MOEMS et micro-miroirs déformables

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Optique adaptative pour les télescopes extrêmement grands

Cette thèse s’est effectuée dans le cadre du réseau de recherche européen sur l’optique adaptative pour les très grands télescopes, en anglais Adaptive Optics for Extremely large telescope (AO-ELT), [14]. Ce réseau est composé de 6 laboratoires européens :
· European Southern Observatory (ESO), Garching, Allemagne.
· Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Florence, Italie.
· Office National d’Etudes et de recherches Aérospatiales, Paris, France
· Max-Planck-Institute für Astronomie, Heidelberg, Allemagne
· Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, France
· Gran Telescopio Canarias, Tenerife, Espagne
· Lund Observatory, Lund, Suède au titre de laboratoire associé.
Le but de ce réseau est de créer des collaborations entre les différents laboratoires travaillant dans ce domaine et de développer des synergies. Les différents sujets d’études sont l’optique adaptative multi-conjuguée avec des étoiles guide naturelles ou Laser, les micro miroirs déformables, la mise en phase (co-phasage) des segments composant le miroir primaire et enfin une veille technologique sur les ordinateurs à haute capacité de calcul.

Miroir déformable

La perturbation du front d’onde étant connue, il est alors possible de la corriger. Sans les perturbations atmosphériques, le front d’onde est plan, il suffit donc de le déformer avec la forme opposée à celle mesurée par l’analyseur de front d’onde. Le correcteur de front d’onde reçoit un vecteur X comme commande du front d’onde à corriger. Les éléments du vecteur représentent l’information sur la phase pour les différents échantillons de la pupille. Généralement, l’échantillonnage du correcteur du front d’onde est différent de celui de l’analyseur.
Cette partie sera développée dans la partie 1.3 de ce manuscrit.

Calculateur temps réel

Afin d’améliorer la correction de la phase, l’analyseur et le correcteur de front d’onde sont en boucle fermée comme on peut le voir sur la Figure 1-1 ; une convergence de la boucle entraînant une amélioration de la qualité, [21]. La fréquence de la boucle adaptative est de l’ordre du kiloHertz. L’analyseur de front d’onde mesure seulement la phase résiduelle et envoie ce signal à un calculateur temps réel qui traite ce signal et envoie la commande au correcteur de front d’onde. En conséquence, le front d’onde après le correcteur est quasiment plan et la caméra scientifique peut acquérir une image du ciel limitée par la diffraction.
Avant de corriger la turbulence atmosphérique, il est nécessaire de savoir comment le système peut la corriger et construire l’algorithme de contrôle.
L’analyseur de front d’onde envoie le signal au calculateur et l’algorithme doit donner le signal à envoyer au correcteur de front d’onde. Il assure donc la relation entre le signal Y envoyé par l’analyseur et le signal X reçu par le correcteur. Cette relation doit être linéaire. Y et X étant des vecteurs, la loi est : X=D**Y (1.4).

Angle isoplanétique et couverture du ciel

L’analyse du front d’onde est faite en échantillonnant la pupille et ne peut donc être effectuée qu’avec une étoile suffisamment brillante qui servira de référence, on l’appelle l’étoile guide. Mais la lumière provenant de l’objet scientifique ne traverse pas exactement le même volume d’atmosphère que l’étoile guide. Donc le front d’onde provenant de l’objet scientifique n’est pas corrigé exactement. Plus l’angle entre l’étoile guide et l’objet scientifique est important, plus la correction se dégrade comme on peut le voir dans la Figure 1-3-b) et dans la Figure 1-4. Lorsque la diminution du rapport de Strehl est de 50%, cet angle est appelé l’angle d’anisoplanétisme, [15][22]. Dans le proche infrarouge, cet angle vaut environ 20 secondes d’arc. En conséquence, seul 5% du ciel est accessible pour de l’imagerie limitée par la diffraction avec l’Optique Adaptative.
Pour information, la définition « officielle » du rapport de Strehl d’un système optique est le maximum d’intensité obtenu dans le plan d’observation, normalisé par le maximum d’intensité obtenu avec le même système dépourvu d’aberration, [23]. On peut relier le rapport de Strehl S à la variance de la phase2 par l’approximation de Maréchal (1.8). - 2 (1.8) S e.

