Imagerie Directe en Interférométrie Stellaire Optique:<br />Capacités d'Imagerie d'un Hypertélescope <br />& Densifieur de Pupille Fibré.

HAL Id: tel-00140049

https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00140049

Submitted on 4 Apr 2007

HAL is a multi-disciplinary open access

archive for the deposit and dissemination of

sci-entific research documents, whether they are

pub-lished or not. The documents may come from

teaching and research institutions in France or

abroad, or from public or private research centers.

L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est

destinée au dépôt et à la diffusion de documents

scientifiques de niveau recherche, publiés ou non,

émanant des établissements d’enseignement et de

recherche français ou étrangers, des laboratoires

publics ou privés.

Imagerie Directe en Interférométrie Stellaire

Optique:Capacités d’Imagerie d’un Hypertélescope &

Densifieur de Pupille Fibré.

Fabien Patru

To cite this version:

Fabien Patru. Imagerie Directe en Interférométrie Stellaire Optique:Capacités d’Imagerie d’un

Hyper-télescope & Densifieur de Pupille Fibré.. Astrophysique [astro-ph]. Université Nice Sophia Antipolis,

2007. Français. �tel-00140049�

E ole Do torale S ien esFondamentales etAppliquees

THESE

de Do toratenS ien es de l'Univers

soutenuepar

Fabien PATRU

Imagerie Dire te en Interferometrie Stellaire Optique

Capa ites d'Imagerie des Hyperteles opes

&

Densieur de Pupille Fibre

Thesedirigeepar DenisMOURARD soutenuele 9Fevrier2007

Jury :

M. Jean-PhilippeBERGER Laboratoired'Astrophysique deGrenoble Examinateur M. LaurentDELAGE UniversitedeLimoges Rapporteur

M. RodolpheKRAWCZYK Al atelAleniaSpa e Examinateur

M. AntoineLABEYRIE Observatoire delaC^ote d'Azur Examinateur

M. DenisMOURARD Observatoire delaC^ote d'Azur Dire teur

M. GuyPERRIN Observatoire deParis Rapporteur

M. JeanSURDEJ UniversitedeLiege Examinateur

M. Farrokh VAKILI UniversitedeNi e-Sophia Antipolis President

Vousvoulezdu soleil?Trouvez-ledansle oeur. Celui-la onserve lemondeparlalumiere, elui- i l'animalparsa haleur.

Et e soleilne onna^t-ilpas

lavi issitude quotidiennede lanuitetdu jour dansl'alternan edu sommeiletde laveille? Peut-^etre luimanque-t-illesquatre saisons?

GiovanniCiampoli,"Del orpohumano",1676 itepar PieroCamporesi, "L'oÆ inedessens",1989

Mer i a tous, vous, mes ollegues, mesparents et pro hes, mes amis,tous eux quim'a ompagnent. Plus qu'une etape, la these a mes yeux a ete un heminement, une e ole de vie. Mon dire teur de these, Denis Mourard, y est pour quelque hose. Plus qu'un pere s ientique, il m'a fait prendre ons ien e des attentesdumondeprofessionneletdelare her he.Unsavoir,des ompeten es ertes,maisaussietsurtout une attitude, une attention aux gens, aux e hean eset au temps quile. Ne pas se disperser, se fo aliser, interferer de maniere onstru tive, et s'imposer une n. Car apres tout la n marque un debut, 'est une porte ouverte a lasuite, auxautres suites.

La uriosite pour l'interferometrie, je la doisa Yves Rabbia,a ses ours detonnants et passionnants : une de ouverte inopinee du monde de Fourier et ses frequen es, de la lumiere et ses interferen es. Il s'en est suivi une mise en pratique au plateau de Calern, des nuits d'observation passees ave Denis, Jean-LouisChevassut, DominiqueAlbanese,a tenter d'a ro her "les franges d'etoiles".Je pensea Bernadette Nas himben,a Frederi Morandet tous les gens de Calern, a l'ambian e haleureuse desrepas du midiet dusoir.

S'ensuit lathese,oujemeplongesurune urieuseidee d'AntoineLabeyrie,"leshyperteles opes".Celui quialepluse lairemalanternesur esujetobs ure, 'estOlivierLardiere,ave quij'aieudelongues dis us-sionspassionnanteset ompliqueespour bien omprendre lessubtilitesetl'ingeniositede"ladensi ation". C^oteastrophysique, e sont Daniel Bonneau,Philippe Stee, Olivier Chesneau et d'autres qui m'ontaide a mieux erner lesetoiles.

Apresquelques simulations,pla e al'experimentation.Unnouveau ban d'imagerievoyaitle jour; jel'ai baptiseSirius.Puisilagrandit,pasa pas,gr^a eaun longtravaild'equipe.Mon premierbin^omeaeteAlain Spang,ave quij'aialignelespremiersjalons,gr^a easonpragmatismealalou hede on ertantd'eÆ a ite. Lapartieinformatique,oulenerfoptiquedelamanip,revientaJean-Mi helClausse.L'atelierme aniquede XavierMartin etsonequipe onttoujoursrepondu present pourtouteslesbri olessurle qui-vive.Je n'oublie paslapremiereimage defranges,un soir; ayest,  amar he...!

Puis Sirius s'est dote de bres, ses tuyaux de lumierea la fois tres pratiques et deli ats a s'en servir. Heureusement,lesLimougeotsetaientla,LaurentDelageetFran oisReynaud, quinous ontdonnetousles tuyaux pour que lalumiere passesanssurprise. Tres pragmatiques,rigoureuxet sympas,ils nousont donne labre!La on eptionopto-me aniquedu"densieur"a onvergeapresmaintesetmaintesiterationsave Denis, Daniel, Stephane Lagarde, Yves Bresson, Pierre Antonelli et d'autres. Les plans me aniques ont ete dessines par Alain Roussel,Yves Hugues et Sandra Bosio,qui ont donne orps et apparen e a Sirius. Laurentaura depensebeau oupd'energie pournous oriren toutneuf "kitsbres".Mi haelDubreuil s'est ensuite hargede tousles pre-reglages, une min eaaire de pres d'un andetravail. Puisils'est o upe de l'assemblagedunouveaune,toujoursave joieetbonnehumeur,malgrelapressionden dethese.Et 'est ave Mi haeletDenisque j'aieu le plaisirdevoirappara^trelapremiereimagedensiee.

Jen'oubliepasnonpluslesnombreuxstagiairesquiont ha unapporteleurpierre:StevenAime,Ludovi Laplaud,NadegeMartouret, ArnaudTherond,JonathanVigneron,Fabri e Thomas,SebastienReithingeret OlivierMatthieu. Je salueenn tousles gens de l'Observatoire pourleur sympathie,et pour n'en iterque deux, Ni olas Nardetto et JordyFonte aba, mes ompagnons de voyage, ave qui j'ai partage mesheures passeesdevantl'ordinateur.

