Abani Shankar Nayak

• 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 comesStellar 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.…
• 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 zurDas 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.…