à 0.75 µm incluant les foyers délivrés par les achromats, sur laquelle les aberrations chromatiques sont optimisées.
- La bande proche IR allant jusqu'à 1.8 µm disponible après les achromats par refocalisation.
- La bande complète proche IR jusqu'à 2.2 µm disponible avec des optiques locataires adéquates.

une carte d'interface vidéo, sur le bus PCI du PC SESAME, reçoit le signal de la (des) caméra(s) vidéo et en fait l'acquisition
le PC est un biprocesseur à 1 GHz, sous Windows 2000. Les drivers des diverses cartes d'interfaces sont des VI Labview. Le programme de gestion rapprochée du banc est écrit sous Labview. Les cartes d'interface, outre l'acquisition des caméras, permettent

- de piloter le ou les ou des composants optiques adaptatifs ; il s'agit d'une carte de conversion digitale/analogique de 96 voies. Un certain nombre de ces voies sont affectées au miroir déformable SESAME, les autres sont disponibles pour les expériences locataires.
- de piloter 7 sources lumineuses différentes (dont une source Laser et une source stroboscopique)
- de contrôler les moteurs/encodeurs pas à pas qui pilotent le mouvement des écrans de phase du générateur de turbulence. La carte peut contrôler 4 voies, et est équipée de 4 amplis de puissance. En tout, 4 moteurs pas à pas peuvent donc être alimentés et contrôlés. Sur les 4, un certain nombre est réservé au générateur de turbulence (tout dépend du nombre d'écrans de phase requis, 0 à 3), les autres peuvent être utilisés pour une expérience locataire
- une liaison Ethernet

Le logiciel de gestion rapprochée de SESAME

- permet de visualiser les différentes caméras vidéo
- permet de configurer les analyseurs de surface d'onde
- permet de gérer l'alimentation des différentes sources (allumage, extinction, intensité, mode stroboscopique, synchronisation).
- permet de commander le miroir déformable et la monture tip tilt.
- permet d'actionner les moteurs pas à pas des écrans de phase
- est un serveur de données et de commandes, pour toute machine extérieure, sur le réseau, configurée de manière adéquate.

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Equipe

Eric Gendron — 2009-01-05T16:23:41Z

Equipe
Liste des personnels implqués dans la création du banc SESAME
Nom	Département	Métier
Claude Collin	LESIA	Mécanique
Agnès Fave	LESIA	Site Web
Eric Gendron	LESIA	Responsable scientifique
Pierre GIGAN	LESIA	Tip-Tilt
Zoltan HUBERT	LESIA	Chef de Projet
Denis PERRET	LESIA	Electronique
Florence POUPLARD	LESIA	Optoélectronique
Arnaud SEVIN	LESIA	Informatique
Fabrice VIDAL	LESIA	Thésitif

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Historique

Eric Gendron — 2009-01-05T16:23:31Z

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Historique

Les débuts du banc SESAME datent de 2002. C'est à cette époque qu'ont été définis ses axes de recherche. L'idée directrice était celle-ci : la science en optique adaptative est limitée par la faible couverture du ciel. C'est là le problème majeur de l'optique adaptative. Et ce handicap ne vient que de deux choses fondamentales : la chute des performances avec le flux disponible pour l'analyse de surface d'onde, et l'anisoplanétisme. Tout le reste est facile à améliorer : vitesse de réaction, nombre d'actuateurs, etc, tout est question de maturité de technologie -donc d'argent et de temps. Mais pour vaincre ces deux problèmes fondamentaux, il faudra plus qu'une amélioration de la technologie, il faut des idées et de nouveaux concepts. Il faut donc

de nouveaux concepts d'analyse de surface d'onde
de nouveaux concepts de tomographie, qui autoriseront l'utilisation de sources plus éloignées dans le champ.

Ce sont ces 2 axes de recherches scientifiques qui vont fonder SESAME.

Le LESIA, l'optique adaptative, et la R&D en Europe

Depuis 1986, le LESIA possède une expertise en optique adaptative, acquise à travers les multiples réalisations que le laboratoire a mené, ou auxquelles il a participé (ComeOn, ComeOnPlus, Adonis, RASOIR, PUEO, NAOS). En parallèle de ces réalisations, un grand nombre de thèses a été effectué, qui portent sur des sujets de recherche de pointe en optique adaptative. Ces recherches, appliquées et théoriques, montrent en particulier l'attachement du laboratoire à la R&D autour de l'optique adaptative. Jusqu'à la fin des années 90, la France est leader des techniques d'optique adaptative en Europe.