1.2.2.2 Longueur d’onde

Jusqu’à présent, les systèmes d’optique adaptative se sont limités au proche infrarouge car il est plus difficile de concevoir un système dans le visible. En effet, à performance égale en terme de rapport de Strehl, le système doit avoir un plus grand nombre d’actionneurs et être plus rapide. De plus, l’angle isoplanétique est plus faible.

Compacité

La taille des systèmes actuels d’optique adaptative est conditionnée par la taille du miroir déformable sur lequel est ré-imagée la pupille d’entrée du télescope. Diminuer cette taille réduit la taille du système de manière quasi-linéaire et son volume au cube, entraînant ainsi une baisse importante du coût total. Par exemple, le système NAOS avec un miroir de 20cm de diamètre occupe un volume de 2,5 mètres de diamètre pour 0,7 mètre d’épaisseur, [3][4].

Futurs systèmes

Etoile Laser

Une solution a été trouvée pour augmenter la couverture du ciel : l’utilisation d’une étoile artificielle générée par un laser, [24]. Cette étoile laser est créée en utilisant la fluorescence des atomes de Sodium situés dans une couche à environ 100 km au-dessus du niveau de la mer.

Effet de cône et problème du tilt

Toutefois l’utilisation d’étoiles laser comporte des limites, [25]. Le principal facteur limitant provient du fait qu’une telle étoile ne se situe pas à l’infini et que le faisceau de retour ne sonde pas exactement le même volume que celui traversé par l’objet scientifique. En conséquence le rapport de Strehl maximum espéré est autour de 50%. D’autre part, l’étoile laser est créée à partir d’un faisceau laser provenant du sol en traversant une première fois l’atmosphère, l’étoile est donc mobile dans le ciel. Une étoile guide naturelle est alors nécessaire pour corriger le tilt. Cette technique permettrait tout de même d’augmenter la couverture du ciel jusqu’à un rapport de 20% environ.

État de l’art

L’observatoire du Keck a publié des résultats avec des étoiles laser, [26]. Une mise à jour du système VLT/NAOS est également prévue pour cette année avec des modifications permettant d’utiliser une étoile Laser, [27]. Mais comme on l’a vu, l’optique adaptative est principalement limitée par la faiblesse de la couverture du ciel du fait de l’angle isoplanétique réduit. Pour y remédier, une solution a été trouvée : l’optique adaptative multi-conjuguée.

Optique adaptative multi-conjuguée (MCAO)

En utilisant à la fois plusieurs étoiles guide et plusieurs miroirs déformables, il semble possible d’augmenter le champ corrigé. Un angle isoplanétique de 2 minutes d’arc est attendu dans le proche infrarouge. De plus, on peut espérer une correction plus uniforme dans le champ.
On peut voir sur la Figure 1-3 une simulation d’optique adaptative multi-conjuguée, [30]. Sans optique adaptative, la qualité de l’image est limitée par la turbulence atmosphérique ; en utilisant l’optique adaptative classique, la qualité est améliorée mais seulement autour de l’étoile guide ; avec l’optique adaptative multi-conjuguée (cinq étoiles guide et deux miroirs déformables), une bonne qualité d’image est obtenue sur l’ensemble du champ.
Cette simulation représente un champ de vue de 165’’ contenant 320 étoiles observé sans optique adaptative (gauche), avec une optique adaptative classique (centre) et avec une optique adaptative multi-conjuguée (droite), [30]. La turbulence atmosphérique est simulée par un « seeing » de 0,7’’ réparti en 8 couches selon un profil vertical proche de celui observé au Mauna Kea (Hawaï). La longueur d’onde d’observation est de 2,1m pour un télescope de 8m. chaque étoile du champ est grossie 15 fois pour bien voir les variations de la fonction d’étalement du point (PSF). Les étoiles guides sont représentées par des croix.
On postule que la turbulence atmosphérique est répartie en un nombre limité de couches. Pour corriger les aberrations introduites par chaque couche, les miroirs déformables sont conjugués avec chacune de ces couches turbulentes d’où le nom d’optique adaptative multi-conjuguée. Deux ou trois miroirs déformables semblent suffire pour assurer une uniformité suffisamment bonne sur le champ observé. Par exemple, un miroir conjugué avec la couche au sol (pupille du télescope) et un autre conjugué avec une couche située à une altitude de quelques kilomètres (typiquement 8 à 10) pourraient suffire.
Deux voies sont envisagées pour réaliser un système de MCAO:
· La tomographie de l’atmosphère proposée par Beckers en 1988, [28]
· L’optique adaptative multi-conjuguée orientée couches proposée par Ragazzoni en 1999, [29].
La différence entre ces deux voies se fait sur la méthode d’analyse du front d’onde et sur la commande des miroirs.

