TY - THES A1 - Nayak, Abani Shankar T1 - Design, Characterization and On-sky Testing of an Integrated Optics Device for Stellar Interferometry: from Pupil Remappers to Discrete Beam Combiner T1 - Entwicklung, Charakterisierung und Erprobung einer integrierten, optischen Vorrichtung für die stellare Interferometrie: von Pupil Remappers zum diskreten Strahlkombinierer N2 - Stellar interferometry is the only method in observational astronomy for obtaining the highest resolution images of astronomical targets. This method is based on combining light from two or more separate telescopes to obtain the complex visibility that contains information about the brightness distribution of an astronomical source. The applications of stellar interferometry have made significant contributions in the exciting research areas of astronomy and astrophysics, including the precise measurement of stellar diameters, imaging of stellar surfaces, observations of circumstellar disks around young stellar objects, predictions of Einstein's General relativity at the galactic center, and the direct search for exoplanets to name a few. One important related technique is aperture masking interferometry, pioneered in the 1960s, which uses a mask with holes at the re-imaged pupil of the telescope, where the light from the holes is combined using the principle of stellar interferometry. While this can increase the resolution, it comes with a disadvantage. Due to the finite size of the holes, the majority of the starlight (typically > 80 %) is lost at the mask, thus limiting the signal-to-noise ratio (SNR) of the output images. This restriction of aperture masking only to the bright targets can be avoided using pupil remapping interferometry - a technique combining aperture masking interferometry and advances in photonic technologies using single-mode fibers. Due to the inherent spatial filtering properties, the single-mode fibers can be placed at the focal plane of the re-imaged pupil, allowing the utilization of the whole pupil of the telescope to produce a high-dynamic range along with high-resolution images. Thus, pupil remapping interferometry is one of the most promising application areas in the emerging field of astrophotonics. At the heart of an interferometric facility, a beam combiner exists whose primary function is to combine light to obtain high-contrast fringes. A beam combiner can be as simple as a beam splitter or an anamorphic lens to combine light from 2 apertures (or telescopes) or as complex as a cascade of beam splitters and lenses to combine light for > 2 apertures. However, with the field of astrophotonics, interferometric facilities across the globe are increasingly employing some form of photonics technologies by using single-mode fibers or integrated optics (IO) chips as an efficient way to combine light from several apertures. The state-of-the-art instrument - GRAVITY at the very large telescope interferometer (VLTI) facility uses an IO-based beam combiner device reaching visibilities accuracy of better than < 0.25 %, which is roughly 50× as precise as a few decades back. Therefore, in the context of IO-based components for applications in stellar interferometry, this Thesis describes the work towards the development of a 3-dimensional (3-D) IO device - a monolithic astrophotonics component containing both the pupil remappers and a discrete beam combiner (DBC). In this work, the pupil remappers are 3-D single-mode waveguides in a glass substrate collecting light from the re-imaged pupil of the telescope and feeding the light to a DBC, where the combination takes place. The DBC is a lattice of 3-D single-mode waveguides, which interact through evanescent coupling. By observing the output power of single-mode waveguides of the DBC, the visibilities are retrieved by using a calibrated transfer matrix ({U}) of the device. The feasibility of the DBC in retrieving the visibilities theoretically and experimentally had already been studied in the literature but was only limited to laboratory tests with monochromatic light sources. Thus, a part of this work extends these studies by investigating the response of a 4-input DBC to a broad-band light source. Hence, the objectives of this Thesis are the following: 1) Design an IO device for broad-band light operation such that accurate and precise visibilities could be retrieved experimentally at astronomical H-band (1.5-1.65 μm), and 2) Validation of the DBC as a possible beam combination scheme for future