Premiers développements de l'optique intégrée planaire monomode, pour les longueurs d'onde entre 2 et 20 micromètres, Applications à l'interférométrie stellaire

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monomode, pour les longueurs d’onde entre 2 et 20

micromètres, Applications à l’interférométrie stellaire

Emmanuel Laurent

To cite this version:

Emmanuel Laurent. Premiers développements de l’optique intégrée planaire monomode, pour les

longueurs d’onde entre 2 et 20 micromètres, Applications à l’interférométrie stellaire. Astrophysique

[astro-ph]. Institut National Polytechnique de Grenoble - INPG, 2003. Français. �tel-00010435�

N o

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THÈSE

pourobtenirlegradede

DOCTEUR DE L'INPG

Spé ialité : Optique, Optoéle tronique et Mi roondes

préparéeàl'Institutde Mi roéle tronique,Éle tromagnétismeet Photonique etauLaboratoire d'AstrOphysiquede Grenoble

dansle adredel'É oleDo torale Éle tronique,Éle trote hnique, Automatique, Télé ommuni ationset Signal

présentée et soutenue publiquement

par

Emmanuel LAURENT

le 5 Mai 2003

Titre :

Premiers développements de l'optique intégrée planaire monomode

pour les longueurs d'onde entre 2 et 20 mi romètres.

Appli ations à l'interférométrie stellaire.

Dire teursdethèse:IsabelleSCHANEN, PierreKERN

JURY

Monsieur Jean GAY , Rapporteur

Monsieur Henri PORTE , Rapporteur

Monsieur Mar OLLIVIER , Examinateur Monsieur Pierre SAGUET , Président

E rire des remer iements est, pour ma part, très di ile tant j'ai peur d'en oublier et de ne pas susamment rendre justi e à l'aide et à l'enri hissement apporté tout au long d'une thèse.

Je ommen erais par remer ier mes deux dire teurs de thèse, Mme Isabelle S hanen de l'IMEP(an iennementLEMO)etMrPierreKernduLAOGpourm'avoirdonnélapossibilité demener etravaildethèseainsiquepourleuren adrementtoutaulongde esannées.Je re-mer ieégalementlaso iétéAl atelSpa eetleCNRSpourm'avoira ordéunnan ementde thèse.MrsHenriPorteduLaboratoired'OptiqueP.M.DueuxetJeanGaydel'Observatoire delaCote d'Azuronta eptésd'être lesrapporteursde etravaildethèse: jelesenremer ie vivement.Jeremer ie égalementMrMar Ollivierdel'IAS,Institutd'Astrophysique Spatial, examinateur de mon travail de thèse pour m'avoir fait partager son inébranlable onvi tion etsonsensde lapré isiondanslamiseaupointd'unban pourleprojetDarwin.Jeremer ie enn lePrésident de jury, Mr Pierre Saguetde l'IMEP.

Au oursde ette thèse,j'aipartagé montemps entredeuxlaboratoires.Cela m'apermis de onstaterà quel point ela estenri hissant d'aborder une questionou desdi ultés selon despointsde vuequi peuvent serévéler fortdiérentsmaisaussi omplémentaires.

L'équipeIONICduLAOGabrillammentsudémontreretmettreenappli ation les possi-bilitésoertesparl'optiqueintégréeappliquéesàl'interférométriestellaire.J'aiainsipusuivre lesétapespermettant dedénirun omposant,deletesterenlaboratoirepuisdel'utilisersur le iel. Je me souviens ave émotion des deux semaines passées sur la "montagne d'IOTA" pendant une ampagne d'essais d'optique intégrée à 3 téles opes et de la longue traque des franges d'interféren e... Jean-Philippe a été l'artisan des débuts de l'optique intégrée pour l'astro et aété d'unegrandeé oute devant mes angoissesde thésard lorsque nouspartagions un bureau à l'IMEP. J'ai souvent appelé à la res ousse les ompéten es de Pierre H. pour la mise en ÷uvre des ban s de ara térisation ou l'utilisation de la apri ieuse améra L Y-RIC.Je n'oublierai pasles longues dis ussionsave Pierre M.qui aune apa ité étonnante à traduire en équations mathématiques et en simulations numériques les omportements d'un guide d'onde. Une grande re onnaissan e va vers Karine (notre Ma Dalton lo ale) qui a su me persuaderd'avan er dans la ara térisation de omposants au lieu de " hi aner" sur les "petitsdétails" desmanips. Fabien, en plusde mefaire rêver sur lespossibilitésde l'optique intégrée pour l'interférométrie, m'a onstamment étonné par son e a ité de travail et son impli ation dans la réalisation d'instruments pour l'astrophysique. Pierre K. sait mettre en relation des personnes d'horizons variées pour les amener à travailler ensemble. Cette ne équipe est appelée à grandir et plusieurs thésards dont Laureet Jean-Baptiste ont déjà pris larelève.Lu as a pris lasuite de mon travail et, dès ledébut de sathèse, il asu aborder de front ladi ile mise en ÷uvredesmoyens de ara térisationen infrarouge thermique. Je ne doutepasun instantqu'il saura menerà terme e travail.

gie humaine, mènent d'unemain de maître la vie d'un groupe. Ils savent ommuniquer leur onstant dynamisne et répondre aux interrogations des nombreux thésards et stagiaires, a -teursdugroupe:Elise,Odile,Fred,Flo,Lionel,Mathieu,Sylvain,Celia,Davide,Kien,Adam, Stefania, ... J'en prote pour tous les remer ier tant pour leur aide en optique intégrée que pour labonne ambian e qu'ils savent distiller. Fred a été unagréable ompagnon de bureau qui asu mefaire partager ave enthousiasme lespossibilitésdesMMI.

Au ours de ette thèse, j'ai été amené à ollaborer ave d'autres laboratoires. Plusieurs dis ussions sont souvent né essaires avant de faire oin ider les besoinsastrophysiques et les ontrainteste hnologiques.Jeremer ieRobertRomestain,SusannaSetzu,Patri kFerranddu LSP,LaboratoiredeSpe trométriePhysique,pourm'avoirinitiéausili iumporeux.Je remer- ieAnniePradel,CarolineVigreux,ViorelBalanainsiqueAssiaAggadduLPMC,Laboratoire dePhysi o himiedelaMatièreCondensée,pourm'avoirfaitpartagerleurs onnaissan esdes verres de hal ogénure et de leurdépot en ou hesmin es. Ma re onnaissan eva versPierre Labeye du LETI/CEA Grenoble pour ses expli ations on ernant les te hnologies à base de ou hes min es que e soit à base de sili e ou d'autres matériaux. Je remer ie également les diérents stagiaires, Mathieu, Irène, Julien, Guillaume qui, en s'o upant de ta hes parfois ingrates, nouspermettent d'avan er.

Mon travail de thèse s'est nit par la di ile, et épuisante, période de réda tion. Je me dois de remer ier haleureusement les diérents rele teurs Pierre K., Isabelle, Pierre B. et Karinequi ont largement ontribuésà rendrelisible(jel'espère) e manus rit.

Tout e travail ne serait pas possible sans les équipes te hniques et administratives qui résolvent tous nosproblèmes quotidiensqu'ilssoient mé aniques, optiques,éle troniques, in-formatiques, administratifs,... L'équipe te hnique du LAOG regroupe une impressionnante palette de ompéten esqui permet de mener à bien de nombreux projets. Je remer ie Eri , Yves,Etienne, Pas al, Laurent, Olivier,JBz, Nono,Alain,Brahim, Julien, Patri k, Philippe, pourlesenri hissantesdis ussionste hniquesetleurssou isdudétailsdansleursréalisations. L'intendan e informatique estvaillamment assurée par l'équipe de ho Ginette et Ri hard. L'aspe t administratif, indispensable pour tout projet, est e a ement géré par Sandrine, Hélène,Sylvie, Fabienne et hapeautée par Françoise.

Le sous-sol de l'IMEP est e a ement géré par Aude, ré emment rejointe par Greg! e qui permet de onstamment entretenir et améliorer laqualité dessalles de ara térisationet de la salle blan he. L'équipe administrative de l'IMEP, Valérie, Dalhila, Chahla et Brigitte estégalement très ompétente et disponible.

La afetdes 2 laboratoires reste un lieu d'é hanges onviviaux où il fait bon se détendre autour d'unetasse de thé a ompagnée d'un gateauou bien s'enri hir l'espritau gré de dis- ussionssurlaformationdesdisquesdepoussièresstellairesousurlesrouagesdelare her he

itéesi i,beau oupsont ellesquiont sumefairepartager leurexpérien eet ont ontribuées à faire évoluer mes points de vue. Manuel, de là-haut, tu dois ontinuer à regarder d'un ÷il bienveillant nosé hanges...

Tenirlerythmed'unethèseneseraitpaspossiblesanslesamitiéspartagéesave lesami(e)s pendantetaprèslesheuresdelabeurs.Leshabitantsdu oindesbureaux112et113auLAOG ont pour ela rendu très agréable la vie de thèse jusque parfois des heures tardives. Une pensée parti ulière pour Gwenaëlle, ma ollo de bureau que ertaines "mauvaises langues" ont surnommées ma se rétaire parti ulière. Ce surnom est venu de sone a ité à répondre aux assaux téléphoniques des fournisseurs de matériels optiques durant mes abs en es au labo IR et à ouvrir mon PC de post-its résumant les dits appels. Estelle sait ommuniquer et répandreautour d'ellesajoiedevivre et estpassée maitredansl'artd'organisersoiréeset ren ontres sportives.Ludoauneimpressionnante apa itéde travail danssa on entrationet lamanipulation d'équations, hoseque j'auraitoujours dumal àappréhender.