Mais les années 2000 marquent un tournant dans l'activité internationale. D'une part, de nombreux laboratoires européens -restés discrets jusqu'alors- se lancent dans la course de l'optique adaptative, avec la 2^ième génération des instruments du VLT. D'autre part, la recherche instrumentale en astrophysique s'oriente clairement -à tort ou à raison- vers les télescopes extrêmement grands ("Extremely Large Telescopes") ou ELTs. De fait, l'optique adaptative s'oriente donc vers les grands systèmes, et vers les systèmes tomographiques (Multi-Conjugate Adaptive Optics, Ground-Layer Adaptive Optics, Laser Tomography Adaptive optics, Multi-Object Adaptive Optics). L'ELT de l'ESO, que ce soit OWL (2000-2004) ou l'E-ELT (à partir de 2005) est le moteur principal de l'activité Européenne de la R&D en optique adaptative. L'activité nationale suit également de près cette loi.

Si l'analyse de front d'onde a progressé depuis la fin des années 80, c'est plutot indirectement, grâce à une amélioration des performances des détecteurs ; le bon vieux Shack-Hartmann, lui, n'a pas évolué dans son principe depuis sa création. Pourtant, dès 1988, François Roddier invente le senseur de courbure, dont PU'EO (optique adaptative du CFHT) démontre toute la valeur. En 1996, Roberto Ragazzoni invente le senseur pyramide. Pourtant le Shack-Hartmann reste indétrônable, number one au palmarès des senseurs, écrasant de simplicité, son principe clair et épuré l'impose comme une évidence dans l'esprit de tous, et surtout de ceux qui n'ont pas été directement confrontés à sa ribambelle d'inconvénients techniques : seuillage, champ de vue limité, problèmes de linéarité à faible flux, variation de gain en fonction du seeing, etc. L'analyse de front d'onde a besoin de renouveau.

Du renouveau, il en existe pourtant quelque part. En 2001 l'Observatoire de Paris (GEPI et LESIA) proposent un instrument atypique, appelé FALCON, trois ans avant que soit "inventé" l'acronyme qui le définit : MOAO, ou Multi-Object Adaptive Optics. Défi à l'état pur, FALCON combine -au moins- deux nécessités : l'une est de revoir, revisiter les analyseurs de surface d'onde, l'autre est de développer l'analyse tomographique en optique adaptative. Ce projet, étudié à l'Observatoire de Paris en même temps que se crée SESAME, participera à entériner les axes scientifiques de R&D : analyse de front d'onde et tomographie.

Et maintenant ?

Maintenant, en 2008, il est impossible d'échapper aux 5 thèmes de recherche qui régissent l'optique adaptative :

tomographie
grands télescopes/systèmes
micro-miroirs déformables
nouveaux senseurs de front d'onde
étoile laser.

C'est dans ce contexte précis que nous avons inscrit le projet SESAME. Nous sommes partis de la constatation que les nombreuses équipes travaillant en OA nécessitent la plupart du temps le même support de travail et de test : un banc possédant au moins une source réaliste de turbulence, une correction par un(des) miroir(s) déformable(s), un certain nombre d'analyseurs de surface d'onde, et un calculateur “ouvert” dans lequel de multiples algorithmes puissent prendre place. Cette plateforme commune, c'est SESAME, un banc polyvalent de R&D en OA, qui se veut fédérateur pour répondre à la demande de la communauté de la haute résolution angulaire.

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Séparatrice d'injection

Eric Gendron — 2009-01-05T16:21:09Z

Il s'agit d'une séparatrice semi-refléchissante, à 45°, qui permet d'injecter le faisceau en incidence normale, sur le miroir déformable.

	Caractéristiques	Tolérances
type	lame elliptique, à faces planes, en biseau
angle entre faces	0.5 degré	- 0.05° ; + 0.2°
verre	Silice	-
diamètre (au plus large)	75 mm	- 0.00 ; +1.00 mm
épaisseur au plus fin	13 mm	+/- 0.5 mm
diamètre utile	> 95 % surface
qualité optique, en incidence à 45° front d'onde réflechi sur la 1ère face et front d'onde transmis	λ/10 rms à 633nm
polissage	40-20

	Face 1 (avant)	Face 2 (arrière)
traitement	50-50	antireflet
incidence faisceau	40° à 50°	40° à 50°
bande spectrale	590 à 650 nm	590 à 650 nm

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3SOLEIL/CERCLe : Cycle, Eruptions et Rayonnement Cosmique au Lesia

Nicolas Fuller — 2008-11-23T18:26:20Z

L'action du CERCLe (Cycle Eruptions et Rayonnement Cosmique au LESIA), au sein du pôle Héliosphère et Plasmas Astrophysiques (HPA) du LESIA et du service national d'observation 3SOLEIL, s'inscrit dans la thématique des relations Soleil-Terre. Les conséquences de l'activité de notre étoile sur l'homme, sa technologie et son environnement sont nombreuses [1]. Comme son nom l'indique les membres du CERCLe étudient plus spécifiquement les sujets suivants :