interferometric facilities through on-sky testing at the William Herschel Telescope (WHT). This work consisted of designing three different 3-D IO devices. One of the popular methods for fabricating 3-D photonic components in a glass substrate is ultra-fast laser inscription (ULI). Thus, manufacturing of the designed devices was outsourced to Politecnico di Milano as part of an iterative fabrication process using their state-of-the-art ULI facility. The devices were then characterized using a 2-beam Michelson interferometric setup obtaining both the monochromatic and polychromatic visibilities. The retrieved visibilities for all devices were in good agreement as predicted by the simulation results of a DBC, which confirms both the repeatability of the ULI process and the stability of the Michelson setup, thus fulfilling the first objective. The best-performing device was then selected for the pupil-remapping of the WHT using a different optical setup consisting of a deformable mirror and a microlens array. The device successfully collected stellar photons from Vega and Altair. The visibilities were retrieved using a previously calibrated {U} but showed significant deviations from the expected results. Based on the analysis of comparable simulations, it was found that such deviations were primarily caused by the limited SNR of the stellar observations, thus constituting a first step towards the fulfillment of the second objective. N2 - Das Auflösungsvermögen eines Teleskops, also die Fähigkeit, zwei Punktquellen voneinander zu trennen, wird durch ~λ/A bestimmt, wobei λ die Wellenlänge des Lichts und A der Durchmesser des Hauptspiegels des Teleskops ist. Wenn bei einem gegebenen Teleskop zwei punktförmige Objekte durch <λ/A getrennt sind, kann kein eindeutiges Bild dieser Objekte erzeugt werden und das Teleskopsystem ist somit beugungsbegrenzt. Kombiniert man jedoch das Licht von zwei Teleskopen, die durch einen Abstand B voneinander getrennt sind, erhöht sich die Auflösung um einen Faktor ~2B/A und überwindet damit die Beugungsgrenze eines einzelnen Teleskops. Daher wird bei der stellaren Interferometrie - deren Konzept von Michelson in den 1920er Jahren entwickelte wurde - Licht von zwei oder mehr Teleskopen kombiniert, um hochauflösende Bilder von astronomischen Objekten zu erzeugen. Die Anwendung der stellaren Interferometrie hat wichtige Beiträge zur Astronomie und Astrophysik geleistet, von der Untersuchung grundlegender Eigenschaften von Sternen bis hin zur Abbildung extragalaktischer Objekte. Das Herzstück einer interferometrischen Anlage ist ein Strahlkombinierer, der das Licht von mehreren Teleskopen (oder Aperturen) kombiniert, um kontrastreiche Interferenzstreifen zu erhalten. In der Anfangszeit konnte ein Strahlkombinierer ganz einfach sein, wie z.B. ein Strahlteiler oder eine anamorphotische Linse für die Kombination des Lichts von 2 Aperturen (oder Teleskopen), oder sehr komplex, wie z.B. eine Kaskade von Strahlteilern und Linsen, um Licht für >2 Aperturen zu kombinieren. Mit dem aufkommenden Gebiet der Astrophotonik setzen interferometrische Einrichtungen jedoch vermehrt photonische Technologien ein, indem Einzelmoden-Fasern oder ein Chip mit integrierter Optik (IO) verwendet werden, um Licht aus mehreren Aperturen effizient zu kombinieren. Bei der sogenannten pupil remapping interferometry Technik (dt etwa: neugeordnete Pupille) wird beispielsweise Licht mit mehreren Einzelmoden-Wellenleitern auf einem IO-Chip gesammelt. Diese Komponenten werden an der Position im Strahlengang eingefügt, an der die Pupille des Teleskops abgebildet wird. Anschließend wird das Licht aus den Fasern oder Wellenleitern durch eine Freistrahloptik oder IO-basierte Komponente interferometrisch überlagert, um Bilder sowohl mit hohem Kontrast als auch hoher Auflösung zu erzeugen. Im Kontext von IO-basierten Komponenten für stellare Interferometrie ist das Ziel dieser Arbeit die Entwicklung eines 3-dimensionalen (3-D) IO-Bauteils - eine monolithische Astrophotonik-Komponente, die sowohl die Pupil Remapper als auch einen discrete beam combiner (DBC) (dt: Diskreten Strahlkombinierer ) enthält. In dieser Arbeit sind die Pupil Remapper 3-D Einzelmoden-Wellenleiter, die in ein Glassubstrat eingeschrieben sind und das Licht von der abgebildeten Pupille des Teleskops sammeln und zu einem DBC leiten, in dem die Kombination stattfindet. Der DBC ist eine 3-D Gitteranordnung von Einzelmoden-Wellenleitern, die durch evaneszente Kopplung miteinander