L’optique adaptative couche au sol (GLAO)

L’optique adaptative couche au sol est une « simplification » de l’optique adaptative multi-conjuguée. L’analyse est faite pour plusieurs étoiles guide mais un seul miroir déformable est conjugué avec la couche au sol. Il s’ensuit une bonne uniformité de la correction à travers le champ même si le rapport de Strehl est forcement faible, [35]. La voie la plus ingénieuse consisterait à avoir un télescope dont le miroir secondaire serait adaptatif.

Optique adaptative à hauts ordres (extrême)

A l’inverse de la GLAO, l’optique adaptative extrême (X-AO) vise à avoir de très bons rapports de Strehl (de l’ordre de ou supérieur à 0,9) dans un champ limité autour de l’étoile guide. Le projet VLT/Planet Finder en est le meilleur exemple, [36].
La détection directe de planètes extra-solaires suppose un instrument à très haut contraste permettant de discriminer les quelques photons provenant de la planète de ceux (bien plus nombreux) provenant de son étoile. Il faut pour cela utiliser un coronographe à haute performance pour éliminer la majeure partie du signal provenant de l’étoile couplé à des techniques d’imagerie sophistiquées. Pour atteindre le contraste requis, la turbulence et les défauts de l’instrument doivent être corrigés avec une précision jusqu’ici inégalée. Cela nécessite un système d’optique adaptative à très haute performance (bien plus précis et plus rapide que les systèmes existant actuellement). Il s’agira alors de mesurer et corriger les effets de la turbulence (avec un miroir à plus de 1600 actionneurs) plus de 1500 fois par seconde.

Optique adaptative multi-objets : Falcon

FALCON est un concept original pour un spectrographe de nouvelle génération pour le VLT ou pour de futurs très grands télescopes, [37][38]. Ce spectrographe comporte de multiples petites unités intégrales de champ qui peuvent être déployées à l’intérieur d’un grand champ comme le fait actuellement l’instrument VLT/GIRAFFE. Chaque unité intégrale de champ possède un système d’optique adaptative. A côté de chaque unité alimentant le spectrographe, d’autres unités analysent le front d’onde et sont positionnées sur différentes étoiles guide. Les informations fournies sont utilisées dans le but de combiner une grande résolution spatiale (0.1-0.15 secondes d’arc) avec une grande résolution spectrale (R=10000+/-5000) dans la bande de longueur d’onde 0.8-1.8 µm. Ces conditions sont idéales pour l’étude des galaxies distantes qui pourrait être menée dans des champs plus grands que les échelles d’amas de galaxies c’est à dire de 4 à 9 Mpc, soit un champ plus grand que dix par dix minutes d’arc.

Miroirs déformables conventionnels

Tous ces miroirs sont composés de fines plaques de verre que l’on vient déformer localement. Les principales différences entre eux sont : le type d’actionnement utilisé et l’utilisation d’une plaque liée ou libre.