I Panorama sur l'imagerie du iel 23

1 L'imagerie ahaute resolutionangulaire(HRA) en astrophysique 25

1.1 Les iblesastrophysiquesen imagerieHRA . . . 25

1.1.1 Lesetoilesmultiples . . . 25

1.1.2 Lessurfa esstellaires . . . 25

1.1.3 Lesenvironnements ir um-stellaires. . . 28

1.1.4 Lesplanetesextra-solaires . . . 30

1.1.5 LesNoyauxA tifs deGalaxie . . . 31

1.2 L'evolutiondeste hniques enHRA . . . 32

1.2.1 Legain enresolution desteles opes mono-pupilles . . . 33

1.2.2 Lepotentiel d'imageriedesinterferometres optiques . . . 33

1.2.3 Lesinstruments fo auxen interferometrie . . . 37

1.3 Lesnouveauxdesde laHRA . . . 40

1.3.1 Spe i ations te hniquesvs obje tifsastrophysiques . . . 40

1.3.2 Delasynthesed'ouverturea l'imageriedire te . . . 42

2 L'Imagerie Dire te(ID) en interferometriestellaireoptique 45 2.1 La re ombinaisoninterferometriquedesfais eaux enID. . . 45

2.1.1 Notionsd'imagerie . . . 45

2.1.2 S hemasoptiques. . . 46

2.1.3 Proprietes delaFEP . . . 47

2.1.4 Relation Objet-Image . . . 48

2.1.5 Enresume. . . 49

2.2 Lesaxesde re her he abordes danslathese . . . 50

2.2.1 Etudedes performan es en imageried'un hyperteles ope . . . 50

2.2.2 Etudeinstrumentale d'undensieurde pupillea bresoptiques monomodes. . . 51

II Appro he numeriquede l'Imagerie Dire te 53 3 Simulationet analyse d'une imagedire te 55 3.1 Outilsdesimulations . . . 55

3.1.1 Parametres d'entree . . . 55

3.1.2 Cal uldel'image . . . 57

3.2 Outilsd'analyse . . . 58

4 Proprietes d'imageried'unhyperteles ope 61 4.1 Limitationsdu hamp devued'un interferometrea pupillediluee . . . 61

4.1.1 Des riptionde laFEP . . . 61

4.1.2 Le hamp propre (CLF) . . . 61

4.1.5 Le hamp d'information (IF)ou la ompletude duplan(u,v) . . . 63

4.1.6 Comparaisonentre les notionsde hampde vue . . . 65

4.1.7 Arti le :Dire t imagingwithhighly dilutedapertures.I. Field ofviewlimitations . . 65

4.2 Cara terisationde laFEPd'un hyperteles ope. . . 81

4.2.1 Criteres d'imagerie . . . 81

4.2.2 Appli ationadesreseaux a8teles opes. . . 82

4.2.3 Appli ationadegrands reseauxde teles opes . . . 85

4.3 In uen e desparametres d'imageried'unhyperteles ope . . . 87

4.3.1 In uen e de lageometriedureseau . . . 87

4.3.2 In uen e dunombred'ouvertures . . . 88

4.3.3 In uen e duniveau dedensi ation . . . 94

4.4 Eets hromatiques . . . 96

5 Appli ationde l'ImagerieDire tesur des objets astrophysiques 99 5.1 Casd'un systemestellaire multiple . . . 99

5.2 Etudedes stru turesdessurfa esstellaires . . . 104

5.2.1 Comparaisonentre les methodes d'imageriedes surfa esstellaires . . . 104

5.2.2 Performan es requisepour l'ImagerieDire te . . . 106

5.3 Restitutiondesparametres astrophysiques . . . 114

5.3.1 Lesbiaisd'imagerie . . . 114

5.3.2 Lesmethodes de orre tion . . . 115

5.3.3 Leste hniques dede onvolution . . . 116

6 Spe i ationsrequises pour un hyperteles ope 117 6.1 Dimensionnementdu reseau . . . 117

6.1.1 Considerationssurlageometriedu reseau . . . 117

6.1.2 Considerationssurle nombre deteles opes . . . 118

6.1.3 Considerationssurle diametredesteles opes . . . 118

6.2 Dimensionnementdu re ombinateur . . . 119

6.2.1 Quelmodede densi ation? . . . 119

6.2.2 Une densi ationvariable. . . 119

6.2.3 Lepoint dur :le ophasage. . . 119

6.3 Quelhyperteles opepour quel objet? . . . 120

6.4 Lesproto oles d'observation . . . 121

6.4.1 Appli ationalasuper-synthese. . . 121

6.4.2 Appli ationaumosa ing . . . 122

6.5 Lesinstrumentsde s ien e . . . 122

6.5.1 Appli ational'imageriegrand hamp . . . 122

6.5.2 Appli ationalaspe tro-interferometrie . . . 122

6.5.3 Appli ationala oronographie . . . 123

III Appro he instrumentale sur le ban d'imagerie SIRIUS 125 7 Cadre general etorientations 127 7.1 Lespremiersban s en modehyperteles ope . . . 127

7.2 Unimageur dire t auVLTI? . . . 127

7.2.1 Des instrumentsfo auxde nouvelles generationsauVLTI . . . 127

7.2.2 Prin ipede VIDA . . . 128

7.2.3 La densi ationheterogene . . . 129

8 Phase I :Le mode d'imagerieFizeau 133

8.1 Des riptiondu montage. . . 133

8.1.1 Sour e lumineuse . . . 134

8.1.2 Objets . . . 134

8.1.3 Masquepupillaire . . . 134

8.1.4 Systemeimageur . . . 135

8.1.5 Analyseur desurfa e d'onde(ASO) . . . 135

8.2 Reglagesdusysteme . . . 137

8.2.1 Pro edured'alignement. . . 137

8.2.2 Calibrationdu bruitde fond . . . 138

8.2.3 Calibrationphotometrique . . . 138

8.2.4 Calibrationde l'ASO . . . 138

8.3 Analysedesdonnees enmode synthesed'ouverture . . . 139

8.3.1 Densitespe trale depuissan e . . . 139

8.3.2 Estimateurde visibilite . . . 140

8.4 Testsetresultats experimentaux . . . 140

8.4.1 Stabiliteetrepetabilitedesmesures . . . 140

8.4.2 Cara terisationdesbiaisinstrumentaux . . . 142

8.4.3 Dis ussion. . . 148

8.4.4 En on lusion . . . 149

9 Phase II :Le mode d'imageriedensie 151 9.1 Des riptiondu densieurbre . . . 151

9.1.1 Presentation du on ept . . . 151

9.1.2 Lesbresoptiques . . . 151

9.1.3 La lignea retard bree . . . 155

9.1.4 Le ophaseur bre . . . 156

9.1.5 Lemodule d'inje tion . . . 157

9.1.6 Lemodule desortie . . . 159

9.2 Optimisationdesproprietes d'imageried'un densieurde pupille bre . . . 166

9.2.1 Etudede laFEPmonomodale . . . 166

9.2.2 Considerationssurle hampde vueenpresen e debres . . . 168

9.2.3 Arti le : Optimization of the dire t imaging properties of an opti al bered long baseline interferometer . . . 168

9.3 Reglagesdusysteme . . . 177

9.3.1 Deroulement desoperations . . . 177

9.3.2 Pro edured'alignement. . . 177

9.3.3 Alignementdesaxesde polarisation . . . 177

9.3.4 Equilibrageen dispersiondesbres . . . 178

9.3.5 Inje tion danslesbres . . . 181

9.3.6 Superpositiondes fais eauxaufoyer d'imagerie . . . 182

9.3.7 Coheren age et ophasagedesfais eaux . . . 183

9.3.8 Systemede ontr^oleautomatique . . . 183

9.4 Testsetresultats experimentaux . . . 184

9.4.1 Cara terisationde laFEPinstrumentale . . . 184

9.4.2 StabilitedelaFEPinstrumentale . . . 185

9.4.3 In uen e despistonsdierentiels. . . 186

9.4.4 In uen e de laphotometriedierentielle. . . 186

9.5 Dis ussion . . . 189

9.5.1 Quellesle ons tirerde SIRIUS? . . . 189

9.5.2 Queprevoir surle iel? . . . 189

IV Perspe tives 191 10 Quel avenirpour les hyperteles opes? 193 10.1 Lesenjeux . . . 193

