Petit historique

Tout commence en 1803 avec l’expérience de Young mettant en évidence la nature ondu-latoire de la lumière. Il regarde un objet lumineux ponctuel à travers un écran percé de deux trous et observe une image zébrée de rayons perpendiculaires à la direction des trous, c.-à-d. des franges d’interférence. Il faut attendre 1868 pour que Fizeau propose d’utiliser ce résultat

4. L’optique adaptative permet une correction réelle du front d’onde perturbé par la turbulence atmosphérique. L’idée consiste à envoyer le front d’onde sur un miroir déformable dont la surface possède les déformations du front d’onde, lui permettant de retrouver sa planéité.

2.2. Le principe de l’interf´erom´etrie 19 en astronomie : il démontre comment se servir de la diminution des franges lorsque la distance entre les trous augmente pour remonter au diamètre des étoiles.

La première application de l’idée de Fizeau est effectuée par Edouard Stephan en 1873 avec la lunette de l’Observatoire de Marseille, en utilisant un écran percé de deux trous. Il n’obtient qu’une limite supérieure du diamètre des étoiles à cause de la trop petite taille de son télescope. A la fin du 19èmesiècle, Albert Michelson réalise les premières mesures interférométriques sur les satellites galiléens de Jupiter. Ensuite, aidé de Francis Pease, il installe une poutre portant à chaque extrémité un miroir plan de 15 centimètres sur le télescope Hooke de 2.5 mètres du Mont Wilson (États-Unis), créant ainsi une base interférométrique de 7 mètres. C’est en 1920 que Pease réalise alors la première mesure d’un diamètre stellaire : la supergéante rouge Bételgeuse de 40 mas. Cependant, l’idée est abandonnée suite au problème de turbulence de l’atmosphère sur des télescopes plus grands, rendant la mesure variable et inexploitable.

En 1970, Antoine Labeyrie reprend l’idée et démontre la possibilité d’atteindre de la haute résolution angulaire malgré l’atmosphère en enregistrant des images avec un temps de pose très court afin de figer la turbulence. Son équipe construit le premier interféromètre à deux téles-copes (I2T) à l’Observatoire de Nice et il obtient en 1974 des franges d’interférence sur l’étoile Véga. Suite à ce succès, il construisit ensuite un « Grand Interféromètre à deux télescopes » (GI2T), mis en service en 1987 sur le plateau de Calern (Alpes-Maritimes, France).

La volonté des astronomes d’atteindre des résolutions de plus en plus grandes entraîne le développement de l’interférométrie et il existe aujourd’hui une dizaine d’interféromètres en fonctionnement ou en cours de développement dans le monde.

2.2.2 Principe

Par analogie avec l’expérience des trous de Young, en recombinant de manière cohérente le flux venant de plusieurs télescopes, l’interféromètre fournit des franges d’interférence et non une image directe de l’objet observé.

Le principe de l’interférométrie à deux télescopes est illustré à la figure2.1. On observe une source d’intensité lumineuse. La source étant située à une distance lointaine, le front d’onde est plan et est échantillonné par les 2 télescopes, séparés d’une distance B, appelée base. Afin d’ob-tenir des franges d’interférence sans perte de cohérence, les 2 faisceaux provenant de chaque télescope doivent avoir parcouru un chemin optique égal (en réalité, la différence entre les che-mins optiques doit être inférieure à la longueur de cohérence). La différence de marche (DDM) entre les 2 faisceaux est compensée par un système de ligne à retard, qui ajoute du chemin op-tique au faisceau en avance. Les faisceaux sont ensuite acheminés vers le laboratoire où ils sont recombinés.

2.2.3 Cohérence

La capacité d’un interféromètre à donner naissance à des interférences dépend de la cohé-rence spatiale et temporelle de l’onde provenant de l’objet observé5.

20 Chapitre 2. La tr`es haute r´esolution angulaire : le principe de l’interf´erom´etrie

2.2. Le principe de l’interf´erom´etrie 21 2.2.3.1 La cohérence temporelle

La cohérence temporelle fait référence aux valeurs d’un même front d’onde à deux instants différents. Elle est liée à la largeur de bande spectrale de la source, c.-à-d. une source mono-chromatique (à une seule longueur d’onde) a une cohérence temporelle infinie. Afin que les faisceaux provenant des deux télescopes interfèrent sans perte de cohérence, il faut que la dif-férence temporelle entre les deux soit inférieure à l’inverse de la largeur spectrale de la source, τ < _∆ν¹. Cela implique que la différence entre les chemins suivis par l’onde doit être inférieure à une longueur Lc = cτ = c/∆ν = λ2/∆λ, où c est la vitesse de la lumière et λ est la longueur d’onde. Cette longueur est appelée longueur de cohérence et vaut ∼60 µm pour une longueur d’onde λ = 2.2 µm sur l’instrument AMBER en basse résolution (13 canaux spectraux entre 1.5 et 2.5 µm, ce qui équivaut à ∆λ ∼ 1 µm).

2.2.3.2 La cohérence spatiale

La cohérence spatiale fait référence aux valeurs d’un même front d’onde à deux endroits différents. Si la source est étendue, il y a addition d’ondes incohérentes émises par chaque point de la source, et le contraste des franges diminue. Lorsque la distance entre les télescopes est supérieure à une certaine largeur de cohérence, la cohérence spatiale des faisceaux interférés diminue. Cette largeur de cohérence est définie par lc = ^λd_∆I, où λ est la longueur d’onde d’ob-servation, d est la distance entre la source et l’observateur et ∆I est la largeur de la distribution d’intensité de la source. Pour une source de 1 UA de largeur située à 150 pc et observée à une longueur d’onde de 2.2 µm, la largeur de cohérence vaut à peu près 65 m.