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\dateposted{2023-08-08}
\datepublished{2023-09-15}
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\begin{noXML}

%\TopicEF{A tribute to Isma\"el Boulliau}{Hommage \`a Isma\"el Boulliau}

\title{Optique adaptative et telescopes geants}

\alttitle{Adaptive optics and extremely large telescopes}

\author{\firstname{Thierry} \lastname{Fusco}\CDRorcid{0000-0002-0795-0856}} 
\address{D\'{e}partement d'Optique et
Techniques Associ\'{e}es, ONERA, Universit\'{e} Paris-Saclay, France}
\email{thierry.fusco@onera.fr}

\begin{abstract}
L'optique adaptative, install\'ee sur tous les tr\`es grands
t\'elescopes astronomiques, permet de s'affranchir des limitations
impos\'ees par les perturbations de la turbulence atmosph\'erique. Cet
article pr\'esente l'\'etat de l'art du domaine pour les applications
astronomiques et comment l'optique adaptative a r\'evolutionn\'e
l'observation astronomique depuis le sol ces vingt derni\`eres ann\'ees
en relevant d'innombrables d\'efis scientifiques et techniques. Nous
pr\'esentons enfin comment le concept va \^etre appliqu\'e, \`a
l'horizon 2030 sur les futurs t\'elescopes g\'eants afin de r\'epondre
\`a certaines des questions les plus fondamentales de l'astronomie
concernant la naissance de l'univers ou l'existence de la vie hors du
syst\`eme solaire. 
\end{abstract}

\begin{altabstract}
Adaptive optics (AO), now installed on all the astronomical
ground-based telescopes, make it possible to overcome the angular
resolution limitations imposed by atmospheric turbulence. This article
presents the state-of-the-art in the field of astronomical
applications, and shows how adaptive optics has revolutionized
ground-based astronomical observation over the last twenty years,
overcoming countless scientific and technical challenges. Finally, we
present how the concept will be applied, by 2030, on future giant
telescopes to answer some of astronomy's most fundamental questions
concerning the birth of the universe or the existence of life outside
the solar system.
\end{altabstract}

\keywords{\kwd{Astronomie}\kwd{T\'elescope}\kwd{Turbulence}\kwd{Optique adaptative}\kwd{Analyse de surface d'onde}}

\altkeywords{\kwd{Astronomy}\kwd{Telescope}\kwd{Turbulence}\kwd{Adaptive optics}\kwd{Wave-front sensing}}

\maketitle

\end{noXML}

\section{Les t\'{e}lescopes astronomiques~: une course au gigantisme
depuis plus de 4 si\`{e}cles}

Depuis les premi\`{e}res observations de Galil\'{e}e en 1609 avec la
toute premi\`{e}re lunette astronomique de quelques centim\`{e}tres de
diam\`{e}tre, con\c{c}ue par l'opticien n\'{e}erlandais Hans
Lippershey, la taille des instruments d'observation (lunettes utilisant
des lentilles puis t\'{e}lescopes utilisant des miroirs) n'a cess\'{e}
de cro\^{i}tre pour atteindre aujourd'hui des diam\`{e}tres de l'ordre
de 10 m\`{e}tres avec en projet, \`{a} l'horizon 2030, des
t\'{e}lescopes g\'{e}ants atteignant des diam\`{e}tres proches de 40~m.
Les plus grands t\'{e}lescopes optiques d'aujourd'hui, construits vers
le milieu des ann\'{e}es 1990 font entre huit et dix m\`{e}tres de
diam\`{e}tre. Avec les t\'{e}lescopes g\'{e}ants du futur, les ELTs
(pour \textit{Extremely Large Telescopes}), le diam\`{e}tre va
augmenter d'un facteur trois \`{a} quatre en moins de 25~ans. 