Bien d'autres personnes dont Pierre H., Fabien C., Je, Gaspard, Ri hard, Eri , Lu as, Vin ent, Jean-Bapt. et j'en oublie surement, se joignaient régulièrement à nosréjouissan es. Parmi esdernières,onpouvaittrouverpèle-mèlel'organisationdebarbe ues,derandonnées, de dé oration intégrale de bureaux (j'avoue y avoir parti ipé et à plusieurs reprises...), de soirées iné, ...

Un grand mer i à Carla et à ses amis portugais, polonais, hongrois, améri ains et plus parti ulièrement Marlène et Stan, Moni a et Loï , Gyorgy, Yann, Bram et Anne qui m'ont montrés, malgréla di ulté de s'adapter àun nouveau pays, ombien elapouvaitêtre in-niment enri hissant.

Unénorme ou ouauxmembresduGRETSS,asso iationd'aéronautiquedeStrasbourgoù j'aifaitmes premièresarmesenmatièresde bidouillesetderéalisation dema hines volantes. Je leurdoisde nombreusesastu eset trouvailles quejen'ai pashésitéàréutiliser enmaintes o asionsdurant mes manipsoptiques. Je doisen parti ulier à Fran oisK., endehors de ses nombreuses onnaissan este hniques, dem'avoir apprisà traquerles on epts debasequise a hent derrièreun systèmepour en omprendre lefon tionnement.

Enn, je remer ie MamanetPapasans quijen'aurais puatteindreleniveau d'étudeque j'ai a tuellement.

Introdu tion 1

1 Introdu tion et Contexte 1

1.1 Introdu tion . . . 2

1.2 L'interférométrie stellairemonomode . . . 2

1.2.1 L'interférométrie stellaire . . . 2

1.2.2 Lesinstrumentsinfrarouges . . . 10

1.2.3 L'optique monomode planaireappliquée àl'interférométrie . . . 15

1.3 Lesmissions spatialesDarwin/IRSIet TPF . . . 17

1.3.1 Buts s ientiques et prin ipes . . . 17

1.3.2 Lesdésdesmissions . . . 20

1.3.3 Lesgrandes étapeste hnologiques . . . 22

1.3.4 L'optique intégrée et les missionsDarwin et TPF . . . 23

1.4 Le guidagemonomode . . . 24

1.4.1 Le guideplanasymétrique àsaut d'indi e . . . 24

1.4.2 Le guide anal àsautd'indi e . . . 32

1.4.3 Couplage . . . 37

1.4.4 Champ en sortied'un guide ir ulaire . . . 39

1.5 Con lusion. . . 41

2 Un premier pas versl'IR thermique : la bande K 43 2.1 Introdu tion . . . 44

2.2 Lesdeuxte hnologies utilisées . . . 45

2.2.1 L'é hange d'ionssurverre desili e . . . 45

2.2.2 La te hnologie sili e sursili ium . . . 50

2.3 Composantstestés . . . 52

2.3.1 Te hnologie d'é hange d'ions . . . 52

2.3.2 Te hnologie sili e sur sili ium . . . 53

2.4 Transmission des omposants . . . 54

2.4.1 Perte du verreutilisé pour l'é hange d'ions . . . 54

2.5 Mesurede ontraste . . . 66

2.5.1 Prin ipe et ban demesure . . . 66

2.5.2 Mesuressurle omposant par é hange d'ions . . . 67

2.5.3 Transmission spe trale duban . . . 68

2.6 Mesuressurle iel surl'interféromètre IOTA . . . 70

2.7 Con lusion. . . 72

2.8 Publi ation Astronomy &Astrophysi s . . . 73

3 OI pourl'IR thermique: ontraintes te hnologiques 81 3.1 Introdu tion . . . 82

3.2 Dimensionnement desguides d'onde . . . 83

3.2.1 Guidesmonomodes . . . 83

3.2.2 Connement du mode fondamental . . . 85

3.2.3 Couplageen inje tionet en olle tion. . . 86

3.2.4 Du guidedroit ::: au re ombinateur. . . 91

3.2.5 Bilan. . . 92

3.3 Lesmatériaux . . . 92

3.3.1 Les ritères de hoix . . . 92

3.3.2 Lessour esde perteoptique . . . 94

3.3.3 Lesverres . . . 96

3.3.4 Lesmatériaux ristallins . . . 98

3.4 Leste hnologies desguides d'onde . . . 100

3.4.1 Stru turedesguides . . . 100

3.4.2 Sour es deperte optiquedanslesguides droits . . . 101

3.4.3 Les ritères de hoix . . . 103

3.4.4 Lesréalisationste hnologiques existantes . . . 103

3.5 Con lusion: ontraintes et solutions retenues . . . 110

4 Cara térisation modale des guides d'onde 113 4.1 Introdu tion . . . 114

4.2 Mesurer laplagede monomodi ité . . . 115

4.3 Prin ipesde laméthode de transmissionspe trale. . . 117

4.3.1 Des ription desspe tres . . . 117

4.3.2 Guidesdroits . . . 122

4.3.3 Bilan. . . 122

4.4 Ban s demesureen pro he et moyen IR . . . 123

4.4.1 Ban de mesureen pro he IR . . . 123

4.5.3 Appli ation auxbres optiques . . . 135

4.6 Ban pour l'infrarougethermique.. . . 136

4.6.1 Etude du problème . . . 136

4.6.2 Utilisationduban d'inje tion dire t . . . 139

4.6.3 Des ription del'obje tif à miroir . . . 142

4.6.4 Fond thermiqueet sensibilité . . . 144

4.6.5 Utilisationd'un FTS : on eptd'un ban . . . 146

4.7 Con lusion. . . 148

5 Les solutions explorées pourl'IR thermique 149 5.1 Introdu tion . . . 150

5.2 Solutionsà basede verres de hal ogénure . . . 150

5.2.1 Le matériau . . . 150

5.2.2 Réalisationde guides d'onde: solutions possibles . . . 153

5.2.3 Réalisationde guides en ou hes min es . . . 156

5.2.4 Guidespar photo-ins ription . . . 164

5.2.5 Con lusionsurles te hnologies àbase de hal ogénure . . . 170

5.3 Solution àbase deSiGe . . . 170

5.3.1 Stru tureguide plan . . . 171

5.3.2 Champspro hes . . . 171

5.3.3 Mesuredes pertes de propagation . . . 171

5.3.4 Bilan. . . 173

5.4 Lasolution sili ium poreux . . . 175

5.4.1 Etatde l'art. . . 175

5.4.2 Stru turedu matériau . . . 176

5.4.3 Le sili ium poreux omme matériau optique . . . 179

5.4.4 Stru turede guides anaux . . . 181

5.4.5 Réalisationde guides . . . 185

5.4.6 Con lusionsurlate hnologie sili ium poreux . . . 186

5.5 Con lusion. . . 188

Con lusion &Perspe tives 189

Publi ations personnelles 197

Bibliographie 199

Correspondan e entre les unités de pertes optiques 217

1.1 Des riptions hématique d'un interféromètre stellaire . . . 3

1.2 Illustration delaformation d'un interférogramme . . . 4

1.3 Variationde lavisibilité ave labase del'interféromètre . . . 5

1.4 Exemple d'un interférogramme déformé parla turbulen eatmosphérique . . . 6

1.5 Prin ipe dela alibration photométrique . . . 8

1.6 Prin ipe del'interférométrie hétérodyne . . . 9

1.7 Transmission de l'atmosphère en fon tionde lalongueur d'onde.. . . 11

1.8 Fon tionsélémentaires de l'optiqueintégrée . . . 15

1.9 Exemple de re ombinateur à trois entrées utilisant les fon tions de l'optique intégrée . . . 16

1.10 Lamission Darwin/IRSI . . . 17

1.11 Prin ipe del'interférométrie enfrange noire . . . 18

1.12 Notationsutilisées pour dé rireleguideplan asymétrique. . . 25

1.13 Représentation graphiquedesdiérentsmodesd'un guide plan . . . 28

1.14 Distribution du hampéle triquepourles deuxpremiersmodespairs TEpour unguideplansymétriquelorsquel'onestpro hedelalongueurd'ondede oupure 30 1.15 Distribution du hampéle triquepourles deuxpremiersmodespairs TEpour unguide plansymétriquelorsque l'on estloin delalongueur d'onde de oupure 30 1.16 Illustration delaréexion totale àl'interfa e entre deuxmilieux. . . 31

1.17 Interprétation géométriquede lapropagation dansunguide plan . . . 32

1.18 Méthode del'indi e ee tif pour un guidere tangulaire. . . 34

1.19 Notationsutilisées pour dé rireunguide ylindrique àsaut d'indi e. . . 34

1.20 Comparaisonentrel'expression exa tedu hampE X dumode fondamental et de sonapproximation gaussienne . . . 36

1.21 Carte d'amplitude du hamp éle trique (ou magnétique) des premiers modes d'un guide ir ulaire. . . 37

1.22 Typesde ouplage d'uneonde dansun guide. . . 37

1.23 Illustration du ouplage entredeuxmodes . . . 39

1.24 Illustration et notations pour le ouplage d'une onde libre sur le mode d'un guide. . . 39

de sili e. . . 46

2.3 Etapespour laréalisation de omposants par gravurede ou hesde sili e. . . 51

2.4 S héma du re ombinateur 2Tobtenu ente hnologie é hange d'ionsà l'argent 53 2.5 S héma du re ombinateur 2Ten te hnologie sili e sursili ium . . . 53

2.6 Pertes par absorption duverreGO14utilisé pour l'é hange d'ionsàl'argent . 54 2.7 Ban de mesuredespertes depropagation utilisant ladiusionde Rayleigh. . 56