Miroirs déformables piézo-électriques (SAM)

Jusqu’à récemment, la façon la plus commune de réaliser un miroir déformable était de déformer une plaque de verre avec des actionneurs piézo-électriques. En effet, le réseau cristallin du matériau piézo-électrique possède la faculté de se déformer proportionnellement au champ électrique qu’on lui applique. Pour augmenter cette déformation sans risquer de détruire le cristal par claquage, l’actionneur n’est pas composé d’un matériau massif mais d’une pile de disques piézo-électriques dont les plans de contact sont alternés, voir Figure 1- 11. La gamme de tension applicable est limitée pour rester dans un comportement linéaire de la céramique. L’épaisseur de la plaque de verre est typiquement du quart de l’espace inter-actionneur.
Ces miroirs ont l’avantage de posséder une très bonne qualité optique. Mais ils possèdent plusieurs inconvénients. Lors de l’actionnement, on peut citer, par exemple, le phénomène d’hystérésis qui varie de 2% à 20% suivant les matériaux utilisés. De 2% à 3% d’hystérésis sont obtenus pour les PZT durs (matériau céramique piézo-électrique à base Plomb, Zirconium et Titane) et 20% voire 25% sont obtenus avec les PZT douces. Dans le contexte de l’astronomie, ces miroirs sont fabriqués à la demande, avec un montage actionneur par actionneur, ce qui leur confère un coût très élevé, de l’ordre d’un millier d’euros par actionneur. Le coût global du miroir déformable dépend du nombre d’actionneurs, de la course désirée et de la qualité de surface requise. Il reste le principal facteur limitant de l’utilisation de tels miroirs. Le second facteur limitant est l’espace inter-actionneur trop important.
Exemple : Miroir « Cilas ».
Cilas propose des miroirs basés sur cette technologie sous la référence SAM48, [44]. SAM signifiant « Stack Array Mirror », cette appellation étant générique pour cette classe de miroir et 48 est le nombre d’actionneurs. Le matériau choisi est la céramique P762 de Quartz & Silice, c’est une PZT dure conduisant à un comportement très linéaire et une faible hystérésis mais de hautes tensions (400 Volts) sont nécessaires. De plus, ces céramiques présentent une dérive importante limitant l’utilisation d’un tel miroir en boucle ouverte.
Cette société a réalisé le miroir équipant le système VLT/NAOS : ce miroir (Figure 1-12 gauche) comporte 185 actionneurs utiles ayant une course de5m à 20°C (4,5m à 0°C), [3][4]. Le diamètre de la pupille est de 110mm. L’erreur résiduelle apportée par le miroir déformable en boucle fermée (meilleur plan) est inférieure à 30nm RMS sur le front d’onde. L’espace inter-actionneur est de 7mm. Le coefficient de couplage entre un actionneur et son voisin est de 26%. La première résonance mécanique se situe à 14kHz et la bande passante de l’étage d’amplification électronique est 1,6kHz à –3dB.
Dans le cadre du projet VLT/PF, il est demandé à Cilas de réaliser un miroir de ce type comportant 41*41 actionneurs (soit 1320 dans la pupille). La pupille possède un diamètre de 180mm, l’espace inter-actionneurs est de 4,5mm, [36].
Cilas a été sélectionnée pour la réalisation des miroirs déformables du système de OAMC de Gemini-Sud (Cerro Pachon, Chili). Trois miroirs sont réalisés : DM0 conjugué avec la couche au sol, DM4.5 conjugué avec la couche à 4.5km d’altitude et DM9 conjugué avec la couche à 9km. DM0 comporte 21*21 (349 utiles) actionneurs espacés de 5mm, DM4.5 comporte 24*24 (468 utiles) actionneurs espacés de 5mm et DM9 comporte 16*16 (208 utiles) espacés de 10mm. Tous ces miroirs ont une course de 4m.
Cette entreprise a, de plus, été financée pour faire une étude de faisabilité du miroir déformable du TMT (Thirty Meter Telescope), [46].
Exemple : Miroir Xinetics.
Xinetics propose des miroirs déformables ayant un espace inter-actionneurs de 7mm avec 37, 97, 177, 241, 349 ou 941 actionneurs ou un espace inter-actionneurs de 5mm avec 37 ou 97 actionneurs, les 349 et 577 actionneurs étant en cours de développement, [45]. Le matériau actif utilisé pour les actionneurs est le PMN (matériau à base de plomb, de magnésium et de niobium). Ce matériau est choisi pour sa faible hystérésis et sa faible dérive, sa bonne linéarité, une bonne uniformité ainsi qu’une grande rigidité. Le plus gros défaut de ce matériau est une très grande dépendance de son comportement à la température. De plus, son comportement est parabolique et non pas linéaire.
La Figure 1-12 montre à droite par exemple le miroir déformable Xinetics à 349 actionneurs utilisé pour l’optique adaptative du télescope Keck, [26]. 249 actionneurs espacés de 7mm sont illuminés à un instant précis.
Cette compagnie a aussi réalisé le miroir déformable du système d’optique adaptative Altaïr équipant le télescope américain Gemini-Nord (Mauna Kea, Hawaï). Ce miroir comporte 177 actionneurs dont 136 actifs et possède la particularité de ne pas être conjugué avec la pupille mais avec la couche atmosphérique située à 8,5km d’altitude. La course est de 2m et le couplage mécanique des actionneurs est de 10%, [47].
Exemple : Miroir « OKO ».
Le miroir piézo-électrique de la société OKO représente l’évolution actuelle de ce type de miroir ; ce miroir est dit « bas-coût », [48]. Il comporte sur une ouverture de 30 millimètres de diamètre, 19 actionneurs dont la course est comprise entre trois et six microns répartis sur un hexagone. Le pas inter-actionneurs est de 5mm.
Cilas et Xinetics représentent la quasi-totalité des miroirs déformables de ce type pour des applications dans l’optique adaptative astronomique, toutefois une nouvelle vague de ces miroirs apparaît avec le miroir piézo-électrique « OKO ». L’espace inter-actionneur de 4,5mm spécifié pour le du miroir déformable de VLT/PF est la limite actuelle de cette technologie. Pour des espaces inter-actionneurs plus faibles, l’actionneur devient trop étroit et trop cassant. Dans le cas de VLT/NAOS, 5% des actionneurs usinés étaient inutilisables.