Cette croissance importante (quasi logarithmique en fonction du temps)
a deux principaux buts~: augmenter le flux total collect\'{e},
r\'{e}duisant par l\`{a} m\^{e}me le bruit de photons qui
repr\'{e}sente la limite fondamentale de toute observation et
am\'{e}liorer la r\'{e}solution angulaire sur l'objet observ\'{e}. Si
le premier objectif est atteint (le nombre de photons collect\'{e}s
augmente avec le carr\'{e} du diam\`{e}tre du t\'{e}lescope), il n'en
est, h\'{e}las, pas de m\^{e}me pour la r\'{e}solution angulaire. En
effet, la pr\'{e}sence de l'atmosph\`{e}re terrestre limite de
mani\`{e}re importante cette r\'{e}solution. Cette derni\`{e}re ne
d\'{e}passe jamais la r\'{e}solution th\'{e}orique d'un t\'{e}lescope
de quelques dizaines de centim\`{e}tres aux longueurs d'onde optique et
ce, quel que soit le diam\`{e}tre consid\'{e}r\'{e}~\cite{1}. L'onde
optique \'{e}mise par l'objet d'int\'{e}r\^{e}t est perturb\'{e}e par
les fluctuations d'indice de r\'{e}fraction de l'air dans
l'atmosph\`{e}re. Ces perturbations entra\^{i}nent un \'{e}largissement
de la tache image au foyer du t\'{e}lescope ce qui introduit,
\textit{in fine}, une perte sensible de performance. Ainsi la
r\'{e}solution obtenue, d\'{e}pendant de la longueur d'onde
d'observation, peut \^{e}tre plusieurs dizaines de fois inf\'{e}rieures
\`{a} la r\'{e}solution th\'{e}orique attendue et constitue une
limitation fondamentale \`{a} l'observation astronomique au sol.

\section{L'optique adaptative, une r\'{e}volution pour l'astronomie}

En 1953, Horace Babcock~\cite{2} propose une technique, appel\'{e}e
Optique Adaptative (OA), pour compenser partiellement cet effet en
temps r\'{e}el. Tout d'abord r\'{e}serv\'{e}e au domaine militaire (en
particulier pour la focalisation de faisceau Laser), il aura fallu
attendre plus de 35 ans pour que cette id\'{e}e soit mise en pratique
en astronomie, sous l'impulsion de Pierre L\'{e}na \`{a} l'Observatoire
de Paris et G\'{e}rard Rousset \`{a} l'ONERA sur le t\'{e}lescope de
1,52~m de l'Observatoire de Haute Provence puis sur celui de 3,6~m de
l'\textit{European Southern Observatory} (ESO) \`{a} la Silla
(Chili)~\cite{3}.

Aujourd'hui, tous les grands t\'{e}lescopes au monde, de la classe des
8--10~m de diam\`{e}tre, sont \'{e}quip\'{e}s d'OA. Dans ces
syst\`{e}mes temps r\'{e}els, qui fonctionnent en boucle ferm\'{e}e
\`{a} l'aide d'une \'{e}toile appel\'{e}e \og~\'{e}toile guide~\fg,
l'onde r\'{e}fl\'{e}chie sur le miroir d\'{e}formable est envoy\'{e}e
\`{a} un analyseur de surface d'onde (ASO). Les aberrations
r\'{e}siduelles mesur\'{e}es par l'ASO sont utilis\'{e}es pour
contr\^{o}ler le miroir d\'{e}formable plac\'{e} g\'{e}n\'{e}ralement
dans un plan pupillaire. L'OA est, sans aucun doute, LA solution pour
l'observation astronomique \`{a} haute r\'{e}solution depuis le sol et
demeure un compl\'{e}ment indispensable aux observatoires spatiaux
(Hubble, \textit{James Webb Space Telescope} ou JWST, etc.). Tous les
nouveaux projets de t\'{e}lescopes incluent d\'{e}sormais l'OA d\`{e}s
les tout premiers stades de leur conception, certains comme le futur
\textit{European-Extremely Large Telescope} (ELT) de 39~m de
diam\`{e}tre de ESO int\`{e}grent l'OA dans le t\'{e}lescope
lui-m\^{e}me en amont des instruments scientifiques. 

Ainsi, depuis plus de trente ans, l'OA trouve dans l'astronomie depuis
le sol aux longueurs d'onde visibles et infrarouges un domaine
applicatif id\'{e}al, avec des retomb\'{e}es astronomiques et
astrophysiques importantes, comme les mesures ultra-pr\'{e}cises
d'orbites d'\'{e}toiles proches pour \'{e}tudier les
caract\'{e}ristiques physiques du trou noir central de notre Galaxie
(prix Nobel de physique
2020\footnote{\url{https://www.defense.gouv.fr/english/actualites/articles/un-instrument-d-optique-concu-par-l-onera-au-coeur-des-observations-d-un-des-laureats-du-prix-nobel-de-physique-2020}.}) 
ou encore la d\'{e}tection directe et la caract\'{e}risation spectrale
de plan\`{e}tes
extrasolaires.\footnote{\url{https://www.insu.cnrs.fr/fr/cnrsinfo/laureats-du-grand-prix-scientifique-de-la-fondation-charles-defforey}.}
Une revue de l'Optique Adaptative pour l'Astronomie pourra \^{e}tre
trouv\'{e}e dans~\cite{4}.