Le cycle solaire à long terme (prévision de l'indice des taches)
Les particules de haute énergie émises lors des éruptions solaires
Les particules du rayonnement cosmique d'origine galactique

La modulation du rayonnement cosmique


Cycle solaire, rayonnement cosmique, GLE et décroissance Forbush

Les trois points mentionnés ci-dessus sont intimement liés. En effet si l'on mesure de manière continue le rayonnement cosmique au niveau du sol au moyen de moniteurs à neutrons, on constate que d'une part ce rayonnement est modulé par le cycle solaire (voir figure ci-contre) et que d'autre part il peut varier de manière sporadique en fonction de l'activité éruptive du Soleil.

Deux cas peuvent se présenter : une augmentation du nombre de particules détectées due à un événement à particules solaires (principalement des protons), ou bien une diminution due aux perturbations du champ magnétique interplanétaire (résultant d'une éjection de masse coronale par exemple). On parle dans le premier cas de GLE (Ground Level Event) et dans le deuxième cas d'effet Forbush. Au LESIA l'étude de ces phénomènes sert à mieux comprendre les mécanismes d'accélération des particules lors d'éruptions solaires et leur propagation dans le milieu interplanétaire.

Les stations françaises

Il existe deux stations françaises pour la mesure du rayonnement cosmique, l'une aux Iles Kerguelen dans l'océan indien, et l'autre sur le continent Antarctique, en Terre Adélie. L'IPEV (Institut polaire français Paul Emile Victor) et les TAAF (Terres Australes et Antarctiques Françaises) prennent en charge l'hébergement de ces moniteurs ainsi que les opérations logistiques associées. Les moniteurs sont opérés 365 jours/an par des Volontaires du Service Civique qui assurent un "hivernage" dans les stations Antarctiques et sub-Antarctiques. La responsabilité scientifique et technique de ces instruments est assurée par l'Observatoire de Paris.


Moniteur à neutrons aux Iles Kerguelen

Ces moniteurs ne mesurent pas directement les particules d'origine galactique ou solaire, mais les neutrons créés dans l'appareil à partir de particules secondaires incidentes (au niveau du sol surtout des neutrons et des protons), elles-même créées dans l'atmosphère par le rayonnement cosmique primaire. On parle de "douche cosmique" ou encore de "gerbe cosmique". Suite à l'année Géophysique Internationale (1957), de nombreux moniteurs ont été installés dans différentes régions du globe. Les données historiques des moniteurs français remontent au début des années 60 et sont en partie disponibles en ligne sur le site web du CERCLe. L'ensemble des données est disponible via une base de données européenne regroupant la plupart des moniteurs au niveau mondial (NMDB).

Effet du rayonnement cosmique sur le personnel navigant


Dose de radiation en fonction de l'altitude

Une des conséquences du rayonnement cosmique sur Terre, qu'il soit d'origine solaire ou galactique, est l'irradiation du personnel navigant. Comme on peut le voir sur la figure ci-contre, la dose de radiation augmente avec l'altitude. Les pilotes, hôtesses ou stewards sont donc plus exposés aux rayonnements ionisants qu'ils ne le seraient au niveau du sol. Ces doses restent très faibles, mais depuis 2003, elles doivent légalement faire l'objet d'une surveillance. C'est le but du système SIEVERT auquel est associé L'Observatoire de Paris. Grâce aux moniteurs à neutrons et à des modèles adéquats, il est possible d'estimer la dose de radiation en un point de l'atmosphère donné et donc de calculer la dose reçue sur toute la durée d'un vol.

La prévision des événements à particules

Des particules énergétiques du Soleil, même si elles ne pénètrent pas dans l'atmosphère, peuvent néanmoins gêner le fonctionnement de satellites artificiels, en générant dans les ordinateurs de bord des signaux parasites, voire endommager leur électronique. Les lancements de satellites et les opérations de véhicules spatiaux sont suspendus au cours d'un fort événement à particules. Il devient de plus en plus important de prévoir ces événements et, pour un événement qui a débuté, de caractériser ses durée et intensité. C'est un challenge – nous pouvons utiliser, pour une prévision à court terme, les moniteurs à neutrons puisqu'ils détectent les particules qui se propagent presque à la vitesse de la lumière et nous parviennent ainsi une dizaine de minutes avant les particules moins rapides. Ces dernières sont bien plus nombreuses et constituent le danger majeur. On cherche aussi à trouver quelles caractéristiques du rayonnement électromagnétique d'une éruption, qui est le premier signal qui nous parvient, pourraient nous permettre de prévoir si des particules énergétiques arriveront à la Terre et quelle sera l'évolution dans les heures à venir. La prévision à plus long terme (1 ou plusieurs jours), nécessaire pour déclencher ou arrêter les opérations de lancement d'un satellite, doit analyser les configurations magnétiques au Soleil pour évaluer la probabilité d'une éruption. C'est un vaste programme de recherche qui lie étroitement recherches fondamentale et appliquée. Le pôle HPA du LESIA participe activement à des recherches dans ce domaine, avec le CNES et CLS (Collecte Localisation Satellite).

