La largeur du fais­ceau laser, qui per­met en par­ti­c­uli­er de gag­n­er un ordre de grandeur au niveau du bruit ther­mique, évolue de quelques mil­limètres au niveau du laser vers 5cm sur les miroirs prin­ci­paux de l’interféromètre. Cette mod­i­fi­ca­tion par rap­port à Vir­go néces­site une mod­i­fi­ca­tion de tous les téle­scopes d’entrée et de sor­tie du détecteur, qui ont pour but de réalis­er cette mag­ni­fi­ca­tion du fais­ceau avec des con­traintes extrême­ment dras­tiques. Ces téle­scopes sont au nom­bre de cinq : un en entrée qui per­met d’amener le fais­ceau laser d’injection vers les cav­ités, un en sor­tie qui per­met de récupér­er le fais­ceau de l’interféromètre vers le mode-clean­er de détec­tion, deux en trans­mis­sion des miroirs de fond de l’interféromètre qui per­me­t­tent l’alignement du détecteur et un dans la zone cen­trale de l’interféromètre qui récupère un pick-off d’une lame com­pen­satrice située devant un miroir d’entrée afin de mon­i­tor­er le détecteur.

Sché­ma de l’interféromètre et posi­tion des cinq télescopes

Les téle­scopes doivent être inté­grés sur des bancs sus­pendus de 950mm de diamètre. De nom­breux élé­ments optiques (iso­la­teur de Fara­day, mode-clean­er, miroirs, …) sont égale­ment néces­saires sur ces bancs, et la place allouée aux téle­scopes est au max­i­mum de 80 x 30 cm sur cha­cun des bancs suspendus.

Sur le banc sus­pendu d’injection, la taille du fais­ceau au niveau de l’isolateur de Fara­day est de 2.6 mm. Il doit subir une mag­ni­fi­ca­tion de 19 afin d’obtenir une taille de 48.7mm au niveau du miroir d’entrée de l’interféromètre et 57mm au niveau du miroir de sortie.

Sur le banc sus­pendu de détec­tion, le fais­ceau provenant de l’interféromètre doit être amené à une taille d’environ 300µm au niveau du mode-clean­er. La stratégie est de dimin­ué le fais­ceau à 1.3mm (mag­ni­fi­ca­tion de 38) puis d’ajouter une ou deux optiques sup­plé­men­taires afin d’obtenir la taille requise.

Pour les téle­scopes de bouts de bras et pick-off, le fais­ceau doit égale­ment subir une mag­ni­fi­ca­tion très impor­tante afin de pass­er de 57mm (bouts de bras) ou 48.7mm (pick-off) à env­i­ron 300µm sur les pho­to­di­odes de contrôle.

L’interféromètre Vir­go est un détecteur com­plexe, et de nom­breux fais­ceaux sec­ondaires sont générés, notam­ment par les coat­ing Anti-Reflet (AR) des optiques en trans­mis­sion, et sont con­servés puis analysés afin de con­trôler et mon­i­tor­er le détecteur. Par­ti­c­ulière­ment en sor­tie, le téle­scope de détec­tion doit pou­voir sépar­er le fais­ceau prin­ci­pal et un de ces fais­ceaux sec­ondaires pour éviter les cou­plages et inter­férences qui per­turberaient les signaux.

Le match­ing, c’est à dire le cou­plage du fais­ceau au niveau du téle­scope avec le mode prin­ci­pal des cav­ités de l’interféromètre doit être le meilleur pos­si­ble. En effet, la moin­dre dégra­da­tion peut entraîn­er du bruit quan­tique ce qui per­turbe la sen­si­bil­ité du détecteur. De nom­breuses analy­ses ont été menées afin de cal­culer le match­ing min­i­mal req­uis, qui doit se situer au delà de 95% et dans l’idéal supérieur à 99%. Toutes nos sim­u­la­tions optiques ont été définies afin d’obtenir un match­ing supérieur à 99%.

La lumière dif­fusée par les optiques du détecteur va être mod­ulée par le bruit sis­mique ou envi­ron­nemen­tal des bancs sus­pendus sur lesquels sont placés les téle­scopes, et dégrad­er la sen­si­bil­ité du détecteur (notam­ment en provo­quant des glitch à basse fréquence). Afin de lim­iter ce prob­lème, extrême­ment com­pliqué à simuler, il faut des optiques d’excellente qual­ité dont les spé­ci­fi­ca­tions – notam­ment de micro-rugosité – sont déter­minées à par­tir de sim­u­la­tions com­plex­es. La qual­ité de la sus­pen­sions des bancs optiques est prise en con­sid­éra­tion afin de min­imiser le bruit sis­mique résidu­el. Les mon­tures mécaniques sont réal­isées sur mesure afin de min­imeser les réso­nances à basse fréquence. 