10.2 Appli ationde ladensi ationadesprojets existants . . . 194

10.2.1 OHANA . . . 194

10.2.2 CHARA . . . 194

10.2.3 NPOI . . . 194

10.2.4 MROI . . . 197

10.2.5 Et SIRIUS,danstout  a? . . . 197

10.3 Developpementsfuturs du ban SIRIUS . . . 197

10.3.1 Systemede ophasage . . . 197

10.3.2 Objets omplexes . . . 197

10.3.3 Congurations dereseaux . . . 198

10.3.4 Observations surle iel . . . 198

10.3.5 Traitement etanalysedesdonnees . . . 198

10.3.6 Instrumentsd'imagerieaufoyer densie . . . 199

V Con lusions 201 VI Bilan de ompeten es 205 11 Conduite de projet de re her he 207 11.1 Cadregeneraletenjeux delathese. . . 207

11.1.1 Lesinstruments fo auxde nouvellegenerationen interferometrie . . . 207

11.1.2 Sujet: L'imageriedire teen interferometriestellaire optique . . . 207

11.1.3 En adrementetnan ement . . . 207

11.2 Deroulement etgestiondu projet . . . 208

11.2.1 Collaborationsetsupportste hniques . . . 208

11.2.2 Moyenshumains . . . 208

11.2.3 Co^utduprojet . . . 208

11.3 Competen es etsavoir-faire . . . 208

11.3.1 E oles et ongres s ientiques . . . 208

11.3.2 Observations auGI2T . . . 208

11.3.3 Simulationsnumeriques. . . 209

11.3.4 Instrumentation optique . . . 209

11.4 Resultats etimpa tsde lathese . . . 210

11.4.1 L'inter^etdumode hyperteles ope . . . 210

11.4.2 Lesperspe tives. . . 211

VII Annexes 213

C Pro edured'alignementdu densieur bre 221

D Rappels surles bres optiques 225

D.1 Propagationdes modesele tro-magnetiques . . . 225

D.2 Tauxde ouplage etltragespatial . . . 225

D.3 Birefringen e . . . 226

D.4 Dispersion hromatique . . . 226

D.5 E lairement gaussiend'unebre monomode . . . 227

E Arti le SPIE 2004 229

F Arti le SPIE 2006 243

G Bibliographie de l'auteur 255

1 Saturneauldes sie lesvu atravers desinstruments deplus en plusgrands. . . 20

1.1 Cartesde brillan ede geantes rouges. . . 27

1.2 Cartesde brillan edu Soleil. . . 27

1.3 Cartesde surfa esstellairesparimagerieDoppler.. . . 28

1.4 Imagesd'etoiles detypeBeetAGB. . . 29

1.5 Formation etevolutiond'un objetstellairejeune. . . 30

1.6 Premieres imagesdire tes d'exoplanetes.. . . 31

1.7 NoyauA tifde Galaxie. . . 32

1.8 Premiersinterferometres stellairesoptiques. . . 34

1.9 ImagesFizeauvs pupille olle tri e. . . 37

1.10 Comparaisonentre un re ombinateurmono-axialet unre ombinateur multi-axial.. . . 39

1.11 Objetsastrophysiques vsresolutionangulaire etmagnitude. . . 41

1.12 Evolutiondeste hniques d'observationentre teles opes mono-pupilleset interferometres. . 43

2.1 S hemasoptiques de densi ationde pupille etdedensi ationd'image. . . 46

2.2 Comparaisonentre le modeFizeau etle modede densi ationdepupille. . . 48

2.3 Proprietes d'imageriedansle as d'uneetoile pon tuelle hors-axe. . . 49

3.1 DiagrammeduprogrammedesimulationHYPERTEL. . . 56

4.1 Notionsde hampdevueen imagerie dire te. . . 62

4.2 Criteresd'imageriede laFEPdensiee. . . 81

4.3 Proprietes d'imageriede4 ongurationsde reseaux a8teles opes. . . 84

4.4 Proprietes d'imageriede4 ongurationsde reseaux a40 teles opes. . . 86

4.5 Proprietes d'imageriede4 ongurationsde reseaux a

N

T

teles opes. . . 90

4.6 Parametres de hampsde vueetduniveau dedensi ationvs

N

T

.. . . 92

4.7 Parametres de laFEPvs

N

T

.. . . 93

4.8 In uen e duniveau dedensi ationsurladistribution photometriquedans l'image. . . 95

4.9 Eets hromatiquesen imageriedire te. . . 97

5.1 Imagesdensieesd'unamas de5etoiles. . . . 100

5.2 Evolutiondesparametres astrophysiquesd'un amasde 5etoilesvs

N

T

. . . 102

5.3 Visibilitesattendues pourdete ter desphenomenesa lasurfa e d'unegeante. . . 105

5.4 Modeled'uneetoile a3ta hes utilisepourles simulations. . . 106

5.5 Imagesdensieesd'uneetoile a3t^a hes. . . 107

5.6 Imagesdensiees(prol) d'uneetoilea3t^a hes. . . 108

5.7 Imagesdelasurfa e d'uneetoilevs ontrastedesta hes.. . . 109

5.8 In uen e dudiametrede l'objetvstaille du hamppropre. . . 110

5.9 Eetde ladensi ationvariable suruneetoilea3ta hes. . . 111

5.10 Imagesdensieesd'unegeante rougevs

N

T

(Limitede Crowding). . . 113

7.2 Couverture du plan(u,v)du VLTI. . . 129

7.3 Prin ipede ladensi ationheterogene auVLTI.. . . 130

8.1 S hemadeprin ipe de SIRIUSen modeFizeau. . . 133

8.2 Sour e blan he bree. . . 134

8.3 MasqueFizeau. . . 135

8.4 CameraCCD ave le systemede fo alisationenarriereplan. . . 136

8.5 Analyseurde surfa e d'onde ASO64de hez ImagineOpti . . . 137

8.6 ImageSIRIUS ettraitementen modeFizeau ave 4UTs.. . . 141

8.7 ImagesSIRIUSen modeFizeau ave 2UTs.. . . 141

8.8 ImageSIRIUS ettraitementen modeFizeau ave la onguration KEOPS8. . . 142

8.9 VisibilitesinstrumentalesmesureessurSIRIUS enmode Fizeau. . . 143

8.10 Biaissurlesvisibilitesfon tiondu bruitdefond dela CCDau oursdu temps. . . 145

8.11 Biaissurlesvisibilitesfon tionde ladynamiquedu signaletdu tempsde pose. . . 145

8.12 Biaissurlesvisibilitesfon tionde l'e hantillonnage. . . 146

8.13 Defauts optiquesdu ban SIRIUS ara terises parl'analyseurde surfa e d'onde. . . 147

9.1 Prin iped'un densieurde pupilleabres optiquesmonomodes. . . 152

9.2 S hemadeprin ipe etparametresprin ipauxdu densieurdepupille bre SIRIUS. . . 153

9.3 Congurations pupillaires de SIRIUS en entree (masque Fizeau) et en sortie (densi ation maximale).. . . 154

9.4 Contr^olede lapolarisation surSIRIUS. . . 155

9.5 Lignearetard breera kablede SIRIUS. . . 157

9.6 EtudesousZEMAXdel'in uen ed'unde entrementetd'undefo ussurletauxde ouplage d'unebre monomode. . . 158

9.7 Module d'inje tiondeSIRIUS. . . 160