Les matériaux

Comme on l’a précisé, les MOEMS sont issus des technologies de la micro-électronique. On vient de le voir pour les techniques utilisées mais c’est aussi le cas pour les matériaux. En effet, ces MOEMS sont développés sur des plaquettes de silicium et leur réalisation est basée sur le silicium ou sur les matériaux III-V. Les matériaux MOEMS principaux sont le silicium poly-cristallin, l’oxyde de silicium, le nitrure de silicium, les matériaux III-V (InP, AsGa) et les différents métaux tels que l’or, l’aluminium, le chrome ou le nickel. Toutefois, des matériaux « exotiques » tels que les polymères commencent à être introduits.

Micro-usinage de volume

Le micro-usinage de volume ou « bulk micromachining » est un procédé utilisé pour fabriquer des structures mécaniques en gravant le volume de la plaquette de silicium, [56]. Les dimensions verticales des structures fabriquées sont limitées par l’épaisseur de la plaquette (de 200 à 500m) qui dépend elle-même du diamètre de la plaquette. Par exemple, l’épaisseur d’une plaquette de quatre pouces est approximativement d’un demi-millimètre. La taille minimale des structures dépend des procédés employés pour l’usinage. L’usinage de volume est habituellement suivi d’un collage substrat-à-substrat ou substrat sur verre. Ce report de substrat offre la possibilité de réaliser des structures tri-dimensionnelles opto-électro-mécaniques plus complexes.

