Fig. 1.7– Principe de l’imagerie par synth`ese d’ouverture.
1.2 Interf´erom´etrie et H.R.A
L’histoire de l’interf´erom´etrie astronomique d´ebute en France en 1867. Fizeau [28] fut le premier astronome `a saisir conceptuellement le lien existant entre le contraste de franges d’interf´erence imag´ees au foyer d’un t´elescope et la dimension angulaire de la source qui les produit. Il proposa donc d’apposer sur la pupille d’entr´ee d’un t´elescope un masque d’ouvertures permettant de r´ealiser des mesures interf´erom´etriques de diam`etres stellaires. Cette nouvelle m´ethode exp´erimentale fut valid´ee sur le ciel par Stephan [98]. La configuration pupillaire test´ee sur le t´elescope de 80 cm de diam`etre de Marseille comprenait des ouvertures espac´ees de 50 cm. Toutefois le masque utilis´e fut insuffisant pour r´esoudre angulairement la plupart des ´etoiles observ´ees (`a l’exception de Sirius), et il dut en conclure ”Sur l’extrˆeme petitesse du diam`etre apparent des ´etoiles fixes.”
C’est en 1921 seulement Michelson [68] qu’A. Michelson reprit l’id´ee de Fizeau `a son compte, en jetant les bases du formalisme interf´erom´etrique et en ´etablissant clairement le lien existant entre la visibilit´e des franges d’interf´erence et le diam`etre d’un disque de brillance uniforme. Il r´ealisa pour la premi`ere fois avec F. Pease une mesure de diam`etre stellaire `a l’aide d’un interf´erom`etre construit pour l’occasion `a l’observatoire du Mont Wilson,Michelson [69]. L’apport technologique majeur fut de proc´eder par recombinaison de faisceaux issus de miroirs individuels mont´es sur une poutrelle m´etallique, cette derni`ere ´etant arrim´ee `a une monture de t´elescope classique, plutˆot que par apposition d’un masque d’ouverture sur une pupille unique. Ce proc´ed´e lui permit d’atteindre une longueur de base entre pupilles de 20 pieds (6,1 m). A ce stade du d´eveloppement de l’interf´erom´etrie, on ne peut toutefois pas encore parler de synth`ese d’ouvertures r´eellement ind´ependantes (en tous cas pas au sens
CHAPITRE 1. INTRODUCTION 1.2. INTERF ´EROM ´ETRIE ET H.R.A
m´ecanique du terme). Le concept optique propos´e par Michelson s’apparente `a un masque pupillaire, o`u les miroirs jouent un rˆole ´equivalent aux fentes. Pease [78] fait ´etat d’un syst`eme permettant d’atteindre une longueur de base de 50 pieds (15,24 m). Mais les limitations qui survinrent alors furent d’ordre m´ecanique (mauvais-contrˆole des vibrations des structures porteuses), et elles rendirent le syst`eme peu exploitable. L’exp´erience n’eut malheureusement pas de suite imm´ediate.
Pour autant cet ´echec ne sonna pas le glas de l’interf´erom´etrie astronomique. Ainsi en 1974, cette derni`ere renaˆıt-elle de ses cendres avec la premi`ere recombinaison de faisceaux provenant cette fois de deux pupilles r´eellement ind´ependantes, Labeyrie [52]. Depuis les travaux d’Antoine Labeyrie sur I2T, l’interf´erom´etrie astronomique s’est largement internationalis´ee, et un grand nombre d’interf´erom`etres `a 2 voies ont vu le jour (PTI, IOTA/FLUOR....). Le passage d’une recombinaison interf´erom´etrique `a plus de deux t´elescopes est aujourd’hui crucial pour l’imagerie par synth`ese d’ouverture, rendue possible via la technique dite de clˆoture de phase. Les premi`eres mesures du terme de clˆoture avec plus de deux ouvertures ont ´et´e obtenues grˆace `a des masques pupillaires, Baldwin et al. [6]. La transposition de cette technique `a trois t´elescopes r´eellement ind´ependants n’a ´et´e r´ealis´ee que r´ecemment par deux interf´erom`etres astronomiques COAST (Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope, Baldwin et al. [7]) et NPOI (Navy Prototype Optical Interferometer, Benson et al. [8]). Les tableaux Tab. 1.2 et Tab. 1.1 dressent une liste non exhaustive des interf´erom`etres actuels avec leurs principales caract´eristiques instrumentales.
Cette classification met en relief des concepts instrumentaux interf´erom´etriques qui sont sans commune mesure avec les pr´ec´edents ; Ces concepts, voyant le jour en cette fin de si`ecle, reposent sur la recombinaison interf´erom´etrique des lumi`eres issus de t´elescopes “g´eants” tels que le VLT ou le Keck, dont l’ ´emergence, nous l’avons vu, est ´etroitement li´ee aux formidables progr`es r´ealis´es e par l’optique adaptative, lors de cette derni`ere d´ecennie .