2.8 Ban de mesure des pertes de propagation utilisant la méthode des re oupes su essives. . . 57

2.9 S héma du ban pour mesurerles pertes par absorption de labre. . . 61

2.10 Transmission et pertes delabre monomode en bande K . . . 62

2.11 Sour es depertes dansunre ombinateur réalisé par é hange d'ions.. . . 63

2.12 Champspro hesd'unebre et d'un guide . . . 63

2.13 Sour esdepertes dansunre ombinateurréaliséen te hnologiesili esursili ium. 64 2.14 S hémaduban d'inje tiondire teutilisépourmesurerle ontrastedes re om-binateurs. . . 66

2.15 Interférogrammes obtenus en lumière blan he ave un re ombinateur dédié à labande K . . . 67

2.16 Transmission spe trale duban d'inje tion dire teseul . . . 68

2.17 L'interféromètre IOTA . . . 69

2.18 S héma de l'interfa e entre IOTAet le re ombinateur en optiqueintégrée. . . 69

2.19 Images des sorties du omposant en te hnologie sili e sur sili ium obtenus en bandesH et K 0 . . . 70

2.20 InterférogrammesobtenussurAurave unre ombinateurente hnologie sili e sursili ium enbande H et K 0 . . . 71

3.1 Fenêtresde transmissionutilisées par les télé ommuni ations optiques . . . . 82

3.2 Graphiquespermettantdedimensionnerunguideplanasymétriqueenfon tion de lalongueurd'onde de oupure . . . 83

3.3 Graphiquespermettant dedimensionner unguideplansymétriqueenfon tion de lalongueurd'onde de oupure . . . 84

3.4 Graphiquespermettant dedimensionnerunguide ylindrique enfon tiondela longueur d'ondede oupure . . . 85

3.5 Dimensionnement desguides monomodesen infrarougepro he. . . 85

3.6 Tauxde onnement dumodefondamentalen fon tion de lalongueur d'onde 86 3.7 Couplageen entréedu guide, évolution ave lalongueur d'ondede oupure. . 87

3.8 Couplageen sortiedu guide, évolution ave lalongueur d'ondede oupure . . 89

3.9 Couplagedu uxen sortiedesguides dire tement surles élémentsdu déte teur 90 3.10 Illustration desdiérentessour es depertes danslesmatériaux optiques . . . 95

3.14 Pertes de Fresnel àl'entrée età lasortie duguideen dB . . . 102 4.1 Prin ipe delamesure dela transmissionspe traled'un guide d'onde . . . 117 4.2 Exempledespe treentransmissiond'unguideplanàsautd'indi eobtenupar

simulation BPM. . . 118 4.3 Représentationdu ouplageentrelemodefondamentald'unguideplan

asymé-triqueet un mode d'ex itation gaussienpour diérenteslongueurs d'onde . . 120 4.4 Evolution,en fon tionde lalongueurd'onde, du ouplageentrele hamp

in i-dent et le modefondamental. . . 121 4.5 Couplagedesmodespairs et impairsdu hampd'ex itation ave lemode

fon-damental duguide . . . 121 4.6 Simulation BPMde la arte du hamp pro he d'un guidere tangulaire . . . . 122 4.7 Prin ipe du montage pour la mesure de la transmission spe trale de guide

d'ondefon tionnant entre0,6et 1,7m. . . 123 4.8 Pertes en fon tion de la longueur d'onde des bres optiques multimodes en

verre uoré . . . 125 4.9 Conguration duban de mesuredes oupures modales ave desbresen sili e 126 4.10 Congurationduban demesuredes oupuresmodalesave desbresenverre

uoré. . . 126 4.11 Fluxmesuré,enbre àbre,pour les ongurationsbresensili e etbresen

verre uoré . . . 127 4.12 S héma optiquede l'obje tif Cassegrain . . . 128 4.13 Transmission spe trale de deux guides obtenus par é hange d'ions en faisant

varier les paramètres de l'é hange. . . 129 4.14 Champ pro he du guide NK405 à 1,55m de longueur d'onde en ex itation

dé alée . . . 130 4.15 Transmission spe traledu guideNK406en orrigeant la ourbe despertes par

absorptiondu verre . . . 130 4.16 Transmission spe trale de guides illustrant la notion de longueur d'onde de

oupuredu mode fondamental. . . 131 4.17 Stru turedesguidesen te hnologie degravure de ou hesmin es desili e dopée132 4.18 Spe tre en transmissiondu guide1770AB-b . . . 133 4.19 Champspro hesdu guide1770AB-ben ex itationdé alée . . . 133 4.20 Spe tre en transmissiondu guide1770AB-d . . . 134 4.21 Champspro hesdu guide1770AB-den ex itationsurl'axe et dé alée . . . . 134 4.22 Transmission spe trale d'un guideen te hnologie AT . . . 135 4.23 Transmission spe trale d'unebre optiqued'une longueurde 1m . . . 136 4.24 Courbe de transmissionde 1mètre de bre en verre de hal ogénure de

stru -4.27 S héma du ban pour mesurer latransmission spe trale de guides d'onde aux longueursd'onde del'infrarouge thermique. . . 140 4.28 Interférogrammes et spe tres obtenus sans omposant lorsque les hamps des

deuxpupilles ne sontpas orre tement superposés . . . 141 4.29 Interférogrammes et spe tres obtenus sans omposant lorsque les hamps des

deuxpupilles sont orre tement superposés . . . 142 4.30 Mesurede latransmission spe traled'un guideplanen sili ium poreux . . . . 143 4.31 S héma optiquede l'obje tif àmiroir. . . 144 4.32 Représentation s hématique du ban pour le al ul de ux. . . 145 4.33 Fond thermiquevuepar Lyri . . . 146 4.34 S héma deprin ipeduban pourlamesuredetransmissionspe tralede guide

pour les grandes longueursd'onde. . . 147 5.1 Fenêtre de transmissiondesverres d'halogénure . . . 151 5.2 Fenêtre de transmissionde diérentsverres de hal ogénure . . . 152 5.3 Transmission de deuxverres massifsde hal ogénure As

2 S 3 et As 2 Se 3 . . . 153 5.4 Pertes par absorption duverred'As

2 S

3

en fon tionde lalongueur d'onde. . . 154 5.5 Prin ipe dudépt de ou hesmin espar évaporation thermique. . . 157 5.6 Prin ipedel'ellipsométriepourlamesuredesparamètresoptiquesd'une ou he

min e. . . 158 5.7 Mesuredel'indi e optiqued'une ou hemin eparlaméthodedeslignesnoires

(M-lines) . . . 159 5.8 Interféren es dansune ou he min e . . . 160 5.9 Spe tres entransmissiond'un lmd'As

2 S

3

sursubstrat deverre de sili e . . . 161 5.10 Spe tres entransmision d'un lm deGeS

2

sursubstrat desili ium . . . 162 5.11 Champ pro he d'un guide planàbase delms en GeSbSe . . . 163 5.12 Des riptiondu ban de gravurede verre de hal ogénure par photo-exposition. 167 5.13 Champspro hesà633et 1550nmd'un guideplanréalisé parphoto-exposition

d'un verrede hal ogénure . . . 168 5.14 Exemples de guidesdroits réaliséspar photo-exposition dansunverre d'As

2 S

3 168 5.15 Photographies detran hesde verre de hal ogénure . . . 169 5.16 Stru turedu guideplanSiGe/Si ave sonprold'indi e. . . 171 5.17 Champspro hesen bandesH et Kpour leguide enSiGe . . . 172 5.18 S héma de prin ipe du ban MIR pour la mesure des pertes par propagation

d'un guideplan . . . 173 5.19 Résultats desmesuresMIR surleguideplan SiGe. . . 174 5.20 Dispositifde réalisationdu sili ium poreux. . . 176 5.21 Cli hés de mi ros opie éle tronique à transmission montrant diérents types

5.24 Exemple deprol deguides anaux photographiés par mi ros opieéle tronique 182 5.25 Pertes du sili ium massif, du sili ium poreux et d'un guide plan en sili ium

poreux . . . 184

5.26 Transmission spe trale d'un guideplanmonomode ensili ium poreux. . . 185

5.27 Champ pro he d'un guide planen sili iumporeux enbande H etK . . . 186

5.28 Dessindu systèmed'inje tion d'un re ombinateur à 6voies . . . 194

29 Correspondan e entre la transmission T (%) et les pertes de propagation P (dB/ m) . . . 218

30 Correspondan e entre le ÷ ient d'absorption  ( m 1 )et les pertes de pro-pagation P (dB/ m) . . . 218

31 Correspondan e entre lalongueur d'ondeet lenombre d'ondew. . . 220

1.1 Cara téristiques desbandesde transmissionde l'atmosphère. . . 11 1.2 Interféromètres infrarouges en fon tionnement ou en projetave leur domaine

spe tral . . . 13 2.1 Ionsutilisables pour l'é hange d'ions sursubstrat de verre de sili e ave leurs

prin ipales ara téristiques. . . 48 2.2 Cara téristiques desverreset desguides enbande K réaliséspar é hange d'ions. 50 2.3 Pertes moyennesdu verreGO14dansles diérentes bandesatmosphériques . 55 2.4 Cara téristiques de labre optiqueen sili e monomode en bande K. . . 60 2.5 Estimationdesdiérentespertes optiquesd'un re ombinateur danslabande K 65 2.6 Pertes mesurées sur lere ombinateur en te hnologie sili e sursili ium . . . . 66 2.7 Observations de Aur enbandes H et K

0

. . . 71 3.1 Bilandes te hnologies pour la réalisation de guides monomodes en infrarouge

thermique . . . 104 4.1 Résumé deste hniquesde mesurede lalongueur d'onde de oupure desmodes. 116 4.2 Cara téristiques de bresoptiques multimodestransmettant dans l'infrarouge

thermique . . . 137 5.1 Indi ede réfra tion et ÷ ient d'absorption de l'As

2 S 3 et del'As 2 Se 3 . . . . 155 5.2 Bilandesmoyens de ara térisation né essaires . . . 193

ADU AnalogDigitUnit

ALIRA Ata amaLargeInfraRedArray ALMA Ata amaLargeMillimeter Array AMBER Astronomi alMultiBEam ombineR APrèS-MIDI APertureSynthesiswithMIDI BLINC Bra ewelLInfraredNullingCryostat