9.8 Platinedetranslation piezo-ele trique MS30 de hez Triopti s(1 axe). . . 161

9.9 Superpositiondes fais eauxaufoyer image. . . 164

9.10 Module desortie deSIRIUS. . . 165

9.11 In uen e dudiaphragme desfais eauxgaussiensen sortie desbres. . . 167

9.12 Parametres d'imagerievsrayon dudiaphragme desfais eauxen sortiedesbres. . . 168

9.13 Contr^olede ladispersion hromatique dierentiellesurSIRIUS.. . . 180

9.14 Annulation deladispersion hromatique dierentiellesurSIRIUS. . . 181

9.15 S hemadeprin ipe dusystemede ontr^ole automatiquede SIRIUS. . . 183

9.16 ImagesSIRIUSen modedensieave 2UTset 4UTs. . . 184

9.17 Comparaisonsimulation-experien edela FEPdensieea 4UTs. . . 184

9.18 StabilitedelaFEPdensiee a 4UTs. . . 185

9.19 In uen e despistonsdierentiels surlaqualitedela FEPa4UTs. . . 186

9.20 In uen e de laphotometriedierentiellesurlaqualitedela FEPa4UTs. . . 187

9.21 Eetsde ladensi ationdepupille dansleplan deFourier. . . 188

10.1 Projets futurs en HauteResolutionAngulaire. . . 194

10.2 Potentiel d'imageriedes reseaux OHANA,CHARA, NPOI, MROI. . . 195

1.1 Spe i ations pourl'observationdes systemesd'etoiles binairesetmultiples . . . 26

1.2 Observableset parametres d'imageriefon tiondunombred'ouvertures de l'interferometre.. 35

1.3 Liste desprin ipauxinterferometres passes,presentset futurs. . . 38

4.1 Parametres d'imagerierelatifsaux hampsde vuepourdierentsmodesde re ombination. . 65

4.2 Parametres d'imageriede4 ongurationsde reseauxa8teles opes. . . 83

4.3 Parametres d'imageriede4 ongurationsde reseauxa40 teles opes. . . 87

4.4 Parametres dureseau etde laFEPdensieevs

N

T

.. . . 91

5.1 Parametres astrophysiquesd'un amasde 5etoilesvs

N

T

.. . . 103

5.2 Parametres astrophysiquesd'un amasde 5etoilespour desreseaux a100 teles opes.. . . . 103

5.3 Couverture du ielvsparametres du reseau etde l'etoileobservee. . . 112

8.1 Cara teristiquesprin ipalesde la ameraCCD SONYXC-HR300. . . 136

8.2 Cara teristiquesprin ipalesde l'analyseurdesurfa e d'onde ASO64. . . 137

8.3 Budget d'erreurs duban Fizeau SIRIUS. . . 144

9.1 Diametresentree/sortieet fa teurde densi ationdes ongurations pupillairesde SIRIUS. 154 9.2 Cara teristiquesdesbres optiquesmonomodesamaintiende polarisationde SIRIUS. . . . 155

9.3 Diametresdesfais eaux etfo alesdeslentilles d'inje tiondeSIRIUS. . . 158

9.4 Toleran ement surle positionnementdest^etes debre dumodule d'inje tiondeSIRIUS. . . 159

9.5 Cara teristiquesprin ipalesdesplatinesde translationpiezo-ele trique MS30. . . 161

9.6 Diametresdesdiaphragmes etfo alesdesoptiquesde ollimationensortie deSIRIUS. . . . 163

9.7 Toleran ement surle positionnementdest^etes debre dumodule desortie deSIRIUS.. . . 164

9.8 Parametres d'imagerie relatifs aux hamps de vue pour dierents modes de re ombinaison dansle asbre. . . 166

9.9 Tauxd'extin tion desbresde SIRIUS. . . 179

9.10 Stabilitedansletemps del'imagedensiee SIRIUS. . . 185

10.1 Parametres d'imageriedesreseaux OHANA,CHARA, NPOI etMROI.. . . 196

10.2 Congurations deNPOI ave une pupille densiee ompa te orant lameilleuredynamique. 196 11.1 Moyenshumainsduprojet SIRIUS. . . 209

11.2 Budjet duban d'imagerieSIRIUS. . . 210

Lesinterferometres stellairesoptiquessontenpasse dedevenir deveritablesimageurs.Pour ela,ilfaut disposerd'un grand nombre de teles opes pour augmenter le nombre d'elements de resolution (resel) dans l'image,et ilfaut ophaser a tivement les fais eauxpour observerdes objets peu brillants en pose longue. Si esdeux onditionssontremplies,ildevientplus interessantdetravaillerenmodeImagerieDire te qu'en mode Synthese de Fourier. Des lors, une prospe tive est menee sur les futurs grands reseaux en mode hyperteles ope,quioptimise lesproprietes del'image.Eneet, unhyperteles opefournit une imagedire te instantanee,ave unfortgainen sensibilitesansperte de hamputile.Il aetedemontreque le hamputile d'uninterferometredilueestimposeparlageometriedureseau,independammentdumodedere ombinaison. Lefaitdedensierlapupilleoptimisel'imageenajustantle hampd'imageriedire tave le hampreellement exploitableparl'interferometre.

Un programme de simulation (HYPERTEL) etudie les proprietes d'une image dire te a partir d'un en-semble de riteres d'imagerie qualitatifs. Il est montre que le hoix de la onguration du reseau est un ompromisentrelaresolution,ladynamique,le hampetl'obje tifastrophysique.Unpavageregulier etnon redondantdesouverturesameliorealafoisladynamique,le ontrasteetladelitedel'image,maisminimise le hampd'imagerie. Lesetoiles multiplesrequierent un hamp d'imageriesuÆsant,tandisque les surfa es stellairesfaiblement ontrasteesexigent de ladynamique.

Unnouveau on ept dedensieurdepupilleabresoptiques monomodesdansle visible(SIRIUS) aete developpeaulaboratoireoptiquedeGrassedel'ObservatoiredelaC^oted'Azur.Desetudespreliminairessur l'in uen edesbresdanslepro essusd'imagerieontmiseneviden eunoptimumpourredenir lapupillede sortiedu densieur.Lespremieres imagesdeSIRIUS ont montreque ladensi ationmonomodaleameliore laqualiteetlastabilitedel'imaged'unhyperteles ope,moyennantunepertede uxglobal.Leltragespatial desbresmonomodes onvertitlesperturbationsatmospheriquesen u tuationsphotometriquesplusfa iles aetalonner. Ces u tuations photometriquesae tentpeu laqualitede l'imagedensiee, e quipermet de simplier la de onvolution de l'image et le ophasage des fais eaux. Enn, la exibilite des bres permet une re ongurationentree/sortieplus aisee delapupille, e qui onvientbien auxnouveauxinterferometres ommeleVLTI, CHARA,NPOI, ou en ore MROI et OHANA.