En effet, jusqu’`a la fin du mill´enaire, la plupart des interf´erom`etres astronomiques op´erant en grande majorit´e dans l’infra-rouge et le proche infra-rouge, ont des dimensions pupillaires raison-nables adapt´ees au diam`etre du seeing sur cette plage de longueur d’onde. Mˆeme si la synth`ese in-terf´erom´etrique d’ouverture permet de restaurer la limite de r´esolution angulaire d’un t´el´escope dont le diam`etre serait ´egal `a la plus grande ligne de base de l’interf´erom`etre, il n’en reste pas moins que la turbulence atmosph´erique continue de d´egrader la qualit´e du signal interf´erom´etrique, y compris pour des pupilles de dimensions modestes devant le ro. La phase varie de mani`ere al´eatoire sur chacune des sous-pupilles constitutives du r´eseau interf´erom´etrique, dans un temps de coh´erence qui est typi-quement de l’ordre de la dizaine de milliseconde dans l’infrarouge, une propri´et´e d´eduite d’un mod`ele “dynamique” utilisant l’hypth`ese de Taylor dite de turbulence gel´ee3 largement utilis´e pour d´ecrire son ´evolution temporelle. Ces variations de phase d´egradent le contraste franges d’interf´erences et le rapport signal sur bruit sur la visibilit´e de l’objet estim´ee `a partir des mesures. C’est pourquoi les interf´erom`etres, mˆeme de dimension modeste, sont munis munis de syst`emes de correction adaptative aux performances limit´ees, d´edi´ees surtout au contrˆole des aberrations de premier ordre (contrˆole du tip-tilt atmosph´erique). La recombinaison interf´erom´etrique des t´elescopes g´eants requiert quant `a elle une correction adaptative partielle plus complexe `a des ordres de correction plus ´elev´es.
Dans les deux cas (petites ou grandes pupilles) il est aussi n´ecessaire de geler le piston diff´erentiel entre les faisceaux interf´er´es. Cette diff´erence de phase constante sur chacune des ouvertures, est la cause principale de la perte du signal interf´erom´etrique. Ce d´ephasage erratique modifie la position
3Hypoth`ese selon laquelle les couches d’air turbulentes se d´eplacent “en bloc” selon une vitesse hydrodynamique moyenne devant la pupille d’entr´ee de l’instrument. Le spectre de puissance spatial des fluctuations de phase at-mosph´erique peut alors ˆetre converti en spectre temporel.
1.2. INTERF ´EROM ´ETRIE ET H.R.A CHAPITRE 1. INTRODUCTION
Tab. 1.1– Liste des interf´erom`etres en fonctionnement.
Nbre de t´elescopes Φ Bmax ref. GI2T (FR) 2 1.52 m 12 - 65 m [70] ISI (USA) 2 1.65 m 4 - 65m [106] SUSI (AUS) 2 0.14 m 5 - 640 m [24]
PTI (USA) 2 0.40 m 110 m [16]
IOTA (USA) 3 0.45 m 5 - 38 m [107] FLUOR/TISIS - IOTA (FR/USA) 2 0.45 5 - 38 m [67] COAST (UK) 4 0.40 m 5 - 48 m (100 m) [110] NPOI (USA) 3 0.35 m 2 - 437 m [3]
CHARA (USA) 6 1 m 350 m [56]
Keck Interferometer, KI (USA) 2 / 4 10 m / 1.8 m 85 m / 25 - 140 m [15] VLTI (Eur) 4 / 3 8 m / 1.8 m 130 m / 8 - 200 m [37]
Tab. 1.2– Interf´erom`etres et instrumentation.
λ mode ´etat
GI2T 0.4 - 2.5 µm depuis 1985
ISI 9 - 12 µm depuis 1990
SUSI 0.4 - 0.9 µ m depuis 1991
PTI 1.5 - 2.4 µm astrom´etrie depuis 1995
IOTA V,R,I,J,H,K depuis 1993 (2T)
FLUOR/TISIS - IOTA K,L depuis 1995 COAST 0.65 - 1 µm / 1.3 - 2.2 µm imagerie depuis 1991 NPOI 0.45 - 0.85 µm imagerie depuis 1995 CHARA 0.45 - 2.4 µm premi`eres franges en 1999 KI, 2 voies 1.5 - 2.4 µm premi`eres franges en mars 2001 KI, multi voies 1.5 - 5 µm imagerie `a impl´ementer KI 10 µm ”nulling” `a impl´ementer VLTI, VINCI K premi`eres franges en mars 2001 VLTI, MIDI 10 - 20 µm 2 voies premi`eres franges printemps 2002 VLTI, AMBER 1 - 2.5 µm clˆoture de phase premi`eres franges fin 2002 VLTI, PRIMA K,L,M astrom´etrie (K), suiveur de frange
spatio-temporelle des franges d’interf´erences au sein de leur enveloppe de coh´erence. A long terme, il finit par brouiller le signal interf´erom´etrique, att´enuant en moyenne son contraste et donc le rapport signal `a bruit de la mesure. L’´ecart type du piston diff´erentiel est calcul´e suivant la formule,
σ12= 2.62 (B ro
)56 , (1.32)
l’att´enuation est ´egale `a exp(−σ2
12). Il est possible d’annuler les effets de piston diff´erentiel par une ana-lyse quadratique du signal interf´erom´etrique similaire `a celle d´evelopp´ee en technique d’interf´erom´etrie des tavelures pour une seule pupille, en ne mesurant que le module du spectre de l’objet ´etudi´e, i.e sa visibilit´e. Une analyse lin´eaire long temps de pose du signal interf´erom´etrique n’est envisageable que si l’on dispose d’un contrˆole dynamique de la position des franges d’interf´erence, en utilisant un syst`eme suiveur de franges. La variance du piston diff´erentiel d´ecrite ici par l’´equation Eq. 1.32 est livr´ee pour une turbulence de type Kolmogorov, lorsque la dimension de l’´echelle externe est largement plus grande un plus grande que la ligne de base interf´erom´etrique. En interf´erom´etrie longue base, cette condition peut-ˆetre viol´ee (Pour le VLTI sur le site de paranal, l´echelle externe est de l’ordre de la vingtaine de m`etres, pour une base de 200 m`etres).
CHAPITRE 1. INTRODUCTION 1.3. PROBL ´EMATIQUES OBSERVATIONNELLES