Les services du CERCLe


Débit de doses de radiation estimée lors de l'événement du 20 janvier 2005 (hémisphère sud, 39000 pieds).: Crédits image : Observatoire de Paris/LESIA/CERCLe

Historiquement, l'entité CERCLe est issue du centre de prévision de l'activité solaire et géomagnétique de l'Observatoire de Meudon. CERCLe se concentre désormais sur la surveillance du rayonnement cosmique et sur ses applications, comme la modélisation des doses de radiations en cas d'éruption solaire (modèle SiGLE). Il fournit un soutien actif aux acteurs en dehors de la recherche, tel l'IRSN pour SIEVERT. Il fournit depuis 2019 le modèle temps réel SiGLE_RT pour un service de météorologie de l'espace au bénéfice de l'aviation civile internationale (OACI)

[1] Un aperçu de ces effets est disponible ici

Sésame

Eric Gendron — 2008-09-29T16:03:36Z

Présentation du banc Sésame.

Le banc SESAME est un banc de recherche et développement en optique adaptative. Il a été créé à l'Observatoire de Paris à partir de 2002, et achevé en décembre 2005, date à laquelle il a été ouvert à la communauté française travaillant en haute résolution angulaire.

SESAME est un banc ouvert et polyvalent d'études en optique adaptative, ayant pour vocation de servir de base pour la R&D dans de multiples domaines de l'optique adaptative et la haute résolution angulaire (HRA). Ce banc est offert comme une facilité nationale pour la communauté HRA, car il offre la possibilité de recevoir des expériences nécessitant un faisceau turbulent corrigé par une optique adaptative simulant un télescope au sol.

Ce banc est conçu comme un hôte, capable de recevoir des expériences "locataires" venant se greffer à son foyer à des fins d'études et de tests.

Les pages qui suivent fournissent une liste d'informations utiles pour l'utilisation de SESAME. Depuis chacune de ces pages, vous pourrez revenir à cette page d'accueil.

Historique
Equipe
Description générale de l'ensemble
Caractéristiques détaillées des différents sous-systèmes
Interfaçage
Fonctions offertes
Modalités
Partenaires, Financements
Photos, Galerie

Équipements partagés

2008-09-29T15:48:19Z

CERCLe : Cycle, Éruptions et Rayonnement Cosmique au LESIA

Le LESIA participe aux mesures indirectes des particules d'origine galactique ou solaire par des moniteurs installés sur le continent Antarctique, en Terre Adélie. Ces mesures s'inscrivent dans la thématique des relations Soleil-Terre. Les conséquences de l'activité de notre étoile sur l'homme, sa technologie et son environnement sont nombreuses.

Service d'Observation du Soleil

Le LESIA dispose d'un service d'observation solaire quotidien depuis le site meudonnais de l'Observatoire de Paris. Ces observations sont adossées aux bases de données professionnelles.
Cependant un site Web des observateurs solaires est orienté vers le grand public.

SESAME

Dans le cadre de ses activités de Haute Résolution Angulaire, le LESIA a développé un banc de recherche et développement en optique adaptative mis à la disposition de la communauté française. Ce banc peut recevoir des expériences nécessitant un faisceau turbulent corrigé par une optique adaptative simulant un télescope au sol ; ce moyen permet ainsi de valider les nouveaux concepts d'optique adaptative avant de les installer sur les grands télescopes actuels.

Moyens de tests spatiaux dans le cadre du GIS PARADISE de l'INSU

Le Groupement d'Intérêt Scientifique (GIS) intitulé PARADISE a pour missions principales :

de faciliter la coordination de l'utilisation des moyens de tests spatiaux franciliens pour l'astrophysique,
de favoriser l'ouverture de ces moyens à la collectivité scientifique francilienne, nationale et internationale, ainsi qu'à des actions de formation,
de faire évoluer ces moyens de façon concertée pour répondre aux nouveaux besoins,
de promouvoir ces moyens auprès des opérateurs industriels potentiels.

Le LESIA met à disposition du GIS :

- des salles propres
- des moyens d'essais