Inthe next future, the opti alstellarinterferometers are goingtoprovidereal images,byin reasing the numberofteles opesandby ophasingthebeams.These onditionsarerequieredtohavesuÆ ientresolution elements (resel) in the image and toobserve the low bright obje ts. If both onditionsare a hieved, dire t imaging be omes more interesting than Fourier synthesis imaging. From then on, it is time to study the future large arrayusing the hyperteles opemode,whi h optimizesthe imageproperties. An hyperteles ope provides snapshot imageswith a signi ant gainin sensitivity,without indu ing any lossof the useful eld of view.Indeed, it has been shown that the dire t imaging apabilitiesof a sparseaperture are determined bythe geometry ofthe array only, whatever the beam ombination s heme. The pupil densi ationallows toequalize the Dire t ImagingField (DIF) withthe real usableeld of viewoered bythe baselines of the interferometer.

Numeri al simulations (HYPERTEL) have been performed to study the dire t imagingproperties. For that, riteriaaredenedto hara terizetheimagepattern.Itisshownthatthe hoi eofthegeometryofthe array is a trade-o betweenthe resolution,the dynami , the eld of view and the astrophysi al obje tives. Aregularandnon-redondantpattern oftheinput pupiloptimizesthe dynami ,the ontrast andthe delity ofthe densied image, but de reasesthe useful eld of view.A spotted star, witha low ontrast, requiere dynami ,whereas alargeeldis suitableforthe multiplestars.

Apupildensierusingmonomodeopti albresinthevisiblewavelength(SIRIUS)hasbeendevelopedat the Observatoire de la C^ote d'Azur. The ee tsof introdu ing single-modebresin dire t imagingopti al interferometers have been studied with numeri al simulations. We identify an optimum to dene properly the output densied pupil.First densied images have been obtained in laboratory. Spatial ltering greatly enhan es the quality and the stability of the densied image, but mainly de rease partially the sensitivity ofthe signal. Atmospheri perturbations are onverted into dierential photometri u tuations, whi hare easierto alibrate.Thesephotometri u tuationshavefewin uen eontheimagequality,whi hsimplifythe imagede onvolution andthe beams ophasing. Finally,the exibilityof the opti albres is welladapted to arrythebeamsfromtheentran etotheexitpupilwiththeappropriaterearrangementofthesub-apertures, whi his onvenientfornextgenerationofinterferometers,su hasVLTI,CHARA,NPOI,MROIorOHANA.

Quand Galilee pointe sa lunette en 1610 vers Saturne, il aper oit deux ta hes brillantes de part et d'autre de laplanete. Maisl'aspe t de la planete evolue auldes ans. Lessupposes satellites hangent de luminosite,puisdisparaissentetreapparaissent,prenantparfoislaformededeuxansesa ro heesauxp^oles. Bien d'autres observateurs s'essayent a des roquis plus ou moins fantaisistes (Fig. 1). Un demi-sie le se passe(1655) avantque Huyguens neparvienne,gr^a e aune lunette plus grande,ainterpreter ladisparition periodique des anneauxde Saturne vuspar la tran he.Puis Cassini est le premiera noter l'existen e d'une bandesombrele longde l'anneau(en1684).Ilfauten ore attendre plusd'un sie le pour omprendregr^a e aWilliamHers hel(en1792)que " ettebandea ontoursnets,aussisombreque lefonddu iel,est enfait une la uneentre lesdeux anneaux",d'ou le nomde DivisiondeCassini.

Cetteane dotedesdebutsillustrebienl'inter^etd'avoiruneimagesuÆsammentdetailleepour omprendre la vraienature desobjets elestes. Le iel fourmilled'objets omplexes et variees. Lesetoiles arborent des motifsaleur surfa e,oueje tent delamatiereetperturbent leuratmosphere.L'etudede esstru turesest ri hed'informationpour omprendrelaphysiquedesetoiles. Plusre emment,desplanetesextra-solairesont ete dete tees, sansquel'onpuisseen ore "voir"dedetailsa leur surfa e.

Uneimageestune artedebrillan e,quirestitueladistributionspatialed'intensitebi-dimensionnelled'un objet, e qui apporte des informations ru iales sur ses dimensionset sur sa morphologie. Etant donne les tres faiblesdimensionsde ertainsobjets(moinsde1000fois lalargeurdelaLune), l'Astronomieutiliseles te hniquesdehauteresolutionangulaire(HRA)pourreveler (resoudre)lesdetailsalasurfa edesetoileset dansleur environnement.

Laresolutionspatiale orrespondaupluspetitdetailper eptibledansl'image,appeleelementderesolution ou

resel

(pour "resolution element" en Anglais). Le pouvoir de resolution d'un instrument d'imagerie est regi parladira tionet ilaugmente ave sondiametre.Or, un interferometreformede 2petitsteles opes espa esde

100m

alem^emepouvoirderesolutionqu'ungrandteles opede

100m

dediametre.C'estlatout l'inter^etde l'interferometrie, atteindre unetres hauteresolutionangulaire.

L'interferometre est un " olle teur et un melangeurde lumiere" dontles ingredients sont les photons. L'interferometre olle te la lumiere ave ses pupilles (les teles opes). Pour interferer, les ondes in identes doivent avoir par ouru la m^eme distan e depuis la sour e (l'etoile) jusqu'au foyer image, ou les photons tombent sur un dete teur (l'oeil, la amera, ou autre). Un photon peut ^etre vu omme un train d'onde ele tromagnetique. Le melange de photons produit une image formee d'un ensemble de franges, dont on extraitdesinformationssurlesdimensionsdel'objet.

Aujoud'hui,onnese ontente plusdedeux,maisdeplusenplusd'ouvertures, pour olle terplusde ux (sensibilite, magnitude limite)et pour re onstruireune imageapartir de toutes es mesures.Gr^a e a ela, un interferometre est apable de fournir une image dire te par une re ombinaisonadequate des fais eaux. Nous allons voir omment former des imagesave un interferometre a la maniered'un teles ope,ou pour ainsidire, omment passerdesfranges al'image.C'est leprin ipe deshyperteles opes.

[a.℄Premieres representations de Saturne : I. Galilee (1610), II. S heiner (1614), III. Ri ioli(1640), IV a VII. Hevelius (1640 a 1650), VIII etIX. Ri ioli (1648,1650), X. Eusta he de Divinis(1647), XI. Fontana (1648),XII. Gassendi (1645), XIII. Ri ioli(1630). [b.℄[ .℄ Premier dessinet roquis par Huyguens (1655) qui de ouvre la vraie nature de l'anneau. [d.℄ Dessin de Cassini (1684), qui dete te une bande sombre surl'anneau.[e.℄ DessindeHers hel(1792),quiinterprete ladivisiondeCassini ommeunvraivide.[f.℄[g.℄ ImagesprisesparlasondeCassini-Huygens(2005),laissantappara^trelastru turenedesmultiplesanneaux.

Le propos est d'introduire les te hniques majeures de l'interferometrie, et de montrer en quoi l'Imagerie Dire te, ombineeaux te hniques de ophasage et de densi ation, est une solutiond'avenir. En eet, les interferometres futurs prevoient degrands reseaux, ave beau oup deteles opes. Deslors, une prospe tive est menee surlesapports s ientiques etlespre-requiste hniques d'unhyperteles ope.

Quelsprogrammess ientiquessontenvisageablesa ourt,moyenetlongterme?Commentla densi a-tionoptimisel'image?Quelgeometriedureseaudeteles opesfaut-ilprivilegier?Combiendeteles opessont ne essaires?Quel on eptopterpourundensieur?Quelssontlespointsdurste hnologiques,a ommen er parle ophasagedesfais eaux?