BPM BeamPropagationMethod

CHARA CenterforHighAngularResolutionAstronomyArray COAST CambridgeOpti alApertureSynthesisTeles ope

ESA EuropeanSpa eAgen y

ESO EuropeanSouthernObservatory

FLUOR FiberLinkedUnitforOpti alRe ombination

GeeO Groupementd'Ele tromagnétismeExpérimentaletd'Optoéle tronique GI2T GrandInterféromètreà2Téles opes

IAS Institutd'AstrophysiqueSpatial

IMEP InstitutdeMi roéle tronique, Ele tromagnétismeetPhotonique IONIC IntegratedOpti sNear-infraredInterferometri Camera

IOTA Infrared-Opti alTeles opeArray

IR Infrarouge

IRSI InfraRedSpa eInterferometer ISI InfraredSpatialInterferometer

KI Ke kInterferometer

LAOG Laboratoired'AstrOphysiquedeGrenoble LBT LargeBino ularTeles ope

LEMO Laboratoired'Ele tromagnétisme,Mi roondesetOptoéle tronique LESIA Laboratoired'EtudesSpatialesetd'InstrumentationenAstrophysique LETI Laboratoired'Ele tronique,deTe hnologieetdel'Information LINC LBTINterferometri Camera

LPMC LaboratoiredePhysi o himiedelaMatièreCondensée LSP LaboratoiredeSpe trométriePhysique

MAI2 Multi-ApertureImagingInterferometer MIDI MID-infraredInterferometri instrument NASA NationalAdministrationSpa eAgen y

OHANA Opti alHawaiianArrayforNanoradianAstrometry

OI OptiqueIntégrée

PTI PalomarTestbedInterferometer

SMART SmallMissionsforAdvan edResear hinTe hnology SOIRD'ETE Synthèsed'OuvertureenInfraRougeàDEuxTEles opes TPF TerrestrialPlanetFinder

VINCI VLTINterferometerCommissioningInstrument VLT VeryLargeTeles ope

L'interférométrieestunete hniqueutiliséepourétudierdesobjetsastrophysiquesave une résolution angulaire dépassant elle imposée par la dira tion des téles opes ave un miroir monolithique. L'idée est de faire la re ombinaison des fais eaux issusde plusieurs téles opes pour synthétiser un miroir ayant une dimension équivalente à elle séparant les diérents téles opes. Un tel instrument est alors limité par la dira tion de e miroir synthétique et non par la dira tion des téles opes. Cette te hnique, en développement depuis plus de 25 ans,aaboutitàlaréalisationd'interféromètres parmilesquelsleVLTI"VeryLargeTeles ope Interferometer"etleKe kInterferometer,tousdeuxen oursd'installation.Malgréles perfor-man estrèsélevéesquel'onattenddesinstrumentsinstalléssur esinterféromètres,diérents désrestent àrelever.Ceux- i on ernent ladeuxièmegénération d'instrumentsprévue pour être développée durant les dix pro haines années. An de repousserles limites imposées par l'environnement terrestre (essentiellement à ause de son atmosphère), des interféromètres spatiaux sont en projet. C'est le asdes ambitieuses missionsspatiales Darwin/IRSI "Infra-Red Spatial Interferometer" et TPF "Terrestrial Planet Finder" dont le but est de déte ter desplanètesenorbiteautourd'autresétoilespuisdefairelaspe tros opiedeleuratmosphère. Parmi les diérents obje tifs de es projets, l'imagerie à très haute résolution angulaire estundesprin ipauxdés.Cetteaugmentationderésolutionpasseparlare ombinaisond'un nombre élevé de téles opeset par une augmentation de lapré ision desmesures.Les ré ents résultatsdesinstrumentsFLUOR, VINCIet IONICont montrél'intérêt qu'il yavaità utili-serl'optiqueguidéedanslesinstrumentsdere ombinaisoninterférométrique.Lesinstruments FLUORpuis VINCIdéveloppésen bande K [2-2,4m℄, ont amplement démontrés les possi-bilitésetperforman esdelare ombinaisonparbresoptiquesenaugmentantlapré isiondes mesures et en produisant de nombreux résultats s ientiques. L'instrument IONIC basé sur l'utilisation de l'optiqueintégrée et développé en bande H [1,43-1,77m℄, a montré, en plus d'une amélioration de la pré ision des mesures, la versatilité de ette te hnologie ainsi que lapossiblitéde re ombiner plusde deuxtéles opes. Cetinstrument ommen e aujourd'hui à produire espremiers résultatss ientiques.

Les développements de l'optique intégrée dans le adre de l'interférométrie stellaire ont été initiés par leLAOG "Laboratoire d'AstrOphysique de Grenoble" en 1996 par la journée

une ara térisation systématique de re ombinateurs à deux téles opes en laboratoire et sur le iel. La ara térisation de re ombinateurs à troistéles opesest en oursave le travail de thèse deLagny(2004). Danslemême temps, denouveaux on epts de re ombinateurs sont étudiés et mis au point par Rooms (2003), travail qui fait suite à la thèse de El-Sabban (2001). Ces diérents omposants d'optique intégrée ont été onçus, réalisés, testés et mis en ÷uvre par trois laboratoires et un groupe industriel, maîtrisant ha un diérents aspe ts de laproblématique. Ces groupesde Grenoble sont : l'IMEP, Institut de Mi roéle tronique, Ele tromagnétisme et Photonique, le LETI, Laboratoire d'Ele tronique, de Te hnologie et de l'Information, le GeeO, Groupement d'Ele tromagnétisme Expérimental et d'Optoéle -tronique. et le LAOG. Ces diérents développements sont axés sur une optimisation des performan es des re ombinateurs et sur l'augmentation du nombre de téles opes à re ombi-ner.Pourétendreledomained'utilisationde ettete hniqueetpermettrede ouvrirdiérents programmess ientiques,il estné essaired'augmenter lagamme de longueursd'onde a es-sibles. A tuellement, hormis quelques essais aux longueurs d'onde du visible, seule labande H [1,43-1,77m℄ a été exploitée dans le adre de l'optique intégrée pour l'interférométrie stellaire. L'objet de e travail de thèse est d'étendre l'optique intégrée monomode aux plus grandes longueursd'onde.

L'optique intégrée est très largement utilisée en télé ommuni ations optiques et dans le domaine de la métrologie. Ces domaines travaillent aux longueurs d'onde du visible et de l'infrarouge pro he (jusqu'à 1,6m), par e que 'est le domaine de transparen e des bres optiquesensili eetpourlegrandnombredesour eslasersdisponiblesà eslongueursd'onde. Parmanqued'appli ationsdel'optiqueintégréeauxplusgrandeslongueursd'onde,trèspeude développements te hnologiquesont étémenés. Si ertaines te hnologies développéespour les télé ommuni ations optiques pourraient êtreadaptées pourdeslongueurs d'ondesupérieures à 1,6m,leurs performan es n'ont pasétéévaluées dans ette gamme spe trale.

Le butde e travaildethèse estdon d'initierlesdéveloppementste hnologiques permet-tant de disposer dere ombinateurs enoptique intégrée danslagamme [2-20m℄.

Ces développements ont étémenés ave les laboratoires déjà impliqués,l'IMEP, le LETI, leGeeOet leLAOG.J'ai aussitravaillé ave deuxautres laboratoires manipulant des mi ro-te hnologies : le LSP, "Laboratoire de Spe trométrie Physique" de Grenoble et le LPMC, "Laboratoirede Physi o himiede laMatièreCondensée" de Montpellier.

Au ours de e travail, je me suis trouvé à la jon tion de deux dis iplines l'une ayant un fort aspe t d'instrumentation optique et l'autre ayant un oté plus expérimental lié aux mi rote hnologies del'optique intégrée.Il a don fallut asso ierles spé i itéset ontraintes

bande H peuvent être adaptées à la bande K, la sili e étant transparente jusqu'à 2,5m. Les performan es de es te hnologies seront évaluées en bande K (Chapitre 2). Pour pour-suivre l'extension en longueurs d'onde, il est don né essaire de hanger de matériaux et de te hnologies. Le hangement de longueurs d'onde de fon tionnement imposent de revoir le dimensionnement des guides d'onde et des optiques d'inje tion et de olle tion de ux. Le hapitre 3 ouvre es deux aspe ts. A ause de son omportement hromatique, un guide d'onde monomode ne pourra être mis en ÷uvre que sur un domaine de longueurs d'onde limité.Ladéterminationde edomaine doitêtrefaitepardesmesuresetparleurs interpréta-tions (Chapitre 4).Une analysedesdiérenteste hnologies appli ablespourlaréalisation de guides d'ondemonomodespourdeslongueurs d'ondeentre2 et20m (Chapitre 3) apermis d'en identier ertaines qui seront mise en ÷uvre en réalisant des guides et en ee tuant de premières ara térisations (Chapitre 5).