Les MOEMS

Micro-usinage de surface

Le micro-usinage de surface ou « surface micromachining » est employé pour construire des structures tri-dimensionnelles opto-électro-mécaniques complexes sur une plaquette de silicium avec des technologies compatibles avec les circuits intégrés, [56]. Ces structures sont réalisées par dépôt, lithographie et gravure de couches de différents matériaux. Les structures sont réalisées à la surface de la plaquette alors que le volume de la plaquette constitue seulement un substrat. Les dimensions latérales des composants micro-usinés en surface sont limitées par le diamètre de la plaquette alors que les dimensions verticales vont typiquement du micron à la dizaine de microns. De nombreux procédés de fabrication par micro-usinage de surface sont compatibles avec les électroniques bipolaires et CMOS.
Le micro-usinage de surface a été mis en œuvre avec succès dans la fabrication de micro-scanners, de micro-moteurs et de composants pour la projection d’images. Les dimensions latérales des composants individuels micro-usinés peuvent varier de quelques microns à plus d’un millimètre. La qualité optique du composant micro-usiné dépend du procédé utilisé. La rugosité et la précision du composant optique sont néanmoins fréquemment inférieures à celles que l’on peut être atteindre avec des technologies optiques standard.
Le micro-usinage de surface consiste à empiler une série de couches sur le substrat. Certaines de ces couches sont structurales, d’autres sont sacrificielles, c’est-à-dire qu’elles seront éliminées en fin de procédé afin de libérer les structures, un fluide, le plus souvent l’air prenant la place de ces couches.

Matrice de micro miroir de Texas Instrument

L’exemple de MOEMS le plus abouti est la matrice de micro-miroirs orientables développée par Texas Instrument pour la projection d’images, [57]. Le concept est détaillé dans la Figure 2-2 et la taille du miroir est de 16µm de coté. Il s’incline de10° autour de son bras de torsion de manière binaire, mais la persistance rétinienne permet de visualiser 1024 niveaux de gris. Les matrices actuelles comportent plus de deux millions de miroirs. Une photographie au microscope électronique à balayage (Figure 2-2) fait apparaître en fausses couleurs des différents éléments d’un miroir individuel de la matrice.
La largeur du bras de torsion (en rose) est de deux microns pour quelques centaines de nanomètres d’épaisseur.

Les micro-miroirs déformables

Le cahier des charges, [73],définissant le miroir déformable pour l’optique adaptative de nouvelle génération est le suivant :
· Nombre d’actionneurs: > 10 0000.
· Espace inter-actionneurs: 500 µm – 1mm.
· Course des actionneurs: 5-10 µm.
· Couplage inter-actionneurs: 20-30 %.
· Fréquence de coupure > 1 kHz.
Comme il est apparu dans le chapitre 1, les miroirs déformables conventionnels ne sont pas aptes à répondre à ce cahier des charges. Il est donc intéressant d’utiliser les techniques MOEMS décrites ci-dessus pour réaliser une nouvelle sorte de miroirs déformables : les micro-miroirs déformables. Les projets de micro-miroirs déformables sont nombreux et peuvent se classer en trois familles :
· Les miroirs à membrane.
· Les miroirs avec actionneurs indépendants et couche miroir segmentée.
· Les miroirs avec des actionneurs liés à une plaque continue.

Miroir à membrane

Les miroirs à membrane consistent en une membrane tendue liée sur les bords du type « peau de tambour » que l’on vient déformer localement par l’application d’une force électrostatique ou électromagnétique.