Pour tenter de repondrea es questions,la these se de omposeen 2grandes parties, a savoir une ap-pro henumerique(PartieII)etuneappro heinstrumentale(PartieIII)del'ImagerieDire te.Dessimulations numeriquesetudientles apa ites d'imageried'un hyperteles ope,an de tirerles spe i ations te hniques requises.Enparallele,unnouveau on eptdedensieurabresoptiquesaete on uetvalide.Ilestdestine a onfronter les predi tions dessimulationsave la realite, notammentdu point de vuede laquanti ation desspe i ations de ophasage.

Pournir,jedresseunbilandesperspe tivesenImagerieDire teinterferometrique(PartieIV).J'applique le on ept deshyperteles opes a desinterferometres existants.Je montre que le densieura bre onvient toutafaita esreseauxaquelquesteles opes.Puisj'elargissurdesthemesdere her heen oreaapprofondir pouramenerles hyperteles opesamaturite.

angulaire. Je donne d'abord un aper u des ibles astrophysiques interessantes pour l'imagerie HRA (Se t. 1.1),desetoilesauxplanetesjusqu'au ielprofond.Jerappelleensuitel'evolutiondeste hniquesHRA,depuis les premiers balbutiements jusqu'aux futurs grands reseaux interferometriques (Se t. 1.2).Un parallele est etablientre l'evolutiondes teles opes mono-pupilles (monolitiquesou segmentes)et des multi-pupilles(les interferometres).

Le potentiel d'imagerie des interferometres a lontemps ete limite par la turbulen e et le petit nombre d'ouvertures. Pour observer le iel a travers la turbulen e, il est possible soit de "vivre ave " gr^a e a un post-traitementappropriedesimages,soit de orrigerle problemea lasour e en ompensantou en ltrant lesperturbations.Nous allonsvoir ommentlesmethodesd'observationsHRA etlesprogreste hnologiques ontevolue onjointement.Vulesnouveauxobje tifss ientiquesetlespre-requiste hniques,jemontreque l'ontendnaturellementen interferometrievers desimageursdire ts,les hyperteles opes (Se t. 1.3).

Dans un deuxieme hapitre (Ch. 2), je pre ise les on epts et te hniques de l'Imagerie Dire te (ID) en interferometrie. Je rappelle omment re ombiner les fais eaux en ID, et omment une pseudo-relation de onvolution objet-image est onservee (Se t. 2.1). J'insiste sur l'inter^et de la densi ation pour l'in-terferometrielongue base.A partir dela,jeparle desprin ipauxaxesdere her he en IDquiontete appro-fondispendantlathese(Se t. 2.2).

L'imagerie a haute resolution angulaire

(HRA) en astrophysique

1.1 Les ibles astrophysiques en imagerie HRA

Lesobjets de rits i i font partie desobje tifs astrophysiques ouramment ites en interferometrie. Cer-tains ont deja ete mesures, mais tres peu ont en ore donne lieua une image detaillee. La liste n'est pas exhaustive,l'ideeetant demontrer l'inter^et del'imagerieHRA pouretudier ertainsphenomenes physiques omplexes.

1.1.1 Les etoiles multiples

Les observations des dernieres de ennies ont montre que la majorite des etoiles appartiennent a un systemebinaireou multiple.Cette multipli itestellaire se retrouveatous lesstades d'evolution,non seule-mentla sequen e prin ipale mais aussiles stades en n de vie ommeles pulsars, lesetoiles a neutrons et m^emelestrousnoirs.Ladiversiteetlegrandnombrede iblesenfont unsujetd'etude leenAstrophysique oules interrogations nemanquent pas (Verbunt, 2004; Lena, 2004).La formation de essystemes depend deladistribution de matiereinitiale etdela periodeorbitale, quisontdesparametres mal onnus.D'autres questionsportentsurlesdieren esentredesetoilesseulesoua ompagnees.Quelestler^oledela multipli- ite dansl'evolutionstellaire? La multipli iteevolue-t-elle dansle temps?Commentles systemesmultiples parti ipental'enri hissementdumilieuinterstellaire?Quelsphenomenesenergetiquesregissentlessystemes stellaires ompa ts,ou lesetoiless'e hangentde lamatiere?

Lessystemesbinairessontinteressants, arl'etudedesorbitesdes2 ompagnons(loideKepler)permet dedeterminerdesparametresfondamentauxdesetoilesindispensablesalamodelisationenphysiquestellaire (masse,rayon,luminosite, omposition himique).C'estl'undesseulsmoyensd'estimerlamasse,parametre ritique quidi te le s enario d'evolutionde l'etoile.Si l'objetreste simple, 'est-a-dire sion peut l'assimiler a deux points ou deux disques, l'interferometrie lassique est suÆsante (Hummel,1998, 2003). Si l'objet est en intera tion, la omplexite de l'image explose. Il faut re ourir a des te hniques d'observations plus ompliquees. D'ou l'inter^et d'obtenir des images pour etudier la dynamique de es systemes. L'imagerie a tres haute resolution angulaire a son r^ole a jouer pour etudier les onditions initiales, et pour devoiler les proprietesdesystemesspe iquestres ompa ts, ommelesbinairesXet, asultime,lespulsars.Lesbesoins entermederesolutionspatiale,demagnitudelimiteetde ontrastesontresumesdansletableau1.1(Extrait deLena (2004)).

1.1.2 Les surfa es stellaires

Lesta hes stellaires

L'a tivitemagneto-hydrodynamiquedesetoilesentra^nel'apparitiondeta hesstellairesalasurfa e,tout omme pour le Soleil. Leur existen e a ete onrmee sur Betelgeuse (

α

Orionis) en parti ulier, par des

geante Predi tion dela fon tion Faiblemasse

< 1mas

K ≃ 12

∆K ≃ 8

de masseinitiale Grande masse

< 1mas

K ≃ 12

∆K ≃ 5

Etoiles ompa tes Faiblemasse

0.04mas

K ≃ 15

∆K ≃ 1

Grande masse

0.1mas

K ≃ 7

∆K ≃ 5

Systemesindividuels Pulsars

0.003mas

K ≃ 20

3

eme

 etoile

Tab. 1.1 {Spe i ationspour l'observationdessystemes d'etoilesbinaires etmultiples.

mesuresinterferometriques (Busher,1990;Wilson,1997; Tuthill, 1997)etspe tros opiques (Ri e,1996).

Ces ta hes brillantes (ou points hauds) hangent de brillan e, de taille et de position sur dese helles de temps de l'ordre du mois. Ces ta hes ont une temperature superieure a elle du milieu environnant (S hwarzs hild,1975).Ellespeuventaussi^etreinterpretees ommeunevariationd'opa itedansl'atmosphere etendue del'etoile(Young,2000).La gure 1.1montreun modelede ou he externe obtenuave un ode hydrodynamique3D(Freytag,2003). Cessimulationsprevoient,enplus desgrandes ellules onve tives,la presen e de granulation omposeedeplus petites ellulesevoluantsurdese hellesdetemps plus ourtes.

