La constante de structure des fluctuations de l’indice de réfraction

Le paramètre de la constante de structure mesure l’énergie de la turbulence d’une couche à l’altitude h. elle joue un rôle essentiel pour la qualification des sites d’observation astronomique, (B.Le boux 2003[32]) ce paramètre est toujours exprimé par un profil , caractéristique de la turbulence et peut être mesuré optiquement par des instruments tel que DIMM, SCIDAR…etc.

A partir des observations de jour et de nuit, les valeurs trouvées c’est que l’énergie turbulente dans la basse atmosphère est nettement plus faible pour les observations de nuit que pour les observations de jour (C.Petit 2006[44]). La figure (1.4) présente un exemple de profils de obtenus lors d’observations à Mauna Kea (Hawaii), ce profil montre que la turbulence est souvent localisée dans deux couches. (J.Maire 2007[38])

Le domaine d’isoplanétisme

On appelle domaine isoplanétisme le champ défini par l’angle isoplanétisme (l’angle critique à partir duquel la dégradation atmosphérique va changer de l’ordre d’une à quelques secondes d’arc) où l’angle d’isoplanétisme correspond à l’angle entre deux faisceaux lumineux provenant du même objet, (B.Le Roux 2003[32]).

Les faisceaux ne traversant pas exactement le même volume de turbulence, il résulte une décorrélation de la phase en fonction de la distance angulaire θ, un paramètre important est la séparation spatiale des faisceaux à l’altitude écrite sous forme :

C’est-à-dire si l’angle est petit ( la couche turbulence est localisée près de la pupille et les faisceaux traversent des régions de turbulence identique pour lequel les déformations des fronts d’onde arrivant sur la pupille restent corrélées (quantifie la cohérence spatiaux-angulaire du front d’onde) on parle alors l’isoplanétisme.

Et lorsque l’angle apparent de l’objet observé est grand ( , les faisceaux seront perturbés par des dégradations atmosphériques complètement différente, il résulte une décorrélation des fronts d’onde arrivant sur la pupille on parle alors l’anisoplanétisme. (M.Lemaite (2007[21]).

Relation objet- image

Les objets lumineux observées sont en général considérés comme des sources étendues dont, leurs images sont ainsi la somme des images de chacun des points lumineux de l’objet, l’image peut être représentée comme une fonction de la position, la longueur d’onde et du temps ou de l’intensité, où la distribution d’intensité d’une image au point du plan focal image peut s’écrire dans un domaine angulaire (les perturbations atmosphériques restent corrélées (domaine isoplanétique soit quelques secondes d’arc dans la visible) par un produit de convolution entre la distribution de brillance de l’objet et la réponse impulsionnelle instantanée S (r, t, y) du système télescope – atmosphère à l’instant et à la longueur λ (en anglais « Point Spred Function noté PSF (X.Rondeau 2007[42]),.

Guide du mémoire de fin d’études avec la catégorie optique atmosphérique

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Table des matières

Introduction
Chapitre 1: Optique atmosphérique
1-1 L’atmosphère turbulente
1-2 Propagation dans l’atmosphère
1 2-1 Fluctuations de la phase
1-2-1-1 Fonctions de structure de phase
1-2-1-2 Densités spectrales de phase
1-2-1-3 La fonction de cohérence de la phase (la covariance)
1-2-2 Fluctuation d’angle d’arrivée (AA)
1-2-2-1 Densités spectrales d’AA
1-2-2-2 Fonctions de structure d’AA
1-2-2-3 La fonction de cohérence d’AA (la covariance)
1-2-3 Caractérisation de front d’onde
1-2-4 Les effets de la turbulence
1-2-4-1 La scintillation
1-2-4-2 L’agitation
1-2-4-3 L’étalement
1-3 Conclusion
Chapitre 2: Simulations de la turbulence atmosphérique
2-1 L’effet instrument (réponse du système optique de télescope)
2-2 L’effet de la turbulence atmosphérique
2-3 Conclusion
Chapitre 3: La réponse impulsionnelle (atmosphère-instrument)
3-1 Relation objet- image
3-2 Fonction de transfert
3-3 Corrélation temporelle des speckles
3-3-1 Images courtes pose
3-3-2 Images en pose longue
3-4 La résolution angulaire
3-5 Anisoplanétisme et isoplanétisme
3-6 Conclusion
Chapitre 4: Simulation du bord solaire
4-1 L’assombrissement centre-bord
4-2 Les modèles d’assombrissement centre-bord
4- 3 L’imagerie numérique
4-4 Images du bord solaire
4-5 Conclusion
Chapitre 5: Estimations des paramètres de la turbulence
5-1 L’estimation des paramètres par la variance d’AA
5-1-1 La variance théorique
5-1-2 La variance expérimentale
5-2 Estimations des paramètres par la covariance
5-2-1 La covariance théorique
5-2-2 La covariance expérimentale
5-2-3 Ajustement non linéaire théorie-observation
5.3 L’expérience MISOLFA
5-4 Conclusion
Conclusion générale et perspectives
Bibliographie
Annexe
Résumé