wechselwirken. Durch Beobachtung der Ausgangsleistung der Einzelmoden-Wellenleiter des DBCs werden mit Hilfe einer kalibrierten Übertragungsmatrix des Systems die Visibilities (dt: Kontrastwerte) ermittelt, die für eine hochauflösende Bildgebung erforderlich sind. Die Eignung von DBCs für die Ermittlung der Kontrastwerte wurde sowohl theoretisch als auch experimentell untersucht und in Fachzeitschriften publiziert. Bisher beschränkten sich diese Untersuchungen jedoch auf Labortests mit monochromatischen Lichtquellen. Die Ziele dieser Arbeit sind daher die folgenden: 1) Die Entwicklung eines IO-Bauteils für die Anwendung mit breitbandigem Licht, so dass Kontrastwerte im astronomischen H-Band (1,5-1,65 μm) ermittelt werden können, 2) experimentelle Demonstration genauer und präziser Kontrastwerte mit dem IO-Bauteil, welches mit der Femtosekundenlaser-Bearbeitungsmethode hergestellt wird, und 3) Validierung des DBCs als mögliches Konzept für die Strahlkombination für zukünftige interferometrische Anlagen durch On-Sky-Tests am William Herschel Teleskop. KW - stellar interferometry KW - ultra-fast laser inscription technology KW - astrophotonics KW - discrete beam cominer KW - pupil remappers KW - visibility KW - integrated optics KW - William Herschel telescope KW - on-sky tests KW - stellare Interferometrie KW - Femtosekundenlaser-Bearbeitungsmethode KW - Astrophotonik KW - diskreter Strahlkombinierer KW - Pupil Remapper KW - Kontrastwerte KW - integrierte Optik KW - William Herschel Teleskop KW - On-Sky-Tests Y1 - 2022 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-558743 ER - TY - THES A1 - Diab, Momen T1 - Enabling astrophotonics: adaptive optics and photonic lanterns for coupling starlight into the single-mode regime T1 - Astrophotonik ermöglichen: Adaptive Optik und photonische Laternen zur Einkopplung von Sternenlicht in den Single-Mode-Bereich N2 - Ground-based astronomy is set to employ next-generation telescopes with apertures larger than 25 m in diameter before this decade is out. Such giant telescopes observe their targets through a larger patch of turbulent atmosphere, demanding that most of the instruments behind them must also grow larger to make full use of the collected stellar flux. This linear scaling in size greatly complicates the design of astronomical instrumentation, inflating their cost quadratically. Adaptive optics (AO) is one approach to circumvent this scaling law, but it can only be done to an extent before the cost of the corrective system itself overwhelms that of the instrument or even that of the telescope. One promising technique for miniaturizing the instruments and thus driving down their cost is to replace some, or all, of the free space bulk optics in the optical train with integrated photonic components. Photonic devices, however, do their work primarily in single-mode waveguides, and the atmospherically-distorted starlight must first be efficiently coupled into them if they are to outperform their bulk optic counterparts. This is doable by two means: AO systems can again help control the angular size and motion of seeing disks to the point where they will couple efficiently into astrophotonic components, but this is only feasible for the brightest of objects and over limited fields of view. Alternatively, tapered fiber devices known as photonic lanterns — with their ability to convert multimode into single-mode optical fields — can be used to feed speckle patterns into single-mode integrated optics. They, nonetheless, must conserve the degrees of freedom, and the number of output waveguides will quickly grow out of control for uncorrected large telescopes. An AO-assisted photonic lantern fed by a partially corrected wavefront presents a compromise that can have a manageable size if the trade-off between the two methods is chosen carefully. This requires end-to-end simulations that take into account all the subsystems upstream of the astrophotonic instrument, i.e., the atmospheric layers, the telescope, the AO system, and the photonic lantern, before a decision can be made on sizing the multiplexed integrated instrument. The numerical models that simulate atmospheric turbulence and AO correction are presented in this work. The physics and models for optical fibers, arrays of waveguides, and photonic lanterns are also provided. The models are on their own useful in understanding the behavior of the individual subsystems involved and are also used together to compute the optimum sizing of photonic lanterns