\section{SPHERE-SAXO, le syst\`{e}me d'OA pour l'astronomie le plus
performant au monde}

Apr\`{e}s le succ\`{e}s de NAOS~\cite{5}, la premi\`{e}re OA
g\'{e}n\'{e}raliste du VLT (\textit{Very Large Telescope}), qui a
permis une premi\`{e}re d\'{e}mocratisation du concept pour
l'astronomie avec, \`{a} son actif, un r\^{o}le cl\'{e} dans des
d\'{e}couvertes majeures comme la toute premi\`{e}re image d'une
plan\`{e}te extrasolaire ou encore la mesure pr\'{e}cise de la masse du
trou noir centrale de notre Galaxie, la seconde g\'{e}n\'{e}ration
d'instruments assist\'{e}s par OA a eu pour ambition de repousser les
limites de qualit\'{e}s des images et de leur contraste. Ainsi le 4 mai
2014, apr\`{e}s plus de 10 ans de d\'{e}veloppements men\'{e}s
conjointement entre les laboratoires CNRS (observatoire de Grenoble,
Marseille et Paris), l'ONERA et des partenaires europ\'{e}ens,
allemands (Max Planck Institute), italiens (INAF), suisses (ETH Zurich)
et coordonn\'{e}s par l'ESO, l'instrument SPHERE
(\textit{Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch}) pour
le VLT a vu le jour. D\'{e}di\'{e} \`{a} la recherche et la
caract\'{e}risation de plan\`{e}tes extrasolaires SPHERE~\cite{6} et
son syst\`{e}me d'OA (dit extr\^{e}me) SAXO~\cite{7,8} int\`{e}gre
alors les innovations conceptuelles et technologiques les plus
avanc\'{e}es dans le domaine (voir Figures \ref{fig1} \`{a}
\ref{fig3}).  Avec sa correction quasi parfaite des effets de la
turbulence permettant d'atteindre la limite de diffraction d'un
t\'{e}lescope de 8~m jusqu'aux longueurs d'onde visibles (soit moins de
20 millisecondes d'arc \'{e}quivalent \`{a} 90 nanoradians),
SPHERE-SAXO est alors sans nul doute le syst\`{e}me d'OA le plus
performant au monde. Avec ce type de syst\`{e}me, il est possible de
d\'{e}tecter un objet (id\'{e}alement une plan\`{e}te) tr\`{e}s faible,
proche d'une \'{e}toile brillante (typiquement un rapport de flux d'un
million pour une s\'{e}paration angulaire de l'ordre de quelques
dixi\`{e}mes de seconde d'arc). A titre de comparaison cela revient
\`{a} observer un phare \`{a} Marseille depuis Paris et chercher \`{a}
distinguer une bougie situ\'{e}e \`{a} quelques dizaines de
centim\`{e}tres de ce phare. 

\begin{figure}
\includegraphics{fig01}
\caption{\label{fig1}Evolution du diam\`{e}tre des t\'{e}lescopes
depuis les premi\`{e}res observations de Galil\'{e}e.}
\end{figure}

\begin{figure}
\includegraphics{fig02}
\caption{\label{fig2}L'instrument SPHERE install\'{e} au foyer Nasmyth
du VLT.}
\end{figure}

\begin{figure}
\includegraphics{fig03}
\caption{\label{fig3}Les performances de SPHERE obtenues sur le ciel du
proche IR (bande H) au visible (bande R). La limite de diffraction du
t\'{e}lescope est atteinte dans tous les cas.}
\end{figure}

\pagebreak
Les ingr\'{e}dients cl\'{e}s pour permettre un tel exploit sont~: 
\begin{itemize}
\item L'analyse du front d'onde~: les approches d'analyse de front
d'onde conventionnelles, telles que mises en \oe{}uvre sur NAOS, par
exemple, ne fonctionnent pas assez bien pour r\'{e}pondre aux exigences
SPHERE en termes de pr\'{e}cision et de sensibilit\'{e} ultimes. Il a
donc fallu proposer des modifications de diff\'{e}rents concepts
(notamment du Shack-Hartmann) afin d'am\'{e}liorer les performances
ultimes et de gagner l'ordre de grandeur n\'{e}cessaire pour atteindre
les sp\'{e}cifications impos\'{e}es par l'imagerie \`{a} haute
dynamique~\cite{9}.

\item Le contr\^{o}le~: prise en compte et correction des vibrations du
t\'{e}lescope~\cite{10}.