Introdu tion et Contexte

Sommaire

1.1 Introdu tion . . . 2 1.2 L'interférométrie stellaire monomode . . . 2 1.2.1 L'interférométriestellaire . . . 2 1.2.2 Lesinstrumentsinfrarouges . . . 10 1.2.3 L'optique monomodeplanaireappliquéeàl'interférométrie . . . 15 1.3 Les missionsspatiales Darwin/IRSI etTPF . . . 17 1.3.1 Butss ientiqueset prin ipes . . . 17 1.3.2 Lesdésdesmissions . . . 20 1.3.3 Lesgrandesétapeste hnologiques . . . 22 1.3.4 L'optique intégréeetlesmissionsDarwinetTPF . . . 23 1.4 Le guidage monomode . . . 24 1.4.1 Leguideplanasymétriqueàsautd'indi e . . . 24 1.4.2 Leguide analàsautd'indi e . . . 32 1.4.3 Couplage . . . 37 1.4.4 Champ ensortied'unguide ir ulaire . . . 39 1.5 Con lusion . . . 41

1.1 Introdu tion

Dans e hapitre,jevaisprésenterlesélémentsné essairesàla ompréhensionde etravail de thèse. Je ommen erai par présenter l'interférométrie stellaire monomode en infrarouge (partie 1.2) en donnant les prin ipes de base de l'interférométrie stellaire, l'intérêt d'utiliser l'optique monomode et les diérents instruments infrarouge. Puis, je présenterai les buts des missions Darwin/IRSI et TPF en dé rivant l'intérêt d'utiliser l'optique intégrée dans le adre de es déss ientiques et te hnologiques (partie 1.3). Enn, je donnerai les éléments théoriquesdel'optiqueguidéequiserontné essairespour omprendrele omportementmodal des guides d'ondes et pour les dimensionner (partie 1.4). En on lusion, je résumerai les ontraintesimposéesparlaréalisationde omposantsd'optiqueintégréepourl'interférométrie stellaireauxgrandeslongueursd'ondeenm'intéressantplusparti ulièrementaux ontraintes de lamissionDarwin/IRSI.

1.2 L'interférométrie stellaire monomode

1.2.1 L'interférométrie stellaire Le prin ipe

L'idée de l'interférométrie stellaire est de séle tionner deuxparties du front d'ondeissue delasour eétudiée etdelesfaireinterférerpourenmesurerledegré de ohéren e spatial (Figure 1.1). En simpliant, e degré de ohéren e dépend de la stru ture de la sour e S (sa répartition angulaire d'intensité) et de la géométrie de l'interféromètre (l'orientation et la longueur de la base B par rapport à lasour e). En onnaissant ette géométrie, on peut déduire ertaines informationssurla stru turede lasour e.

Pratiquement,une partie du front d'ondeest prélevé par ha un destéles opes (ou sous-pupilles) et ha un de es fronts d'onde est transporté jusqu'à la station de re ombinaison pour les faire interférer. Il existe plusieurs modes de re ombinaison des fais eaux, les deux prin ipaux types étant la re ombinaison multi-axiale (mode de Fizeau) et la re ombinaison o-axiale (pour une des ription et un lassement omplet des modes de re ombinaison, voir Mariotti(1992)).Je nevaism'intéresser i iqu'à lare ombinaison o-axialepuisqu'étantla seule mise en ÷uvre pour e travail. Cette des ription de l'interférométrie est extensible au asd'un interféromètre ave plusde deuxsous-pupilles.

Lare ombinaisondeMi helson omportedeuxvoies desortie,leuxde ha une étant fo- alisésurundéte teur.L'intensitémesuréepour ha unedesvoiesestdonnéeparlesrelations (Figure 1.1): ( I a (z) = I 1 +I 2 +2 p I 1 :I 2 :V:sin(2z=+ a ) I b (z) = I 1 +I 2 2 p I 1 :I 2 :V:sin(2z=+ b ) (1.1)

Telescope

Telescope

Ligne a

retard

Lame recombinatrice

Ia(z)

Ib(z)

Front d’onde

Front d’onde

Modulation

de chemin z

Base B

Source S

Fig. 1.1Des riptions hématiqued'uninterféromètrestellaire.Lefrontd'ondeissudelasour eS étudiée est plan au niveau de l'interféromètre (la distan e interféromètre/sour e est susamment importante par rapport àla dimension delabase). Les deux téles opes (ousous-pupilles) prélèvent ha un une partie du front d'onde in ident. Une ligne àretard permet d'assurer une diéren e de hemin optiquenulle entre lesdeux voies de l'interféromètre quelque soit l'orientation de lasour e. Ces deux frontsd'onde sontre ombinés ommedans uninterféromètre de Mi helsonave une lame re ombinatri e(re ombinaison o-axiale).Lamodulationde heminoptiquezestassuréeparunmiroir mobile.

Ces équations traduisent le phénomène d'interféren e entre les fronts d'onde issus des deuxtéles opeset omportent essentiellement quatretermes quenousallonsdétailler.

Le terme en osinus traduit lesinterféren es entre lesdeuxfronts d'ondequel'on obtient en faisant varier la diéren e de hemin optique z ou diéren e de mar he (ddm) entre les deuxbras.Cesfrangesd'interféren e dépendentdelalongueurd'onded'observationet sont omplémentaires( e quiest traduit par lesigne +et - desdeuxéquations 1.1).

 a

et  b

sont les déphasages introduits par la lame séparatri eselon la voie de re ombi-naison.

V estle ontrasteou visibilitédesfranges d'interféren e. C'estaussilapartie réelledu degréde ohéren espatial.Ce ontrasteV sedé omposeenplusieurstermesselonlarelation:

V inst

est le ontraste dû à l'instrument, V atm

le ontraste dû à l'atmosphère et V sour e

le ontrastelié àlagéométrie delasour e. Ces quantitésnormalisées varient entre0 et 1.

I 1

et I 2

sont les ux provenant des deux voies de l'interféromètre lorsque seule la voie orrespondante estprise en ompte (l'autre voieétant obturée).

−5

0

5

0.0

0.5

1.0

Franges d’interference

difference de chemin z (

µ

m)

Intensite

−20

0

20

0.0

0.5

1.0

Interferogramme

difference de chemin z (

µ

m)

Intensite

Fig. 1.2  Illustration de la formation d'un interférogramme.Pour haque longueur d'onde du spe tre,onobtientdesfrangesd'interféren edepériodediérente(gau he).Lespe tres'étendi ide 2,0 à2,4m.En sommant les ontributions àtoutesles longueursd'onde du spe tre,on obtientun interférogramme(droite).Lafrange entraleestlafrange entréeàladiéren edemar henulle,là oùquelquesoitlalongueurd'ondelesfrontsd'ondeinterfèrenttoujours onstru tivement.

Figure d'interféren e

L'équation pré édente dé rit les franges d'interféren e obtenues lorsque lasour e émet à une unique longueur d'onde. En pratique, l'observation se fait sur un domaine de longueur d'ondequel'on séle tionneave unltre spe tral.Onobtient desfranges d'interféren epour ha unedeslongueursd'onde ontenuedans eltre,l'interférogrammenalétantlasomme desdiérentesfrangesd'interféren e(Figure1.2).Cetinterférogrammeest ara tériséparune longueur de ohéren e l

, 'est-à-dire ladiéren e de mar he sur laquelle on observe des franges d'interféren e : l =  2
 (1.3) ave , longueurd'onde entrale dultre spe tralde largeur
.Onpeut également estimer lenombre de franges N àmi-hauteur dans l'interférogramme par larelation:

N =




(1.4) Le ontrasteV de l'interférogramme peut êtreobtenu simplement à partir de lavaleur mini-male I

min

et maximale I max

del'intensité d'un interférogramme :

V = I max I min I +I (1.5)

Courbe de visibilité

An de relier la distribution spatiale de l'intensité de la sour e étudiée ave la visibilité V quel'ondéduit desinterférogrammes, onutilise lethéorèmedeZernike-van Cittert(Born & Wolf, 1999). Ce théorème permet de relier le degré omplexe de ohéren e spatiale à la distribution angulaire d'intensité de la sour e S() par une relation de transformée de Fourier : = Z +1 1 S()exp  2iB   d (1.6)

ave , longueur d'onde d'observation et B, base de l'interféromètre. La partie réelle de est la visibilité V des franges d'interféren e. En pratique, on mesure rarement la visibilité d'un interférogramme à partir de la relation (1.5) mais en utilisant des outils basés sur la transforméede Fourier (Lawson, 2002,par exemple).

a=10mas

a=20mas

a=30mas

0

100

200

0.0

0.5

1.0

Base B (m)

Visibilite V

Fig. 1.3  Variationde lavisibilité ave la base de l'interféromètre pourune étoile modélisée par un disqued'é lairementuniforme. La visibilité est donnée pour diérents diamètres apparentsa de l'étoileàunelongueurd'ondede2,2m.

Pour déterminer des ara téristiques de la sour e à partir des mesures de visibilité, il fautmodéliserlagéométrie delasour epuis, enutilisantlethéorème deZernike-van Cittert, déterminer ommentvarielavisibilitéave lalongueurdelabaseBenfon tiondesparamètres dumodèle.Lemodèleleplussimple onsisteàmodéliseruneétoileparundisqued'é lairement uniformede diamètre a.La ourbe de visibilitéest alors delaforme :

V sour e (B)=     2J 1 (aB=) aB=     (1.7) ave J 1

, fon tion de Bessel de première espè edu premier ordre. Plusle diamètre de l'étoile est grand et plus la visibilité sera faible pour une base B donnée (Figure 1.3). Ainsi en mesurant lavisibilitédesfrangespour plusieursbasesdel'interféromètre, onpeutdéterminer lediamètre a. La résolution spatiale  d'un interféromètre stellaire est déniepar lepremier zérode ette fon tion devisibilité :

=1;22: 

Pourtenir omptedelastru tureréelledessour es,ilfaut omplexierlemodèleetaugmenter lenombredeparamètre equiné essited'augmenterlenombredepointsdemesure(Lawson, 2002).

An demesurerlavisibilité delasour eV sour e

àpartir delavisibilitémesuréeV,il faut onnaître la visibilité de l'instrument V

inst

et elle de l'atmosphère V atm

. Celle de l'instru-ment peut être onnueen ee tuantdesmesuressurunesour e dont on onnait lagéométrie (un alibrateur omme une étoile de diamètre onnu). La visibilité de l'atmosphère est net-tement plus di ile à onnaître ar elle dépend de la turbulen e atmosphérique qui évolue onstamment au oursdu temps.