La stratégie de design (après de nom­breuses analy­ses de trad-off) a été d’utiliser une con­fig­u­ra­tion off-axis afin de respecter les con­traintes d’espace. Pour réalis­er des mag­ini­fi­ca­tions si impor­tantes en si peu d’espace, le choix s’est ori­en­té vers un téle­scope cata­diop­trique com­posé de deux miroirs paraboliques et deux lentilles. La par­tie en réflex­ion est un sys­tème afo­cal, et la par­tie en trans­mis­sion est com­posée d’une lentille ménisque et d’une lentille con­ver­gente située à env­i­ron 5m des bancs optiques sus­pendus. Cette lentille loin­taine est en fait le miroir de recy­clage en puis­sance ou en sig­nal dont la face courbe est util­isée comme lentille. La lentille ménisque a été opti­misée pour réduire les aber­ra­tions obtenues par la cour­bu­re des miroirs de recy­clage et égale­ment pour col­li­mater le fais­ceau vers le sys­tème parabolique afo­cal. La com­bi­nai­son des deux miroirs paraboliques est util­isée pour dimin­uer la taille du fais­ceau tout en main­tenant un niveau d’aberrations extrême­ment faible.

Pour les téle­scopes de bouts de bras et pick-off, les con­traintes de cou­plage étant légère­ment relaxées et l’espace alloué plus impor­tant, nous avons choisi un téle­scope com­posé d’un dou­blet (asso­ci­a­tion de deux lentilles) qui per­met de com­penser les aber­ra­tions optiques, de trois miroirs de ren­vois pour repli­er le fais­ceau et d’une lentille pour adapter le fais­ceau vers les détecteurs. 

Du fait des con­traintes extrêmes, les mon­tures mécaniques des optiques ont été réal­isées à l’APC. Les « ranges » de déplace­ment (notam­ment pour com­penser les erreurs optiques) doivent per­me­t­tre d’adapter la dis­tance entre les optiques de quelques cen­taines de µm à plusieurs dizaines de mm. Les motori­sa­tions inté­grées sur les mon­tures doivent per­me­t­tre un aligne­ment en air et sous vide avec des pré­ci­sions inférieures à la cen­taine de µm. De plus, les mon­tures doivent être sta­bles dans le temps, et notam­ment durant la phase d’acquisition de don­nées. La pré­ci­sion de sta­bil­ité doit être inférieur à la dizaine de µm pour sat­is­faire le meilleur cou­plage du fais­ceau dans l’interféromètre. Les fréquences de réso­nance des mon­tures doivent être supérieures à 500Hz afin d’éviter le cou­plage du bruit de phase dû au bruit au sis­mique dans le détecteur.

Par ailleurs, une con­trainte non nég­lige­able est que le poids total des téle­scopes (mon­tures et optiques) ne doit pas excéder 20kg.

Les dessins des mon­tures ont été effec­tués à l’aide du logi­ciel CATIA et les fréquences de réso­nance ont été cal­culées grâce à ANSYS.

La réal­i­sa­tion des mon­tures mécaniques des téle­scopes d’injection et de détec­tion a été réal­isée au sein de l’atelier mécanique de l’APC. Durant plus d’un an, le cen­tre d’usinage a été alloué au pro­jet afin de men­er à bien la réal­i­sa­tion d’une dizaine de montures. 

Une par­tie des mon­tures, notam­ment les lentilles du téle­scope de détec­tion ou encore les miroirs de ren­vois des téle­scopes bouts de bras/pick-off ont pu être obtenus dans le com­merce, moyen­nant un choix pré­cis des pico­mo­teurs per­me­t­tant de con­trôler l’alignement tout en n’induisant que très peu de résonance.

Lentille ménisque des téle­scopes d’injection et de détection.	Pre­mier miroir parabolique des téle­scopes d’injection et de détection	Sec­ond miroir parabolique des téle­scopes d’injection et de détection.

Réal­i­sa­tion de la mon­ture de la lentille ménisque (à gauche), du pre­mier miroir parabolique (au cen­tre), et du sec­ond miroir parabolique (à droite), pour les téle­scopes d’injection et de détection.

Afin de véri­fi­er le bon fonc­tion­nement des mon­tures, nous avons réal­isés des tests en salle pro­pre (classe ISO8). Nous avons placé les élé­ments mécaniques dans une enceinte à vide afin de pou­voir valid­er l’ensemble des mon­tures en air et sous vide, à une pres­sion d’environ 10^-3mbar.

Banc optique com­plet de val­i­da­tion­dans l’en­ceinte vide	Mon­ture mécanique placée dans l’en­ceinte à vide