\item La calibration du syst\`{e}me~: pr\'{e}-compensation des
aberrations non vues par le syst\`{e}me AO, entre autres)~\cite{11}.
\end{itemize}
Depuis son ouverture \`{a} la communaut\'{e} en 2015, SPHERE a permis
une production scientifique d'ampleur avec plus de 200 publications
dans des revues prestigieuses (Nature, A\&A, MNRAS etc.). 

L'exp\'{e}rience unique de SPHERE-SAXO a permis d'identifier les
nouveaux d\'{e}fis et les nouvelles voies de d\'{e}veloppement pour les
futurs instruments d'imagerie et de caract\'{e}risation des
plan\`{e}tes extrasolaires. En particulier, elle a permis de lancer de
nouvelles recherches concernant l'analyse de surfaces d'onde pour
d\'{e}velopper de nouveaux dispositifs ultrasensibles (domaine de
tr\`{e}s faible nombre de photons) et ultra pr\'{e}cis (pr\'{e}cision
nanom\'{e}trique)~\cite{12}.\footnote{Voir \url{https://anr-wolf.com/}.} 

Pousser les recherches dans les domaines de l'OA, combiner des concepts
optiques innovants avec des techniques de d\'{e}tection et de
contr\^{o}le de plus en plus sophistiqu\'{e}es, le tout \'{e}tant
li\'{e} et optimis\'{e} avec les approches les plus avanc\'{e}es
d'intelligence artificielle et d'apprentissage machine profond nous
permettra de gagner les 5 ordres de grandeur n\'{e}cessaires \`{a} la
d\'{e}tection d'exo-terres \`{a} l'horizon 2035 (avec la
2$^{\mathrm{\`{e}me}}$ g\'{e}n\'{e}ration d'instruments ELT, voir
ci-dessous).

\section{Les nouveaux t\'{e}lescopes g\'{e}ants~: nouveaux d\'{e}fis,
nouvelles solutions}

La prochaine d\'{e}cennie verra l'av\`{e}nement des t\'{e}lescopes
g\'{e}ants. Avec un diam\`{e}tre pouvant aller jusqu'\`{a} 39~m pour le
t\'{e}lescope europ\'{e}en (ELT),\footnote{Ses concurrents
am\'{e}ricains GMT et TMT faisant respectivement 24 et 30~m de
diam\`{e}tre.} ces t\'{e}lescopes~\cite{13,14}, ayant une surface
collectrice pr\`{e}s de 13 fois sup\'{e}rieure\footnote{L'ELT
collectera 100 millions de fois plus de lumi\`{e}re qu'un \oe{}il
humain et 256 fois plus que le t\'{e}lescope spatial Hubble et 35 fois
celle du JWST.} \`{a} la g\'{e}n\'{e}ration actuelle, vont
r\'{e}volutionner l'astronomie au sol. L'Europe a acquis ses galons en
construisant les meilleurs t\'{e}lescopes optiques du moment~: les
quatre t\'{e}lescopes de huit m\`{e}tres de diam\`{e}tre du VLT
install\'{e} dans le d\'{e}sert d'Atacama au Chili. Elle pourrait
maintenir sa position de leader gr\^{a}ce \`{a} l'ELT, actuellement en
construction \`{a} quelques dizaines de kilom\`{e}tres seulement du
VLT. Ce dernier pr\`{e}s de deux fois plus grand en surface que les
projets concurrents am\'{e}ricains, devrait observer ses premiers
photons avant la fin de la d\'{e}cennie. Ce projet est port\'{e} par
l'ESO qui op\`{e}re le VLT pour la communaut\'{e} des astronomes de ses
seize \'{e}tats membres. L'ELT permettra des progr\`{e}s
consid\'{e}rables et d\'{e}cisifs sur de nombreuses questions
astrophysiques touchant aux origines de la vie, des plan\`{e}tes, des
\'{e}toiles, des galaxies et de l'Univers dans son ensemble, en
permettant d'investiguer en d\'{e}tail les atmosph\`{e}res des
plan\`{e}tes extrasolaires, de d\'{e}tecter d'\'{e}ventuelles petites
plan\`{e}tes rocheuses comparables \`{a} la Terre, de caract\'{e}riser
les premi\`{e}res galaxies aux confins de l'Univers et de comprendre
comment ces galaxies ont \'{e}volu\'{e} chimiquement et dynamiquement
jusqu'\`{a} former celles que nous connaissons aujourd'hui\,{\ldots} Mais
l'ELT s'attaquera \'{e}galement \`{a} des questions de physique
fondamentale comme la vitesse d'\'{e}loignement des galaxies les unes
par rapport aux autres, la potentielle variation des constantes de la
physique au cours des \^{a}ges cosmiques, les lois de la physique
autour du trou noir de notre galaxie et des trous noirs super massifs
pr\'{e}sents dans de nombreuses galaxies\,{\ldots}

