Alignment and optical verification of DESHIMA 2.0 at ASTE

Résumé technique : Alignement et vérification optique de DESHIMA 2.0 sur ASTE

Énoncé du problème
Le Deep Spectroscopic High-redshift Mapper (DESHIMA) 2.0 est un spectromètre intégré supraconducteur submillimétrique (ISS) à bande ultra-large (200–400 GHz) utilisant des détecteurs à induction cinétique micro-ondes (MKIDs). Bien que l'instrument dispose d'une architecture évolutive, ses performances optiques sont hautement sensibles aux désalignements. Plus précisément, le faisceau submillimétrique émergeant du cryostat peut être désaligné jusqu'à environ 4 degrés par rapport à la conception, entraînant une dégradation significative de l'efficacité de l'ouverture lorsqu'il est monté sur le télescope expérimental submillimétrique d'Atacama (ASTE).

Les méthodes d'alignement précédentes présentaient des défis pour l'environnement ASTE. Les méthodes indirectes utilisant des lasers à lumière visible (par exemple, CONCERTO, NIKA2) supposent que le faisceau submillimétrique s'aligne avec le rayon laser, une hypothèse invalide pour DESHIMA 2.0. Les mesures mécaniques directes (par exemple, bras Faro) ne peuvent pas accéder aux composants cryogéniques. De plus, les techniques antérieures de mesure de faisceau cohérent (Moerman et al.) nécessitent des configurations complexes impliquant des sources submm cohérentes et des étages de balayage XY, ce qui est irréalisable dans l'espace limité de la cabine de réception d'ASTE. En outre, la présence d'un chopper de position céleste dans DESHIMA 2.0 complique l'application de ces méthodes existantes.

Méthodologie
Les auteurs proposent une méthode d'alignement directe qui utilise le faisceau propre de l'instrument et le contraste de température entre l'environnement chaud de l'instrument et le ciel froid. La méthode repose sur les composants et procédures suivants :

1. Configuration optique : L'optique chaude (un système de réflecteurs double Dragonien modifié composé des miroirs M3 et M4) est montée sur un hexapode à commande motorisée. Ce système est positionné avant un chopper céleste, qui contient une roue réfléchissante à fentes et trois miroirs plans. Le chopper crée deux chemins optiques (Faisceau A et Faisceau B) qui traversent une ouverture d'entrée partagée et des ouvertures de sortie distinctes.
2. Principe d'alignement : La méthode balaye le faisceau de l'instrument à travers l'ouverture d'entrée du chopper céleste en ajustant la position ($X, Y, Z$) et l'orientation ($U, V, W$) de l'hexapode.
   • Lorsque le faisceau est désaligné, il intercepte partiellement ou totalement l'intérieur chaud du chopper ou l'environnement chaud de la cabine, résultant en une température de brillance plus élevée ($T_b \approx T_0$) et une réponse du détecteur ($\delta_x$) proche de zéro.
   • Lorsque le faisceau est correctement aligné, il traverse entièrement le chopper pour se coupler à l'atmosphère froide ($T_{sky}$), résultant en une $T_b$ plus faible et une réponse du détecteur minimale ($\delta_x$).
   • L'objectif est de trouver la configuration de l'hexapode qui minimise $\delta_x$, indiquant que le faisceau est entièrement couplé au ciel froid.
3. Stratégie de balayage : La procédure implique une série de balayages pour localiser le « point froid » (réponse minimale) :
   • Balayages initiaux des degrés de liberté non dégénérés (DoF), spécifiquement $X$ et $Y$, pour localiser la région générale du minimum.
   • Balayages ultérieurs de paires de DoF dégénérés (par exemple, $Y$ et $W$, ou $Z$ et $V$) pour affiner l'alignement et contraindre l'inclinaison du faisceau.
   • Un alignement séparé du réflecteur secondaire est effectué après l'alignement de l'optique chaude pour corriger la défocalisation et les décalages latéraux, en utilisant des sources brillantes à diverses élévations pour tenir compte de la déformation gravitationnelle.
4. Vérification : La méthode a d'abord été caractérisée en laboratoire en utilisant un bain d'azote liquide ($N_2$) comme source froide derrière le chopper. Elle a ensuite été appliquée à distance sur le télescope ASTE au Chili, en utilisant l'atmosphère comme source froide.

Résultats clés

• Caractérisation en laboratoire : Les tests en laboratoire ont confirmé que la procédure d'alignement récupère avec succès les performances conçues. L'efficacité de l'ouverture ($\eta_{ap}$) a augmenté d'un facteur de 1,80 pour le Faisceau A et de 1,81 pour le Faisceau B par rapport à la position « home » désalignée, atteignant les niveaux de conception.
• Application au télescope : La méthode a été exécutée avec succès à distance sur ASTE. Les observations de l'atmosphère ont démontré que la configuration alignée de l'hexapode a résulté en une température de brillance ($T_b$) cohérente avec les valeurs atmosphériques théoriques, tandis que la position home a montré des températures significativement plus élevées (indiquant un débordement chaud).
• Efficacité de l'ouverture : Des balayages raster de Mars ont été utilisés pour mesurer l'efficacité de l'ouverture. Le DESHIMA 2.0 aligné a atteint une efficacité de l'ouverture à 350 GHz qui était 2,5 fois supérieure à l'efficacité mesurée de DESHIMA 1.0 lors de sa campagne de 2017 (0,17).
• Stabilité : L'alignement s'est révélé stable à différentes élévations du télescope (30°, 60°, 90°), le centre de masse du point froid montrant un mouvement négligeable.
• Limites : Bien que l'efficacité se soit considérablement améliorée, les valeurs mesurées sont restées inférieures aux valeurs de conception théoriques, en particulier aux basses fréquences. Les auteurs attribuent cette divergence à des niveaux de lobes secondaires élevés, potentiellement causés par les étriers de support du réflecteur secondaire ou la rugosité de surface des réflecteurs ASTE, plutôt qu'à un désalignement. Les observations de la Lune ont confirmé que le système récupère environ 95 % de la température de brillance attendue, soutenant l'hypothèse des lobes secondaires.

Signification et revendications
L'article revendique avoir développé et vérifié une procédure d'alignement robuste pour DESHIMA 2.0 qui est plus simple à exécuter que les méthodes précédentes. Sa signification principale réside dans :

1. Simplicité et capacité à distance : La méthode ne nécessite aucune configuration de mesure élaborée, aucune source cohérente et aucune présence physique sur le site du télescope. Elle peut être effectuée entièrement à distance via une connexion Internet.
2. Efficacité spatiale : Elle est spécifiquement conçue pour les télescopes disposant d'un espace limité dans la cabine de réception, comme ASTE, en utilisant le chopper céleste et l'atmosphère plutôt que du matériel externe.
3. Récupération des performances : La procédure a correctement corrigé des désalignements significatifs, récupérant l'efficacité de l'ouverture de l'instrument à des niveaux proches de la conception et démontrant une amélioration substantielle par rapport aux itérations précédentes de DESHIMA.
4. Applicabilité générale : Les auteurs notent que la méthode est théoriquement applicable à tout spectromètre submillimétrique à pixel unique équipé d'un chopper céleste ou d'un mécanisme de contraste charge chaude/froide similaire.

Les auteurs concluent que la méthode d'alignement est une solution vérifiée et efficace pour optimiser les performances optiques de DESHIMA 2.0, bien qu'ils reconnaissent modestement que les pertes d'efficacité résiduelles sont probablement dues à des facteurs hors du champ de la procédure d'alignement (par exemple, lobes secondaires et erreurs de surface).