Il y a matiere a etudier les ta hes stellaires(Hall, 1996) :Quelles sont leur distribution a lasurfa e de l'etoile, leurtaille,leur temperature,leur dureedevie?Il ya uneforte orrelation entre l'a tivitestellaireet l'apparitiondes ta hes.Le suivide l'evolutiondesta hes apporte des informationssurleseets derotation globaleetde rotation dierentielle, surl'a tivitemagnetiquestellaire etsur lesphenomenes de onve tion. De plus, il est interessantde omparer la morphologie des spots entre dierentes lasses d'etoiles a tives. On observe par exemple plus de ta hes aup^ole que vers l'equateur, ou inversement, selon le type d'etoile onsidere, sansque l'onsa he vraimentl'expliquer(Hatzes,1996a;S hussler,1996).

Une image suÆsamment detaillee et ontrastee permettrait de resoudre es ta hes, en mesurant leur nombre,leur position,leur taille, leurformeet leur ontraste (

≃ 10

2

).Lesetoilesgeantes etsuper-geantes detypeKetM sontdes iblesprivilegiees arellesontungranddiametre,une forteluminositeetdesta hes relativementetendues(jusqu'alamoitiedela surfa estellaire).

Laresolutionspatialees ompteeestdel'ordrede

0.3mas

pourlesgrandesstru turesetde

0.03mas

pour les pro essus de onve tion (Lena, 2004). L'etoile observee doit^etre suÆsammentbrillante (typiquement

m

V

< 12

). Une resolution temporelle de l'ordre du jour est ne essaire pour suivre la migration des spots, fon tionde l'a tivitestellaire.

LesetoilesmagnetiquesApsepr^etentbienaussial'imageriedeleursurfa e.Ellespresententgeneralement une distribution inhomogenedes abondan es deselements himiques visibles a sa surfa e. La diusion ra-diativedeselements himiquesdansl'atmosphereest in uen eeparle hampmagnetiquedel'etoile, abou-tissanta une separation deselements en dierentes ou hesa sa surfa e (LeBlan , 1994). On s'interesse aux me anismes de diusion et a l'origine du hamp magnetique de es etoiles a enveloppes radiatives. Des artesdedistribution d'abondan e himiqueensurfa e ontdejaeteobtenuespardesmesures spe tro-polarimetrique(Hatzes,1996b), ommemontrealagure 1.3.L'interferometriepeutlaaussijouer sonr^ole engagnant enresolutionspatiale.

Lesprotuberan es

Les etoiles a tives subissent de grandes pertes de masse. Ces phenomenes de perte de masse sont irreguliers,et peuvent generer l'apparition deprotuberan es. Ces stru tures orrespondent a des ondensa-tionsdematiereauniveaudegrandesbou lesde hampmagnetiquequis'etendentdansla ouronnestellaire. Laformationetlesme anismesphysiquesde esstru tureslamentairesrestentmal ompris(Collier,1996). Onse demandequelsliensilyaentre lesprotuberan es hromospheriquesetla onve tion photospherique. L'imageriepeutaider aussiadete ter etetudierlamorphologiede esstru tures,quipeuventappara^tresur n'importequelletyped'etoile, ommenotre Soleil(Fig. 1.2).

Simulations(Freytag, 2003) d'une geante rouge(agau he). Imagesde Betelgeuse (Busher,1990) re ons-truitesapartirdemesuresinterferometriques(adroite).Lest^a hesstellairesevoluentsurl'e helledequelques heuresaquelques jours.

Fig.1.2{Cartesde brillan eduSoleil.

Des phenomenesphysiques sontvisiblesa lasurfa e de notre Soleil,dansleslongueurs d'onde duvisible(a gau he) et dans la raie

H

α

(a droite). Ces phenomenes sous forme de ta hes et de protuberan es sont le signed'uneintensea tivitemagneto-hydrodynamiquedel'etoile.

Lesos illations non-radiales

La turbulen e dans la photosphere ree des ondes sonores qui se propagent a l'interieur de l'etoile. Certaines de es ondes entrent en resonan e et reent des ondes stationnaires a la surfa e de l'etoile, appeleesles modesde pulsationsnon-radiales. Lesprin ipauxme anismesd'ex itation sontde deux types : l'intera tion ave la onve tion genere un grand nombre de modes d'amplitude reduite, et les instabilites onduisenta unpetit nombre demodesd'amplitudeelevee.

L'asterosismologie etudie les phenomenes d'os illation visibles a la surfa e de l'etoile, tout omme l'heliosismologieetudie le Soleil. Elles fournissent des informationssur les parametres fondamentaux(^age, omposition himique,distan e)etsurlesphenomenesphysiquesquiregissentl'etoile( onve tion,diusion, hampsmagnetiques).

Des mesures spe tros opiques fournissent une arte de vitesse radiale (Fig. 1.3). Cependant, tres peu de moyens ont ete en ore utilises en imagerie haute resolution. Il est possible de ombiner les methodes

Os illations non-radiales d'une etoile geante (a gau he) et distribution d'abondan e himique d'une etoile magnetique Ap (a droite). Ces artes sont obtenues respe tivement a partir de mesures spe tros opiques (ImagerieDoppler) et demesuresspe tro-polarimetriques (ImagerieDopplerZeeman).

spe tros opiquesave lesmethodesinterferometriquesand'optimiserlare onstru tiondel'image(Jankov, 2001;S hmider,2004).On a edeainsiauxmodesde degreintermediaires(

l = 3

to

6

).Lesmodesd'ordre eleves,quiontdegrandesamplitudes,nedeviennenta essiblesqueparimageriehauteresolution.Une arte de brillan e ave une resolution de

0.1mas

permettrait de voir dire tement les motifs photometriques lies aux os illations non-radiales presents a la surfa e d'etoiles suÆsamment grosses et brillantes (

m

V

< 15

). Lesmodesapparaissent ommedesvariationsphotometriquessous formed'undamier,plussombredansles reuxetplus brillantsurlesbosses( ontraste de

10

3

).

1.1.3 Les environnements ir um-stellaires

LesetoilesBe

Les etoiles haudes et massives de type Be et B[e℄, omme

γ

Cassiopee, presentent une forte raie d'emission en

H

α

(Thom, 1986; Quirrenba h, 1993). Elles sont ara terisees par un vent stellaire rapide dansles regionspolaires, et pardeseje tions de matiere danslaregionequatoriale. Lespro essusde perte demassesonta entuesparlarotationrapideproprea etyped'etoile(Mourard,1989;Stee,2004;Meilland, 2007).Leur vitessede rotationest telleque l'etoilese deforme parunelargissement al'equateur, quiaete mesureparexemple surA hernar(Domi iano,2003).

La rotation rapide se traduit par l'a umulation de matiere au niveau du plan equatorial ou se forme un disque min e et dense. L'origine et la stru ture de e disque restent ontroversees. Il peut provenir de l'intera tionentre un hampmagnetiqueetle gaz ionise. L'in ertitudesurla vitessede rotationdesetoiles Bereste une question essentielle pourmodeliserlaformation dedisquesparrotation rapide (Fig. 1.4).

Des ontraintesobservationnellespeuventlaaussi^etreapporteesenimageriesurlatailleetlamorphologie dudisque formeparrotation (vitessed'expansion,densite) etsurl'etoile entrale (rayon,ellipti ite,a tivite desurfa e) (Pares e, 2001).