Table des matières

Chapitre 1 Optique adaptative et miroirs déformables
1.1 Motivations astronomiques
1.1.1 Haute résolution angulaire
1.1.2 Télescopes extrêmement grands
1.1.3 Optique adaptative pour les télescopes extrêmement grands
1.2 Optique Adaptative de nouvelle génération
1.2.1 L’optique adaptative
1.2.2 Limitations actuelles
1.2.3 Futurs systèmes
1.3 Introduction aux correcteurs de front d’onde
1.3.1 Différents correcteurs de front d’onde
1.3.2 Miroirs segmentés ou continus?
1.3.3 Plaque liée ou libre ?
1.3.4 Caractéristiques d’un miroir déformable
1.3.5 Le correcteur de front d’onde en optique adaptative
1.3.6 Les télescopes extrêmement grands : Influences sur les miroirs déformables
1.3.7 Optique adaptative à deux étages
1.3.8 Conclusion
1.4 Miroirs déformables conventionnels
1.4.1 Miroirs déformables piézo-électriques (SAM)
1.4.2 Miroir bimorphe
1.4.3 Actionnement électromagnétique
1.5 Conclusion
1.6 Annexe : Polynômes de Zernike
1.6.1 Expression mathématique
1.6.2 Description
1.7 Références
Chapitre 2 MOEMS et micro-miroirs déformables
2.1 Les MOEMS
2.1.1 Procédé classique
2.1.2 Micro-usinage de volume
2.1.3 Micro-usinage de surface
2.1.4 Matrice de micro miroir de Texas Instrument
2.2 Les micro-miroirs déformables
2.2.1 Miroir à membrane
2.2.2 Micro-miroirs segmentés
2.2.3 Micro-miroir à plaque continue
2.3 Projet de micro-miroir déformable
2.3.1 Principe
2.3.2 Procédé PolyMUMPS
2.3.3 Procédé « L.A.A.S. »
2.4 Conclusion
2.5 Références
Chapitre 3 Simulations
3.1 Etude analytique
3.1.1 Les forces en actions
3.1.2 Etudes de cas
3.2 Modèles par éléments finis
3.2.1 Méthode des éléments finis
3.2.2 Principe d’utilisation
3.2.3 Problème de maillage
3.2.4 Simulation de plaques minces
3.2.5 Simulation de micro-miroirs déformables
3.3 Conclusion
3.4 Références
Chapitre 4 Banc de caractérisation
4.1 Dispositif optique
4.1.1 Spécifications
4.1.2 Concepts
4.1.3 Montage final
4.2 Mesures hors du plan
4.2.1 Signal interférométrique
4.2.2 Phase
4.2.3 Visibilité
4.3 L’interférométrie à décalage de phase
4.3.1 Principe
4.3.2 Quel type de décalage de phase ?
4.3.3 Avantages et inconvénients
4.3.4 Algorithmes
4.3.5 Erreurs sur la mesure de la phase
4.3.6 Caractérisation de banc
4.4 Déroulement de la phase
4.4.1 Extension de la phase
4.4.2 Principe
4.4.3 Algorithmes
4.5 L’interférométrie à décalage de phase à deux longueurs d’onde
4.5.1 Principe
4.5.2 Interférométrie à balayage de phase à multiples longueurs d’onde
4.6 Interférométrie en lumière blanche
4.6.1 Techniques
4.6.2 Interférométrie en lumière blanche à balayage de phase
4.7 Interférométrie moyennée dans le temps
4.7.1 Quel système pour les mesures dynamiques ?
4.7.2 Avantages et inconvénients
4.7.3 Théorie
4.7.4 Caractérisation du banc
4.8 Autres moyens de caractérisation
4.8.1 Profilomètre STIL
4.8.2 Microscope électronique à balayage
4.8.3 Microscope optique
4.8.4 Rugosimètre
4.9 Conclusion
4.10 Références
Chapitre 5 Résultats sur les actionneurs
5.1 Résultats sur un actionneur orientable
5.1.1 Principe
5.1.2 Forme statique
5.1.3 Actionnement
5.1.4 Résultats dynamiques
5.1.5 Simulations
5.2 Résultats avec un actionneur piston
5.2.1 Principe
5.2.2 Forme au repos
5.2.3 Actionnement
5.2.4 Dynamique
5.3 Actionneurs en Polymère
5.3.1 Analyse du procédé de fabrication LAAS
5.3.2 Déformation de l’actionneur et « pull-out »
5.3.3 Actionneur piston
5.4 Extrapolation vers différents actionneurs
5.4.1 De l’actionneur au miroir déformable
5.4.2 Actionneur à tête pivotante
5.4.3 Actionneur orientable
5.4.4 Actionneur piston à multiples points d’attache
5.4.5 Actionneur Pont
5.5 Conclusion
5.6 Références
Chapitre 6 Résultats sur les miroirs déformables
6.1 Prototype de micro-miroir déformable PolyMUMPS
6.1.1 Principe
6.1.2 Masques
6.1.3 Mesures expérimentales
6.1.4 Simulation par éléments finis
6.2 Extrapolation vers un nouveau micro-miroir déformable
6.3 Caractérisation du miroir déformable « OKO »
6.3.1 Données constructeur
6.3.2 Electronique de commande
6.3.3 Données mesurées
6.4 Conclusion
6.5 Références

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