La diversit\'{e} des th\`{e}mes astrophysiques et des besoins
d'observation associ\'{e}s fait de l'OA un \'{e}l\'{e}ment
indispensable qui se situe maintenant au c\oe{}ur m\^{e}me de ces
t\'{e}lescopes (voir Figure~\ref{fig4}).
Au-del\`{a} de la correction de la
turbulence atmosph\'{e}rique elle-m\^{e}me, le nouveau d\'{e}fi \`{a}
relever sera la capacit\'{e} \`{a} g\'{e}rer les d\'{e}fauts introduits
par le t\'{e}lescope lui-m\^{e}me. Le d\^{o}me, d'une hauteur de 74 m,
aura une base circulaire au sol de 89 m de diam\`{e}tre, soit une
surface \'{e}quivalente \`{a} celle d'un terrain de foot, pour une
masse totale de 5~000 tonnes, le tout rempli de structures qui
g\'{e}n\`{e}reront leur propre turbulence locale. Le miroir primaire
sera compos\'{e} 798 segments hexagonaux de 1,4~m de diam\`{e}tre qu'il
faudra positionner les uns par rapport aux autres avec des
pr\'{e}cisions sub-microm\'{e}triques. L'ELT int\`{e}gre un miroir
secondaire convexe de plus de 6 m de diam\`{e}tre et un miroir
d\'{e}formable de 4,2~m de diam\`{e}tre compos\'{e} de pr\`{e}s de 5~000
actionneurs fonctionnant \`{a} plus d'un kilohertz. La combinaison de
la taille titanesque des optiques et des besoins extr\^{e}mes en termes
de pr\'{e}cision (nanom\'{e}trique) fait de l'optique adaptative pour
les ELT un d\'{e}fi scientifique, technologique et instrumental
immense. Les probl\'{e}matiques conceptuelles combin\'{e}es aux
contraintes d'ing\'{e}nierie sont aujourd'hui le quotidien des
chercheurs, ing\'{e}nieurs et techniciens qui travaillent \`{a} la
conception et la r\'{e}alisation des futurs instruments d'Optique
Adaptative de l'ELT. 

\begin{figure}
\includegraphics{fig04}
\caption{\label{fig4}(Gauche) l'ELT~: un D\^{o}me de 74~m de haut, une
base de 89~m de diam\`{e}tre, 5~000 tonnes, un miroir primaire de 39~m
de diam\`{e}tre compos\'{e} de 798 segments hexagonaux de 1.4~m
positionn\'{e}s avec une pr\'{e}cision sub-microm\'{e}trique.  (Droite)
L'instrument HARMONI $10\times 5\times 8$~m$^{3}$, 35 tonnes.
Spectro-Imageur de premi\`{e}re lumi\`{e}re de l'ELT. Instrument \`{a}
haute r\'{e}solution spatiale et spectrale. Il int\`{e}gre 2
syst\`{e}mes d'OA (dont un tomographique Laser fonctionnant avec 6
\'{e}toiles artificielles) et un imageur hyper-spectral fonctionnant
dans le visible et dans l'Infra-Rouge (de 0.45 \`{a} 2.2~$\upmu$m) qui
allie r\'{e}solution spatiale (jusqu'\`{a} des pixels de 4
millisecondes d'arc\protect\footnote{4 millisecondes d'arc
correspondent \`{a} 20 nano-radians ou encore \`{a} la taille angulaire
d'une pi\`{e}ce de 1euro situ\'{e}e \`{a} Marseille et observ\'{e}e
depuis Paris.})  et spectrale (avec une r\'{e}solution pouvant
\'{e}voluer entre 3~000 et 20~000 selon les besoins).}
\end{figure}
\footnotetext{4 millisecondes d'arc correspondent \`{a} 20 nano-radians
ou encore \`{a} la taille angulaire d'une pi\`{e}ce de 1euro situ\'{e}e
\`{a} Marseille et observ\'{e}e depuis Paris.}