Turbulen e atmosphérique

Fig.1.4Exempled'uninterférogrammedéforméparlaturbulen eatmosphérique.Frangesobtenues surl'étoileOrionisenbandeK(2,2m)surl'interféromètreinfrarougeduCERGA"Centred'études etdeRe her hesenGéodynamique etAstrométrie".Extrait deMekarnia&Gay(1990).

La turbulen e atmosphérique (les mouvements de l'atmosphère terrestre) introduit des variationsde phasesurlesfrontsd'ondeissuesdelasour e étudiée.Comme esvariations de phasenesontpasidentiquespour lesfrontsd'ondede ha unedessous-pupillesetqu'ellesne sont pasidentiques, ela va dégrader laforme de l'interférogramme et don lapré ision ave laquelleon vamesurer son ontraste (Figure1.4).

La stru turedel'atmosphèreest omposéede ellulesdeturbulen ededimensiontypique r

0

(paramètre deFried) surlaquelleon peut onsidérer quelefront d'ondesubit uniquement un bas ulement (Roddier, 1981). Cette dimension typique dépend de la longueur d'onde selon larelation: r 0 _ 6=5 (1.9) D'une ellule de turbulen e à l'autre, laphase du front d'onde(ou saforme) varie selon une statistique dé ritepar un modèle de Kolmogorov (Roddier,1981). Deplus, ette stru ture variedansle temps surune é helle del'ordre de10 à 100ms(temps de ohéren e).

dé om- Piston : les deux fronts d'onde, issus de haque téles ope, ont subit un déphasage onstant sur toute leur pupille, e qui provoque un mouvement de la position de la frange entrale del'interférogramme. Cettevariationpeutêtre orrigéeparun"suiveur defrange"quiintroduit,entempsréel,unediéren ede heminoptiquepour ompenser e déphasage.

 Bas ulement : lefront d'onde àl'entrée de haque sous-pupille subit un bas ulement quipeut-être orrigé par unmiroir os illant ("tip-tilt mirror"),

 Flu tuationsde phase:lefrontd'ondeàl'entrée de haquesous-pupilleestdéformé. Cesdéformationsontuneamplitude plusfaibleque ellesintroduites par lepiston etle bas ulement.Ellespeuventêtre orrigées entemps réelparunsystèmed'optique adap-tative omme le système NAOS "Near-infrared Adaptive Opti al System" développé pour les téles opesdu VLT"Very LargeTeles opes" (Roussetet al.,2000).

Lorsquelediamètredessous-pupillesestinférieurà elui dela elluledeturbulen e, seulsles termes de piston et de bas ulement né essitent d'être orrigés. Denombreux interféromètres stellairesintègrentunsuiveurdefrangeset/ouunmiroiros illantpour ompenser esdéfauts Pour éliminer l'inuen e de la turbulen e atmosphérique, une autre solution onsiste à pla er les instruments au-dessus de l'atmosphère terrestre, dans l'espa e. Cependant, même dans l'espa e,les stru tures mé aniques sedéforment à ause desvariations de température (parexemple, duesau y le jour/nuitpour un instrument en orbite terrestre). Ces déforma-tionsae tentlaformedesfrontsd'onde.L'amplitudeetlavitessedevariationde etteforme sont plus faibles que pour des instrumentsau sol mais doivent être orrigés pour augmenter lapré ision de mesurede lavisibilitédesinterférogrammes.

La turbulen eatmosphérique pour lesinstrumentsau solou elled'origine instrumentale pour les instruments spatiaux est la plus destru tive quant à la pré ision de mesure de la visibilitédesinterférogrammes.L'optique guidéeestuneautresolution pourréduire leseets de laturbulen esurla formedesinterférogrammes.

Interférométrie monomode

Lepremierintérêtd'utiliserl'optiquemonomodeestleltragemodal.Pourquelesdeux fronts qui interférent soient plans ou qu'ils aient la même forme, l'idée onsiste à ltrer es fronts d'onde pour n'en onserver qu'un seul mode. L'idée original en revient à Froehly (1982)quiadis utédelare ombinaisonderéseauxinterférométriques. Pours'assurerqueles deuxfrontsd'ondeaient rigoureusement lamême forme, e ltrage doitêtreee tuéaprèsla re ombinaison.Celtragesefaitauprixd'unepertedeuxpuisquel'énergiene orrespondant pasau modeest éliminée.

Le deuxième avantaged'utiliser l'optiquemonomodeest la alibration photométrique La forme de l'interférogramme estae tée par les variations des uxI

1 et I

2

sous-Sorties

photométrique I1

photométrique I2

Entrées

_{recombinaison}

interférométrique Ia

interférométrique Ib

Fig.1.5Prin ipedela alibrationphotométrique.Lesux(I 1

etI 2

)issusdesdeuxtéles opessont mesurésavantlare ombinaison.

temps quel'a quisition de l'interférogramme et à le orrigerdes variations photométriques : I a = I a I 1 I 2 2 p I 1 :I 2 =V: os(2z=) (1.10)

Le prin ipes'applique pour ladeuxième sortieinterférométrique I b

.Là aussi ette orre tion sefaitau prix d'unepertede uxdansles voies photométriques.

En fait,la alibrationphotométriquen'est possible àfairequelorsquel'on estmonomode (Perrin, 1997). Si les fronts d'onde étaient multimodes, ilfaudrait être apable de mesurer le ÷ ient en intensité de ha un de es modes. Si le ltrage modal seul diminue les eets de laturbulen e, ilfaut in lureune alibrationphotométrique. Eneet,les défauts dephase sur une sous-pupille sont traduits en variation d'amplitude et don en variation d'intensité transmise. La orre tion de esvariations d'intensité estlaraison prin ipale dela alibration photométrique. L'optique monomode permet don de orriger les défauts de phase sur les sous-pupilles maisne permet pasde orriger le terme de piston (déphasage diérentiel entre les deuxpupilles).

Diérentes expérien es,en parti ulier elleave l'instrument FLUORFiber Linked Unit for Opti al Re ombination (Coudé du Foresto & Ridgway, 1992), ont montré que les pertes de ux par ltrage et par alibration photométrique sont largement ompensées par l'augmentation de la pré ision de mesure sur les visibilités. Shaklan (1988) et Shaklan & Roddier (1988) ont étudié l'utilisation de bres optiques monomodes dans le adre de l'interférométrieàlonguebase.L'analysedétailléedeleurutilisationpour etyped'instrument amontréqu'il n'yavaitpasd'impossibilitéte hnologiqueau transportdesfais eauxet àleur re ombinaisonpar ette méthode.

L'interférométriehétérodyne

Le prin ipedeladéte tionhétérodyneestdefairebattrelesignalàdéte terdefréquen e 



ave unsignaldefréquen e 0

onnue(Figure1.6).Lesdeuxsignauxsontensuitemélangés dans unsystème ayant une réponse non-linéaire e qui vaproduire des signaux à diérentes fréquen es omme  0   ,  0 +  , 2: 0 ,  

, ::: les signaux de fréquen e  0   et  0 +  étant proportionnels au signal à déte ter. En hoisissant orre tement la fréquen e 

0 de l'os illateurlo al,onpeutobtenirunsignaldefréquen eplusfa ileàdéte ter.Cettedéte tion

Telescope

Telescope

Correlateur

Oscillateur local

superposition

Lame de

melangeur

ν∗

ν∗

ν0

ν0

Amplificateur

|ν0−ν∗|

|ν0−ν∗|

Ligne a retard

Fig. 1.6Prin ipedel'interférométriehétérodyne.Voirletextepourunedes ription.

ave des te hniques de modulation de hemin et de re ombinaison utilisé ouramment en radio-interférométrie (ampli ateur et orrélateur).

Il est intéressant de noter que ette méthode est une forme de ltrage modal (King-ston, 1979; Monnier, 1999). Le front d'onde du signalstellaire, déformé par laturbulen e atmosphérique, est superposéau front d'onde planissu de l'os illateur lo al (en général une sour elaser).Seules lespartiesdufrontd'ondestellairequisontenphaseave lefrontd'onde de l'os illateur lo alsont déte tées.

La onversiondefréquen eetleltrage modalsontlesdeuxavantagesdel'interférométrie hétérodyne.Son in onvénient estsonmanque desensibilité equi enlimitel'utilisation àdes sour es brillantes. Si la largeur spe trale utilisée est grande et que l'interféromètre a deux téles opes, l'interférométrie dire te (dé rite au début de e hapitre) est plus avantageuse (Townes, 1999). En multipliant le nombre de téles opes, on multipie le nombre de sorties danslare ombinaisonet leuxdoit êtredivisé entre esdiérentessorties e quidiminue le rapportsignalàbruitdesmesures.L'interférométriehétérodynedevientalorsplusintéressante aril estpossible d'utiliser desampli ateurs après ladéte tionhétérodyne.

L'interférométrie hétérodyne a été mise en ÷uvre, à 10m de longueur d'onde, pour la première fois par Townes en 1974 sur le téles ope solaire du Kitt Peak National Observa-tory (Johnson et al., 1974). L'expérien e a étésuivie, en 1978, ave l'instrument Soir d'été (Synthese d'Ouverture en Infra Rouge ave DEux TEles opes) (Assus et al., 1979). L'in-terféromètre ISI Infrared Spatial Interferometer est le seul interféromètre a tuellement en

1.2.2 Les instruments infrarouges Intérêts astrophysiques

L'interférométriestellaires'intéresseàl'étudedelastru turedesétoilesetdeleur environ-nement pro he(disque depoussière,enveloppede gaz, ompagnonsen orbite).Leslongueurs d'onde du visible et de l'infrarouge permettent d'a éder à es diérentes stru tures. La lu-mière du spe tre visible orrespond à l'émission propre de l'étoile et à sa rée tion sur les poussières et les gaz autour de l'étoile. La lumière du spe tre infrarouge (au-delà de 3m) est émise par es poussières et es gaz, qui sont à une température plus faible que elle de l'étoile. Leslongueurs d'onde du visible donnent don a ès à la stru ture de l'étoile et à la surfa edesdisquesdepoussièretandis queleslongueursd'ondedel'infrarougedonnent a ès à l'intérieur desstru turesautour desétoiles.

