Les projets futurs prevoient des teles opes geants (ELT pour Extremely Large Teles ope) omme le projet europeen OWL de 42m de diametre, et des grands reseaux de teles opes equivalent a un "ALMA optique" (son homologue en radioastronomie).La tres haute resolution spatialene reste a essiblequ'aux interferometres. Les grands reseaux o rent don une meilleure resolution angulaire et ont pour ibles des objetsstellairesrelativementbrillantset ompa ts.LesELT,quiont unesensibilitea rue,ungrand hamp d'imagerieetune ouverture denseduplan(u,v),sontdestines prin ipalemental'imageriedesobjetsextra- gala tiques. Les interferometres futurs devront don avoir de tres grandes bases pour o rir une appro he observationnelle omplementaireave lesELT.
Ave un grand nombre d'ouvertures et des bases kilometriques, les interferometres ouvre de nouvelles perspe tivessur lesprogrammesastrophysiques. Lesouhait lairement exprime parla ommunautes ienti- que est defaire desimages,poura ederalamorpholgied'objets omplexes.Lessujetssontvaries:
•
etudierladynamiquedesetoiles binaireset multiplesdemassesvariees,•
s ruterl'a tivitedessurfa es stellaires,•
omprendre lesphenomenes d'a retiondesdisquesproto-stellaires etproto-planetaires,•
fournirdesspe tres etdesimagesd'exoplanetes,a ommen er parlesjupiters hauds,•
donnera es a lapartieinterne desAGNs, ommele tore depoussiere.La gure 1.11regroupe desthemesastrophysiques,en fon tionde laresolutionangulaire etdu uxpar element de resolution. Je m'inspirei i des on lusions du olloque international d'Astrophysiquede Lieges (Lena,2004) pourestimerlesspe i ations desfuturs grandsreseaux.
L'interferometrie optique et infrarouge a son r^olea jouer en ombinant a la fois de lahaute resolution spatialeetspe trale. La resolution spatialedoitgagner aumoinsunfa teur 10 parrapport auxplus grands interferometres a tuels, soit
0.1mas
a1µm
, e qui implique des bases kilometriques de1
a10km
. La ouverture spe trale1µm
-12µm
peut en ore ^etre etendue aux longueurs d'onde du visible. La resolution spe trale souhaiteeva dequelques dizainesa10
5
Axe X : Resolution angulaire. Axe Y : Magnitude e e tive par element de resolution. Les objets les plus fa ilementimageablessont enbas agau he.
semaines, voire de quelques heures pour les ta hes et les protuberan es. Une resolution temporelle est ne essaire, ave desposes dequelques heures tout auplus. L'etude desos illationsnon-radiales est rendue ompliqueea ausedel'alternan ejour/nuitquibiaiselesmesuresetfaitappara^tredesmodesquin'existent pas. Pour avoir desmesures en ontinu, des observations sont envisagees en Antar tique (au d^ome C) ou dansl'espa e.
Le diametreet le nombre de teles opes ne essairesrestent une questionouverte, quidoit^etre dis utee en fon tion de motivations astrophysiques. Des teles opes de
2m
suÆsent pour nombre d'etudes sur les etoileset lesplanetes,tandis que desteles opes de8
a10m
sontrequis pour les objetsfaibles, lesgalaxies et les AGNs. Le nombre minimumde teles opes n'est pas arr^ete. Il n'y a pas de limite pre ise a partir de laquellel'interferometriedevientsynonymed'imagerie.Cenombreresteavanttoutfon tiondela omplexite del'objetobserve, 'est-a-dire dudegrede detail del'imageque l'onsouhaiteobtenir.Commelasensibilited'uninterferometrefait souventdefaut,onsouhaitefairede l'imagerielongue pose pouretudierles objetsfaibles.Maislaprin ipalediÆ ulteest qu'il faut ophaserlesfais eaux,pour pouvoir integrerplus longtempsque quelquesmilli-se ondes.Le ophasageestassureparunsenseurdefranges,qui exige justementdu ux pour fon tionner eÆ a ement. Une solution onsiste a asservir le systeme surune etoiledereferen epourfairedelareferen edephase(Lane,1999;Delplan ke,2006).Cetteetoiledoitavoir une magnitude suÆsante(
mV
< 12
) etdoit etre^ dans le hamp d'isoplanetisme,noteθ0
(Roddier, 1981). Comme la lumiere traverse di erentes zones de l'atmosphere, la phase doit ^etre la m^emea 1 radian pres entre l'etoile de s ien e et la referen e. La separation maximaleθ0
depend du parametre de Friedr0
et de l'altitudee e tivedelaturbulen eH
.Aver0
≃ 10cm
etH = 7km
,onaθ0
≃ 1as
.C'estpetitenpratique, et 'est e qui reduit onsiderablement la ouverture du iel. Une alternative est d'utiliser une etoile laser arti ielle, omme ela a deja ete fait ave une optique adaptative (Liu, 2006). Mais il faut la aussi une etoilede referen e aproximitepour orrigerle tip-tilt.Le ophasagesurle ielreste don unpoint dur pour lesobservations HRA.En n,uninterferometrenevoitqu'unepetiteportiondu iel, ompareaugrand hampd'unteles opemo- nopupille.Ce hampdevuelimitelimite onsiderablementlessujetsd'etude.Lesobjetslesplusinteressants a priori sont justement bien plus etendus que le hamp primaire (ou lobe d'antenne) d'un teles ope indi- viduel. Les nebuleuses proto-planetaires par exemple ont des dimensions de plusieurs dizaines ou entaines de