for feeding astrophotonic instruments. Additionally, since photonic lanterns are a relatively new concept, two novel applications are discussed for them later in this thesis: the use of mode-selective photonic lanterns (MSPLs) to reduce the multiplicity of multiplexed integrated instruments and the combination of photonic lanterns with discrete beam combiners (DBCs) to retrieve the modal content in an optical waveguide. N2 - In der erdbasierten Astronomie sollen noch in diesem Jahrzehnt Teleskope der nächsten Generation mit Öffnungen von mehr als 25 Metern in Betrieb genommen werden. Mit derart riesigen Aperturen werden die Zielobjekte durch einen größeren Ausschnitt turbulenter Atmosphäre beobachtet, weswegen die meisten die dahinterliegenden Instrumente entsprechend größer werden müssen, um die aufgefangene Strahlungsleistung vollständig nutzen zu können. Die lineare Skalierung der Größe erschwert das Design astronomischer Instrumente erheblich und führt zu einem quadratischen Anstieg der Kosten. Die adaptive Optik (AO) ist ein Ansatz, diese Skalierung zu umgehen. Allerdings ist dies nur bis zu einem gewissen Grad möglich, bevor die Kosten des Korrektursystems die des Instruments oder sogar des Teleskopes übersteigen. Eine vielversprechende Methode, das Instrument zu miniaturisieren und damit die Kosten zu reduzieren besteht darin, einige oder sogar alle der voluminösen Freistrahloptiken im Strahlengang durch photonische Komponenten zu ersetzen. Photonische Bauteile arbeiten jedoch in erster Linie mit Einzelmoden-Wellenleitern. Damit sie eine bessere Leistung erbringen als die entsprechenden Freistrahloptiken muss das durch die atmosphärischen Störungen verformte Sternenlicht zunächst effizient in die Wellenleiter eingekoppelt werden. Dies kann auf zwei Wegen erreicht werden: AO Systeme können Winkelausdehnung und Bewegung der Bildunschärfe der Sternscheibchen stark genug korrigieren, um diese effizient in astrophotonische Komponenten einzukoppeln. Dies ist aber nur für die hellsten Objekte und über ein begrenztes Sichtfeld möglich. Alternativ können photonische Laternen genutzt werden, um Multimoden des optischen Feldes in Einzelmoden umzuwandeln und somit die Specklemustern in die Einzelmoden-Wellenleiter der integrierten Optiken zu injizieren. Da hierbei die Anzahl der Freiheitsgrade trotzdem erhalten bleiben muss, wird die Zahl der Ausgangswellenleiter für nicht-korrigierte große Teleskope schnell unkontrollierbar anwachsen. Durch sorgfältiges Abwägen kann ein Kompromiss zwischen diesen beiden Methoden gewählt werden, bei dem man eine AO-assistierte photonische Laterne mit überschaubarer Größe erhält, in die eine partiell korrigierte Wellenfront gespeist wird. Dieser Prozess erfordert durchgehende Simulationen unter Einbeziehung aller Subsysteme vor dem astrophotonischen Instrument -Atmosphäre, Teleskop, AO System und photonische Laterne- bevor eine Entscheidung über die Dimensionierung des integrierten Multiplex-Instruments getroffen vii werden kann. Die numerischen Modelle, die die atmosphärischen Störungen und AO Korrekturen simulieren, werden in dieser Arbeit präsentiert. Die Physik und Modelle für optische Fasern, Wellenleiter-Arrays und photonische Laternen werden ebenfalls dargestellt. Jedes Modell für sich ist nützlich, um die Auswirkung des jeweiligen Subsystems nachzuvollziehen. In Kombination werden die Modelle verwendet, um die optimale Konfiguration und Größe der photonischen Laterne für die Einspeisung astrophotonischer Instrumente zu berechnen. Da photonische Laternen ein relativ neues Konzept sind, werden im weiteren Verlauf der Arbeit zusätzlich zwei neuartige Anwendungen erörtert: der Einsatz modenselektiver photonischer Laternen (MSPLs) zur Verringerung der Anzahl von Multiplex-Instrumenten sowie die Kombination photonischer Laternen mit diskreten Strahlkombinierern („Discrete Beam Combiners“: DBCs), um die Moden in einem Lichtwellenleiter zu erfassen. KW - adaptive optics KW - photonic lanterns KW - astrophotonics KW - integrated optics KW - astronomical instrumentation KW - spectrographs KW - interferometers KW - atmospheric effects KW - single-mode fiber KW - fiber coupling KW - optical fibers KW - adaptive Optik KW - astronomische Instrumente KW - Astrophotonik KW - atmosphärische Effekte KW - Faserkopplung KW - integrierten Optik KW - Interferometer KW - optische Fasern KW - photonische Laternen KW - Single-mode-Faser KW - Spektrographen Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-539012 ER -