D\'{e}j\`{a} source de limitation de la qualit\'{e} d'image pour des
t\'{e}lescopes de 8 m de diam\`{e}tre, les effets perturbateurs de la
turbulence atmosph\'{e}rique sont accrus sur l'ELT en \'{e}talant la
lumi\`{e}re sur une tache focale plusieurs dizaines de fois plus large
que la limite de diffraction d'un t\'{e}lescope de 39 m. Ainsi le
t\'{e}lescope lui-m\^{e}me va \^{e}tre rendu \og~adaptatif~\fg{}
gr\^{a}ce \`{a} un miroir d\'{e}formable de 2,4~m situ\'{e} dans son
train optique. Ce miroir sera contr\^{o}l\'{e} par des donn\'{e}es
provenant du t\'{e}lescope lui-m\^{e}me mais aussi des instruments
scientifiques qui seront tous de syst\`{e}mes de mesures de la surface
d'onde pour contr\^{o}ler ce miroir d\'{e}formable \`{a} une cadence de
plusieurs centaines de hertz. Pour certains instruments des correcteurs
sp\'{e}cifiques seront mis en place pour am\'{e}liorer encore leurs
performances finales en fonction de leurs besoins scientifiques
(imagerie haut contraste, correction sur un grand champ\,{\ldots}).
L'objectif final \'{e}tant d'atteindre la limite ultime de la
diffraction pour un t\'{e}lescope de 39 m de diam\`{e}tre, \`{a} savoir
4 millisecondes d'arc (mas) dans le visible (700 nm) et 12 mas dans
l'infrarouge (2~200~nm). 

Quelles que soient leurs caract\'{e}ristiques, ces syst\`{e}mes auront
des contraintes et des probl\'{e}matiques communes, la premi\`{e}re
\'{e}tant leur limitation en termes de couverture de ciel,
c'est-\`{a}-dire du nombre de sources observables. En effet, la
lumi\`{e}re provenant de l'objet d'\'{e}tude \'{e}tant
g\'{e}n\'{e}ralement trop faible pour permettre une mesure de front
d'onde pertinente, on utilise une \'{e}toile brillante voisine, quand
celle-ci existe, ou plus souvent plusieurs \'{e}toiles guides
artificielles, cr\'{e}\'{e}es par laser, afin de mesurer la distorsion
atmosph\'{e}rique.

L'ELT utilisera pleinement cette technique en b\'{e}n\'{e}ficiant d'au
moins six lasers cr\'{e}ant une constellation d'\'{e}toiles
n\'{e}cessaire \`{a} une correction efficace sur un grand champ de
vue.

De nombreux prototypes sont d\'{e}j\`{a} en cours de d\'{e}veloppement
en laboratoire ou dans l'industrie afin de prouver la faisabilit\'{e}
technologique des composants cl\'{e}s des syst\`{e}mes d'optique
adaptative requis pour l'ELT, notamment~:
\begin{itemize}
\item un laser continu Raman fibr\'{e} \'{e}mettant \`{a} 589 nm une
puissance d'au moins 50~W~;

\item un miroir d\'{e}formable de plus de 2,50 m inclus dans le train
optique du t\'{e}lescope. Avec plus de 5~000 points d'actionnements
permettant des d\'{e}formations sup\'{e}rieures \`{a} 50~$\upmu$m \`{a}
une fr\'{e}quence de plus de 1~kHz~;

\item des mini ou micro-miroirs d\'{e}formables (de quelques dizaines
de centim\`{e}tres) mais comportant jusqu'\`{a} plusieurs dizaines de
milliers d'actionneurs et fonctionnant a plusieurs milliers de Hertz~;

\item de grandes matrices de d\'{e}tecteurs (jusqu'\`{a} 1
m\'{e}gapixel) tr\`{e}s rapides (de plusieurs centaines \`{a} de hertz)
et \`{a} tr\`{e}s faible bruit (moins de quelques \'{e}lectrons de
bruit de lecture) pour le visible et le proche infrarouge~;

\item des calculateurs temps r\'{e}el ultrarapides, capables d'absorber
le flot d'information n\'{e}cessaire au contr\^{o}le des miroirs
d\'{e}formables.
\end{itemize}
La combinaison de l'ensemble de ces briques de base permettra \`{a}
l'ELT de disposer de diff\'{e}rents concepts d'optiques adaptatives
s'adaptant aux divers instruments scientifiques et donc aux
diff\'{e}rents besoins astrophysiques.

On pourra ainsi, avec le m\^{e}me t\'{e}lescope, obtenir une gamme de
r\'{e}solution allant de quelques dixi\`{e}mes de seconde d'arc sur des
champs de 100 min d'arc carr\'{e}s au centi\`{e}me de seconde d'arc
pour des champs de quelques secondes d'arc carr\'{e}s et le tout pour
pr\`{e}s de 100~\% du ciel. Enfin, la correction par optique adaptative
sera, dans certains cas, pouss\'{e}e \`{a} l'extr\^{e}me (uniquement
sur quelques \'{e}toiles tr\`{e}s brillantes) afin de permettre la
d\'{e}tection directe de plan\`{e}tes extrasolaires susceptibles
d'abriter d'autres formes de vie.