Transmission de l'atmosphère

L'atmosphère terrestre ne transmet pas toutes les longueurs d'onde du spe tre. Cette transmission est ara térisée par desbandes de transmission en dehors desquelles la lumière est omplètement absorbée(Figure1.7).Cesdiérentesbandesdetransmissionsontdésignées ave des lettres (Tableau 1.1). Cette absorption est due en grande partie à la présen e de vapeur d'eau dans l'atmosphère. A ertaines longueurs d'onde, l'absorption dûe à la vapeur d'eau varie d'un site à l'autre et dansle temps. C'est ette variationdans letemps quirend lesmesuresdi iles,parexemplepour labande[3,0-3,45m℄etpourlabandeM.C'estaussi pour ette raison que l'on utilise desltres spe traux pour isoler des bandes danslesquelles latransmission de l'atmosphère est stable. Ces ltres sont généralement dénommés ave des primes (bandesK

0 , L

0 ,::: ).

En général, une observation interférométrique est faite sur l'ensemble d'une bande spe -trale. La largeur des bandes spe trales représente un bon ompromis entre une longueur de ohéren e susante pour déte ter des franges d'interféren e et un ux de photons susant par rapportà lasensibilitédessystèmes dedéte tion.

Ondistinguegénéralement troisdomainesdelongueursd'onde.Cettedistin tionestliéeà latransmissionde l'atmosphèreainsiqu'aux ontraintes instrumentalesquenousdétaillerons danslapartie suivante :

 Domainevisible: 0,4 - 0,78m

 Domainede l'infrarougepro he : 0,78- 2,5m  Domainede l'infrarougethermique :2,5 - 25m

Les limites et les désignations de es bandes spe trales dépendent des domaines de la phy-sique on ernés. Par exemple en spe tros opie, on désigne la bande [1-5m℄ sous le terme de l'infrarouge moyen et les longueurs d'onde supérieures à 5m par elui de l'infrarouge lointain.

L'INTERFÉR OMÉTRIE STELLAIRE MONOMODE 11

H

J

K

L

Q

1

1.5

2.0

2.5

3.0

3.5

4.0

4.5

5.0

6.0

7.0

8.0

9.0

10

11

12

13

14

15

20

Infrarouge proche

_{Infrarouge thermique}

M

longueur d’onde (micrometres)

N

Transmission

Fig. 1.7Transmissiondel'atmosphèreenfon tiondelalongueurd'onde.

Tab. 1.1Cara téristiquesdesbandesdetransmissiondel'atmosphère. Bande Limites(m)  entrale (m) Largeur (m)

I 0,78- 1,02 0,90 0,24 J 1,10- 1,4 1,25 0,30 H 1,43- 1,77 1,64 0,35 K 2,0- 2,4 2,20 0,40 K' 2,0- 2,3 2,15 0,30 L' 3,45- 4,15 3,80 0,70 M 4,50- 4,90 4,70 0,40 N 9,0- 13,0 10,2 4 Q 16,0- 21,0 18,5 5

Les ontraintesinstrumentales

Comme on l'avuplus haut,diminuer lalongueur d'onde demesure permet, àbasexée, d'augmenterlarésolution angulairedel'interféromètre.Mais elaaugmente également la pré- isionave laquelleilfaut ontrlerlagéométrie del'ensemble,enparti ulier surladiéren e de mar he et surla qualitédesfronts d'ondede l'interféromètre.

Lediamètredes ellulesdelaturbulen eatmosphériqueaugmenteave lalongueurd'onde, equipermetd'augmenterlediamètredessous-pupillesetdon leux olle té, equiaméliore leRapportSignal àBruit desmesures.

En interférométrie stellaire, e qui distingue essentiellement le domaine de l'infrarouge pro hede eluidel'infrarougethermiqueestliéauxlimitesdedéte tion.Eninfrarougepro he, lesmesures sont limitéespar lebruit dephotons, 'est-à-direlavariation aléatoire,selon une statistique de Poisson, du nombre de photons émis par une sour e (Lena, 1996). Aux lon-gueurs d'onde de l'infrarouge thermique, 'est l'émission du fond thermiquequi devient limitante. L'atmosphère et l'instrument se omportent omme des orps noirs, à une tempé-raturedel'ordre de300Kquirayonneselon laloide Plan k.Cequilimite véritablement les mesures n'est pas ette émission en elle-même mais les variations de ette émission dans le temps. En eet, es variations dansle temps doivent être prises en ompte pour alibrer les mesures.

Ces diérentes onsidérations expliquent qu'un bon ompromis onsiste à travailler en infrarougepro he pour limiterles eetsde laturbulen e tout enayant une bonne résolution angulaire sans être limité par les eets des variations de l'émission du fond thermique. Le tableau 1.2regroupe les diérentsinterféromètres et leurs instrumentsfon tionnant en infra-rouge.Detrèsnombreuxinstrumentsfon tionnentdanslesbandesJ,H etK

0

del'infrarouge pro he.

Cependant,le regaind'intérêt pour l'étudedesenvironnements pro hesd'étoile et l'amé-lioration des te hnologies d'instrumentation fait que de nombreux interférométres sont en développement pour l'infrarougethermique. Parmi es améliorationste hnologiques, itons:  Augmentationdudiamètredessous-pupilles:leste hnologiesdefabri ationdesmiroirs

ont évoluées et permettent deréaliserdes miroirsde diamètrejusqu'à8 mètres,

 Ajout de systèmes de orre tion des eets de la turbulen e atmosphérique (miroirs os illants,ltrage modal,::: ),

 Augmentation de lasensibilitédesdéte teurs,

 Installation des interféromètres dans des sites adaptés ave une absorption dûe à la vapeur d'eaufaible et ave une turbulen eréduite,

 Meilleure maîtriseet modélisation desinterféromètres.

Les instruments utilisantl'optique monomode

Ridg-L'INTERFÉR

OMÉTRIE

STELLAIRE

MONOMODE

13

Interféromètre Instrument Longueursd'onde/bande Etat Référen e

GI2T(FR) [0,4-0,8m℄et>1,2m enfon tionnement (Mourardetal.,2000)

COAST(UK) [1-2,4m℄ enfon tionnement (Laneetal.,2000)

PTI(USA) H,K enfon tionnement (Laneetal.,2000)

IOTA(USA) J,H,K enfon tionnement (Traub,1998)

IONIC(FR) H,K premièresfranges ennov.2000 (Bergeretal.,2001a)

FLUOR(FR) K 1992-2002 (CoudeDuForestoetal.,1998)

TISIS(FR) L' depuis1999 (Mennessonetal.,1999)

CHARA(USA) H,K enfon tionnement (M Alister,1999)

FLUOR(FR) K premièresfranges enaoût2002

Ke kInterferometer J,H,K,L,M,N enfon tionnement (Colavita&Wizinowi h,2000)

(USA) Imageriemulti-voie [1,5-5m℄ en ours d'installation (Colavita&Wizinowi h,2000)

Frangenoire N enprojet (Koresko,2002)

LBT(USA) [0,4-400m℄ en ours d'installation (Hill&Salinari,2002)

LINC(re ombinateurzeau) [1-2,4m℄ en ours deréalisation (Herbstetal.,2000)

BLINC(frangenoire) N en ours deréalisation (Hinzetal.,2000)

VLTI(Europe) J,H,K,L,M,N enfon tionnement (Glindemannetal.,2000)

AMBER J,H,K en ours deréalisation (Petrovetal.,2000)

VINCI K premièresfranges enmars2001 (Kervellaetal.,2002)

PRIMA K,L,M enprojet (Daigne,2002)

MIDI N(Qenoption) premièresfranges endé .2002 (Leinertetal.,2002)

APRès-MIDI N,Q enprojet (Lopezetal.,2002)

GENIE L,Met/ouN enprojet (ESA/ESO,2002)

Soird'été(FR) Hétérodynage N(largebande) arrété (Assusetal.,1979)

Interf.dire te N arrété (Mekarnia&Gay,1990)

ISI(USA) Hétérodynage N(bandeétroite) depuis1990 (Haleetal.,2000)

OHANA(Int.) Imagerie J,H,K(L,Menoption) en ours deréalisation (Perrinetal.,2000)

ALIRA(Eur/Int.?) Imagerie [4-40m℄ enprojet (CoudéDuForestoetal.,2002)

Darwin/IRSI(Eur) Frangenoire [6-18m℄ en ours d'étude (Legeretal.,1996)

ext.possibleà[4-20m℄

Imagerie [6-18m℄ en ours d'étude (Volonte,2000)

astrophysiques.Il aétédéveloppéà l'observatoire deKittPeak(Arizona,USA).Une se onde génération de et instrument (Coudé du Foresto, 1994; Perrin, 1996) a été utilisée de façonroutinièrejusqu'en2002surIOTA(Traub,1998)pourdesobservationsastrophysiques en bande K' [2-2,3m℄. L'instrument FLUOR est maintenant installé sur l'interféromètre CHARA Center for High Angular Resolution Astronomy, onstitué de 6 téles opes sur le Mont Wilson en Californie. L'instrument VINCI VLT INterferometer Commissioning Ins-trument, très pro hedans son on ept de FLUOR, apermis d'obtenirles premières franges d'interféren e surle VLTIVery Large Teles ope Interferometer. L'expérien eTISIS Ther-mal Infrared Stellar Interferometri Setup a permis de faire des mesures interférométriques enbandeL'[3,4-4,1m℄ave unre ombinateuràbasedebresoptiquesenverreuoré (Men-nessonetal.,1999;Chagnon etal.,2002).Cesinstrumentstravaillent ave deuxtéles opes et utilisent les bres optiques pour faire du ltrage modal et pour la re ombinaisondes fais- eaux. Certains interféromètres utilisent des bres optiques pour réaliser un ltrage modal omme 'est le as pour PTI, Palomar Testbed Interferometer (Colavita et al., 1999) et pour AMBER, Astronomi al Multi BEam ombineR (Petrov et al., 2000). On peut éga-lement noter les expérien es de l'IRCOM qui bien que travaillant aux longueurs d'onde du visible utilisent des bres optiques pour assurer les multiples fon tions d'un interféromètre (Husset al.,2001).