Pour ce faire, l'ELT europ\'{e}en sera \'{e}quip\'{e} d\`{e}s sa mise
en service (d'ici la fin de la d\'{e}cennie) d'instruments dits de
\og~premi\`{e}re g\'{e}n\'{e}ration~\fg. Ces derniers sont au nombre de trois
(MICADO~\cite{14}, HARMONI~\cite{15} et METIS~\cite{16}). Ils couvrent
une large partie de l'espace des param\`{e}tres observationnels \`{a}
la fois en termes de longueurs d'onde (du visible \`{a} l'infrarouge
lointain), de r\'{e}solution spectrale (jusqu'\`{a} plus de 10~000) et
de champ de vue accessible. Ils seront rejoints d\`{e}s le d\'{e}but de
la prochaine d\'{e}cennie par deux instruments dits de \og~deuxi\`{e}me
g\'{e}n\'{e}ration~\fg{} (MOSAIC et ANDES) apportant leurs compl\'{e}ments
en termes de capacit\'{e}s op\'{e}rationnelles (en particulier en ce
qui concerne le champ accessible pour MOSAIC et la pr\'{e}cision
spectroscopique pour ANDES). L'ensemble de ces instruments seront
\'{e}quip\'{e}s de syst\`{e}mes d'OA plus ou moins complexes (allant
d'une OA classique \`{a} des OA tomographiques assist\'{e}es par Laser,
aussi appel\'{e} LTAO) pour b\'{e}n\'{e}ficier pleinement des
capacit\'{e}s uniques de l'ELT~: 

\begin{itemize}
\item HARMONI combinera un syst\`{e}me d'OA classique fonctionnant sur
objets brillants (magnitude plus faible que 12/13 typiquement) et un
syst\`{e}me de LTAO~\cite{18} utilisant le miroir adaptatif de l'ELT
(M4), 6 LGS (\'{e}qui-r\'{e}parties sur un cercle d'un peu plus d'une
minute d'arc de diam\`{e}tre) et une seule NGS avec une magnitude
limite de 18--19 en H pour la mesure du tilt atmosph\'{e}rique et la
correction des aberrations induites par les limitations de la LGS
(voir~\cite{5}).

\item MICADO combinera un syst\`{e}me d'OA classique fonctionnant sur
objets brillants tr\`{e}s similaires \`{a} celui d'HARMONI (magnitude
plus faible que 12/13 typiquement) et le syst\`{e}me de MCAO
MORFEO~\cite{19} utilisant 1 miroir d\'{e}formable suppl\'{e}mentaire
conjugu\'{e} optiquement \`{a} environ 12~km d'altitude en
compl\'{e}ment du miroir adaptatif de l'ELT (M4), 6 LGS
(\'{e}qui-r\'{e}parties sur un cercle de 1,5 min d'arc de
diam\`{e}tre) et 3 \'{e}toiles naturelles avec une magnitude limite de
18 en bande H et disponibles dans un champ de vue de pr\`{e}s de 2,7
min d'arc de diam\`{e}tre.

\item METIS lui utilisera un syst\`{e}me d'AO classique dont la
particularit\'{e} sera d'utiliser les photons infra-rouges (jusqu'\`{a}
la bande K) pour effectuer la mesure de surface d'onde~\cite{20}.
\end{itemize}

Le lecteur d\'{e}sireux d'en savoir plus sur l'ELT et son
instrumentation est invit\'{e} \`{a} lire le num\'{e}ro sp\'{e}cial
(volume 182) du journal de l'ESO \og~Messenger~\fg{} qui r\'{e}sume les
principales caract\'{e}ristiques du t\'{e}lescope et de ses
instruments~\cite{20}. 

Enfin, apr\`{e}s quelques ann\'{e}es d'op\'{e}rations afin de bien
comprendre et ma\^{i}triser la complexit\'{e} du t\'{e}lescope et de
son environnement, le dernier instrument pr\'{e}vu pour l'ELT sera son
\og~Planet Finder~\fg{} (PCS pour Planetary Camera and Spectrograph). Il
sera install\'{e} d'ici la fin des ann\'{e}es 2030. Cet instrument,
associ\'{e} \`{a} son optique adaptative extr\^{e}me, sera pour l'ELT
ce que SPHERE a \'{e}t\'{e} pour le VLT. Il permettra d'imager et de
caract\'{e}riser des plan\`{e}tes extra-solaires bien plus proches de
leur \'{e}toile et bien moins massives que son pr\'{e}d\'{e}cesseur et
de tendre ainsi vers un des graals de l'astronomie moderne~:
l'observation directe, la collecte et l'exploitation spectroscopique de
photons provenant d'exoplan\`{e}tes telluriques situ\'{e}es dans la
zone habitable de leur syst\`{e}me plan\'{e}taire et donc susceptibles
d'abriter de la vie (voir~\cite{20}, pages 38 \`{a} 43). 