Le re ombinateur MIDIMID-infraredInterferometri instrument du VLTI"Very Large Teles opes Interferometer" est en ours de test entre 8 et 12m et a in lus un ltrage par trou. L'instrument a été onçu pour pouvoir rempla er le ltrage par trou par un ltrage modal (guide d'onde ou bre optique) (Leinert et al., 2002). Un possible su esseur à et instrument estAPrèS-MIDI APerture Synthesiswith MIDI et pourraitutiliser del'optique guidée pour assurerun ltrage spatial maisaussidesfon tionsde re ombinaison.

Des projets ont l'ambition de réer des réseaux de téles opes pour faire de l'imagerie interférométrique. L'ambition d'OHANA Opti al Hawaiian Array for Nanoradian Astrono-my est de re ombiner les grandstéles opesde l'observatoire du Mauna Kea an de proter de grandes pupilles (d'au moins 3 mètres de diamètre) et de bases qui peuvent atteindrent 800 mètres. Les bres optiques sont alors utilisées non seulement pour transporter les fais- eaux du foyer des téles opes jusqu'à l'unité de re ombinaison; mais aussi pour assurer les fon tions de ltrage et de re ombinaison. Deson oté, leprojetALIRAAta ama Large In-fraRed Array onsiste à faire de l'interférométrie aux longueurs d'onde sub-millimétriques [4-40m℄,fenêtretrèspeuutiliséeeninterférométrie.L'idéeestd'installerl'interféromètresur lemême site que elui d'ALMA Ata ama LargeMillimeter Array qui estun interféromètre millimétrique(Coudé DuForesto etal.,2002).ALIRAestendébutd'étudeet projettede réutiliser les te hniques développées pour le re ombinateur infrarouge MIDI,les lignes à re-tardduVLTIetlestéles opesd'ALMA.Ilestégalementenvisagéd'utiliserdesbresoptiques pourtransporter desfais eaux et assurerdesfon tionsde re ombinaison.

Finder quenousdétaillerons plus loin(partie 1.3).

A la suite des développements de FLUOR, une autre voie a été initiée par le LAOG en ollaboration ave l'IMEP (le LEMO à l'époque) et le LETI(Kern & Malbet, 1997). Ces deux derniers instituts onçoivent et réalisent des omposants d'optique planaire ave diérentes te hnologies. Ces solutions permettent, en plus du ltrage spatial, de re ombiner unnombre de téles opessupérieursàdeuxave lapossibilitéd'utiliserde nouvellesfon tions optiques.A partir de 1996,plusieurs ampagnesde mesures en laboratoireont permisde a-ra tériserenprofondeur des omposants(Bergeretal.,1999;Haguenaueret al.,2000)et les premières franges ave e type de re ombinateur ont été obtenues en novembre 2000 sur l'interféromètre IOTA ave l'instrument IONIC "Integrated Opti s Near-infrared Interfero-metri Camera"(Berger et al.,2001b). Ces premièresfrangesont étéobtenuesen bande H [1,43-1,78m℄ave desre ombinateursàdeuxvoies.Ennovembre2001,lespremièresfranges ont été obtenues ave un re ombinateur à trois entrées (Berger et al., 2002). L'utilisation de l'optiqueintégrée estdétaillée danslesparties suivantes.

1.2.3 L'optique monomode planaire appliquée à l'interférométrie

1

2

3

4

5

6

7

8

9

Fig. 1.8Fon tionsélémentairesdel'optiqueintégrée:1:guidedroit;2: ourbeenS;3: Croise-ment;4:Jon tionY;5:InterféromètredeMa h-Zehnder;6:Transitionadiabatique;7: Interféro-mètredeFizeau;8:RéseaudeBraggdepas0;5m;9:Coupleurdire tionnel.ExtraitdeNaninni (2002).

L'optique intégrée, omme labre optique, utiliseleprin ipede rée tiontotaleà l'inter-fa ededeuxmilieuxpour propagerunfais eauoptiquesanspertessigni atives. Sil'optique intégrée ne permet pas de transporter un fais eau sur des distan es supérieures à quelques entimètres, elle permet de réaliser des fon tions optiques évoluées variées (Figure 1.8). La réalisationde esfon tionsfaitlargement appelauxte hnologies utiliséesdansledomaine de la mi roéle tronique et dans elui des ou hes min es optiques (Broquin, 2001; Ollier & Mottier,2000).

Les deux ara téristiques qui motivent l'utilisation de l'optique intégrée pour l'interfé-rométrie stellaire sont la apa ité de ltrage spatial des fais eaux optiques et la possibilité d'utiliser plusieurs fon tions optiques pour re ombiner les fais eaux (Figure 1.9). Je renvoie lele teurvers les travauxdeBerger (1998)et de Haguenauer (2001) qui ont faitun très large tourd'horizon desfon tionsutilisablespour lare ombinaison stellaire.

−0.5

0

0.5

1

1.5

2

2.5

3

3.5

4

x 10

4

−1000

−500

0

500

1000

1500

2000

2500

3000

(µm)

(µm)

1

3

2

P3

P1

P2

I12

I21

Région A

guide courbe 4

guide courbe 1

Région B

guide droit 6

Fig. 1.9  Exemple de re ombinateuràtrois entrées en te hnologiesili e sur sili ium utilisantles fon tionsdel'optiqueintégréedé ritessurlagure1.8. Extrait de Haguenauer(2001).

pro he infrarouge arsesont à eslongueurs d'ondeque lesbres optiques,né essaires pour transporterlesfais eaux,ontdespertesdepropagationminimums. Lesre ombinateurs réali-sésenoptiqueintégréepourl'interférométriestellaireutilisentdon labandeH [1,48-1,77m℄ quiest entrée surune bandede transmission[1,55m℄utiliséedansles télé ommuni ations. Cependant, omme nousl'avonsvuaudébutde e hapitre,lesastrophysi iensontbesoin de disposerd'instrumentsfon tionnant dansdiversesgammes de longueurs d'onde. Le dévelop-pement de omposants pour les longueurs d'onde inférieures à 1,5m onsiste à adapter les paramètres des te hnologies existantes (Naninni, 2002). Pour ouvrir les longueurs d'onde supérieures,il faut hangerde te hnologies arla sili e,utiliséejusqu'à présent, ne transmet pasau-delà de 2,5m.

Uneétudebibliographiquemontrerapidementquel'optiqueguidéeesttrèspeudéveloppée aux longueursd'onde de l'infrarougethermique par manque d'appli ations. An de faire un tourd'horizon deste hnologies développées et desappli ations, il estintéressant deregarder equiestdéveloppéenmatièred'optiqueintégrée maisaussidebresoptiques.L'appli ation prin ipale on erneletransportdefais eauxlaserCO ouCO

2

depuissan esurdesdistan es ourtes, de l'ordre du mètre. Ces fais eaux sont utilisés pour l'usinage laser(Saad & Har-rington, 1999) et les appli ations de hirurgie (Katzir & Harrington, 1999). Un autre domaine d'appli ation on erne l'imagerie infrarouge et la thermographie sans onta t (me-suredetempérature),lesbresserventsoitàtransporterlalumièrepouré lairerlas ène,soit à transporter leuxlumineux jusqu'au déte teur(Sanghera et al.,2000). Ces appli ations utilisent essentiellement des bres fortement multimodes sans mettre en ÷uvre de fon tions optiquesévoluées.Ilyaundébutd'intérêtpourlaréalisationdesystèmesdedéte tionde pol-luants dansdes gaz par mesures spe tros opiquesen infrarouge moyen, essentiellement dans

(Fallahi et al.,1999). Le développement en est ependant à es débuts. L'ensemble de es développementste hnologiquesestdon di ilement utilisablepournotreappli ationetilva êtrené essaired'unepartdedimensionnerlesguidesd'ondeen fon tiondunouveaudomaine de longueur d'onde, et d'autre part d'identier des te hnologies permettant la réalisation de omposants transmettant à eslongueursd'onde.

1.3 Les missions spatiales Darwin/IRSI et TPF

Fig. 1.10Gau he : Vued'artistede lamission DARWIN telleque onçu parAl atelSpa e.On distingue les 6téles opes, lastation de re ombinaison au entre et lastation de pilotage. Droite : Spe tresenémissionduSoleilet desprin ipalesplanètes denotresystèmesolaire(enhaut).Spe tre simulé de laplanète Terre tel qu'ilserait obtenu ave lamission Darwindepuis une distan e de 30 années lumières (en bas). Les trois raies en absorption sont ara téristiquesde l'a tivité biologique terrestre.

1.3.1 Buts s ientiques et prin ipes Les buts

Le but s ientique des missions Darwin/IRSI InfraRed Spa e Interferometer et TPF Terrestrial Planet Finder est de déte ter des planètes de type tellurique en orbite autour