\section{Quelques perspectives} 

Le domaine de l'OA pour l'astronomie est extr\^{e}mement actif. Ainsi,
les sujets abord\'{e}s depuis 20 ans, loin d'\^{e}tre clos, regorgent
au contraire de pistes \`{a} explorer, de syst\`{e}mes \`{a} imaginer
et \`{a} construire, de concepts \`{a} \'{e}tudier, d'exp\'{e}riences
\`{a} conduire, d'algorithmes \`{a} proposer. Il est par nature
impossible de dresser une liste exhaustive de ces activit\'{e}s
futures, mais nous pouvons mettre en \'{e}vidence certains axes majeurs
qui sont, et seront dans les ann\'{e}es \`{a} venir, les piliers des
recherches \`{a} mener.

Le premier de ces axes est sans aucun doute le d\'{e}veloppement du
futur t\'{e}lescope g\'{e}ant europ\'{e}en (ou ELT). L'instrumentation
associ\'{e}e \`{a} ce t\'{e}lescope pr\'{e}sente un nombre incalculable
de d\'{e}fis. L'OA est au c\oe{}ur de cette entreprise tant en ce qui
concerne le t\'{e}lescope lui-m\^{e}me que son instrumentation avec
pour objectif une premi\`{e}re lumi\`{e}re pour le t\'{e}lescope en
2026 et la toute premi\`{e}re image d'une plan\`{e}te tellurique \`{a}
l'horizon 2035.

Le deuxi\`{e}me axe majeur repose sur le d\'{e}veloppement de nouveaux
concepts pour encore am\'{e}liorer les performances d'instrument de
type SPHERE et pr\'{e}parer la prochaine g\'{e}n\'{e}ration des
instruments \og~planet finder~\fg{} sur le VLT ou l'ELT. Pour cela nous
d\'{e}veloppons \`{a} l'Observatoire de Haute Provence, sur le
t\'{e}lescope qui a vu naitre l'OA pour l'astronomie, un moyen unique
de validation et de test en conditions op\'{e}rationnelles de concepts
innovants pour l'OA. Ce moyen commun ONERA et LAM, appel\'{e}
PAPYRUS,\footnote{Voir \url{https://www.onera.fr/sites/default/files/communiques/pdf/2022-10/CP-ONERA-CNRS-Papyrus-vf\_0.pdf}.}
a \'{e}t\'{e} install\'{e} le 7 juin 2022 sur le t\'{e}lescope et a
produit ses tout premiers r\'{e}sultats quelques jours apr\`{e}s.
L'exp\'{e}rience unique acquise sur SPHERE pendant les 10 ans de
d\'{e}veloppement de l'instrument combin\'{e}e \`{a} ce moyen de test
unique sera essentielle pour imaginer des concepts innovants et de
nouveaux composants afin de gagner 2 \`{a} 3 ordres de grandeur en
termes de contraste et de d\'{e}tectivit\'{e} sur le syst\`{e}me. 

Enfin, il est important de mentionner des sujets de recherche non
li\'{e}s \`{a} l'astronomie mais qui se nourrissent des recherches et
d\'{e}veloppements men\'{e}s pour les t\'{e}lescopes g\'{e}ants. Il
s'agit notamment de l'AO pour l'ophtalmologie, les
t\'{e}l\'{e}communications optiques, l'observation de satellites en
orbite basse, l'imagerie endo-atmosph\'{e}rique et la mise en forme de
faisceaux laser (imagerie ou focalisation du faisceau laser). Ces
activit\'{e}s regroupent des enjeux li\'{e}s \`{a} la mesure et \`{a}
la pr\'{e}compensation du volume de turbulence (pour corriger les
effets de l'anisoplan\'{e}tisme mais aussi de la scintillation), sur
les probl\`{e}mes d'analyse et de contr\^{o}le du front d'onde mais
aussi sur le traitement des donn\'{e}es qui sont en forte synergie avec
les activit\'{e}s men\'{e}es dans le contexte astronomique.

\section*{Conflit d'int\'{e}r\^{e}t}

L'auteur n'a aucun conflit d'int\'{e}r\^{e}t \`{a} d\'{e}clarer.

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\bibliographystyle{crunsrt}
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\end{document}