Lesetoilesevoluees AGB et post-AGB

LesAGB(Asymptoti GiantBran h)sontdesetoilesfroidesevolueesaudernierstaded'evolutionstellaire, ayantune masse inferieurea

8M

⊙

.Plusde

80%

de lapoussieretrouveedansle milieuinterstellaire provient delaperte demassede esetoilesen ndevie.Leuratmosphereenexpansionaugmente onsiderablement en luminositeet en taille, jusqu'a plusieurs entaines de fois le rayon du Soleil.Elle est formee de ou hes

Modelisation d'une etoile Be,

α

Arae (Meilland, 2007), entouree d'un disque de matiere d^u a la rotation rapide de l'etoile (a gau he). Exempled'une etoile AGB (NGC6543)vue par HUBBLE (Reed, 1999) dont l'atmosphereen expansionpresente une stru ture omplexedue al'eje tion dematiere(adroite).

onve tivesde poussieresepaissesri hesen elements himiques.La geometriedeleur enveloppe est rendue omplexepar l'eje tion de matiere de l'ordre de

10

−8

a

10

−4

M

⊙

/an

ave une vitesse d'expansion de

5

a

30km/s

(Fig. 1.4). L'etoile passe ensuite a une phase post-AGB ou elle devient une nebuleuse planetaire. Cette phase tres ourte (environ 100 ans) est marquee par une tres importante perte de masse depassant les

10

−3

M

⊙

/an

(Pares e,2001).

Levent stellairedenseetenexpansionlente interagit ave lemilieuinterstellaire. Des intera tions om-plexes se produisent entre les pulsations stellaires et la ondensation de mole ules en poussieres dans les ou hes internes tres denses de l'atmosphere.Une ontrainte importante est de lo aliser a quel endroit se forment exa tement es poussieres dansune region estimee entre 2et

10R

∗

(rayon stellaire).

Parmitoutes lesetoiles de type AGB, lesMiras sontdesetoiles froidesevolueestres grosses (plusieurs foisle rayonsolaire)et tres lumineuses(plusieursmilliersde foislaluminositedusoleil).Cesontdesetoiles pulsantesave une periodedel'ordrede unanetune variation deluminositeallantjusqu'a 7magnitudes. Il est interessant d'etudierl'evolutiontemporelle des stru tures de l'atmosphere liee aux pulsations stellaires. Ellespossedentune atmospherefroideetetendue ontenantdesmole ulesetdelapoussiere.Ilseformeune ne ou hemole ulairespheriqueentourantlaphotosphere(Perrin,2004),dontlatailleappara^tplusgrande que elle prevue par les modeleshydrostatiques (Perrin, 2005). Il aete misen eviden e des assymetries et desvariationsde densitedela poussiereau ours du y lede pulsation (Weiner,2006).

L'imagerie HRA est interessante pour etudier la morphologie omplexe des nebuleuses (Tuthill, 2000; Chesneau,2006).Cesobservationsaidenta ontraindrelastru tureduventstellaireetadeterminerlaforme et la omposition himiquede l'enveloppe de poussiere,quipresente le plus souvent de fortes assymetries. Il faut une resolution spatiale de

1mas

a

0.1mas

, un hamp de vue de

10 − 100mas

et un ontraste d'au moins

10

4

,voire

10

6

(Lena,2004).

Lesobjets stellairesjeunes

Lesjeunesetoiles delapre-sequen eprin ipale(designesous YSOspour "YoungStellarObje ts")sont entourees d'un disque proto-planetaire (quelques dizaines d'UA de diametre). La formation de systemes planetaires resulte de l'eondrement de nuages de gaz et de poussiere en rotation. Cette phase initiale de formationestuneperiodetresa tiveoudegros orpssont ontinuementformespara retionetdetruitspar ollision.Cespro essusmodientladistributionspatialeetla omposition himiquedegazetdepoussieres. Ilseformeen m^emetempsdesjetsde matiereionisee,quis'e happentadesvitessesdeplusieurs entaines de

km/s

(Bontemps, 1996) et qui sont analises par de forts hamps magnetiques (Fig. 1.5). En phase

nale, l'enveloppese dissipe et les phenomenes d'a retion s'arr^etent. Il reste un disque d'a retion dense ontenant desplanetesen oursdeformation.

Dans e modeled'evolution,ladistributiongeometriquedunuagedepoussiereinitialreste ontroversee. Ellepeut^etremodelisee parune enveloppespherique(Miroshni henko, 1997) ouune stru ture enformede disque(Hillenbrand,1992).Desobservationsontmontreque etteenveloppetresetendueestgeneralement assymetrique,a aused'eetsmagnetiquesoud'eetsderotation(Monnier,2004)oua ausedelapresen e d'un ompagnon autourde l'etoile entrale (Malbet,2005).

D'autres questions primordiales portent sur les me anismes de formation des planetes dans la region interne du disque, et sur l'intera tion entre le disque et la surfa e de l'etoile. L'idee est de dete ter les sillonsformesparlepassagedesplanetesdanslenuagedepoussiereautourdel'etoile.L'obje tifestensuite d'etudierles stru tures quise situent dansles regionspro hes de lasurfa e jusqu'a environ

10R

stellaire

, ou

0.1AU

.On se demande parexemple quellesour e d'energiealimente lesjets supersoniques et omment ils sepropagent.

L'etude du disque interne ne essite une resolution de

1mas

a

0.1mas

et un hamp de vue d'environ

10 − 100mas

.L'etude des raiesd'emission etd'absorptionde la poussiere requiert une resolutionspe trale de

1000

a

10000

.Uneextensiondansleslongueursd'ondeduvisiblepermetdesonderlaforteraied'emission

H

α

. Les ontrastes attendus varient entre

10

1

et

10

4

dans le pro heinfrarouge,selon l'^ageet lageometrie du disque (Lena, 2004). Des apa ites d'imagerie grand hamp et a haute dynamique sont requises pour etudier ertainsphenomenes omplexes, ommelese oulementsetles jets dematiere.

1.1.4 Les planetes extra-solaires

Plusde200planetesextra-solaires (ouexo-planetes)ontetedete tees a e jourpardesmethodes indi-re tes,enmesurantparexemplelavitesseradialede l'etoilequisedepla eautourdubary entre dusysteme etoile-planete.Mais seuleune dete tiondire te desphotons delaplanete permettrait de la ara teriserpar spe tros opie. Pourl'heure, seules quelques exo-planetes ont etedete tees dire tement par imagerie,mais dansdes onditionsfavorables,ave une planete geanteet uneetoile relativementpeubrillante (Fig. 1.6).

Ce nouveau domaine d'investigation regorge de questions (Sozzetti, 2005). Comment se forment et evoluentlesplanetes?Quellessontles ara teristiquesde essystemesplanetaires(nombre,masses,rayons, albedos, parametres orbitaux)? Comment es ara teristiquesevoluent-elles en fon tiondu typede l'etoile (masse,temperature,^age,binarite)? Est- e que l'onretrouve des similitudesave les planetes dusysteme solaire?Est- e quela viepeuts'ydevelopper?

Les andidats les plus onvoites sontles "planetesterrestres" (ou exo-Terres)sus eptibles d'abriter de lavietelleque nousla onnaissonssurTerre.Plusieurs riteres entrentenjeu,a ommen erparlapresen e

Quelques ompagnonsont deja ete dete tes en orbite autour d'etoiles, ommela naine brune 2M1207 (a gau he) etl'etoile GQ Lupi(adroite).(Sour e :VLT/NACO).

d'eau liquide a sa surfa e. L'obje tif est de determiner la omposition de l'atmospherede es planetes, en parti ulierlapresen ed'eau,dedioxydede arbone,voired'ozoneoud'oxygene,quisontautantd'indi ateurs favorablesa lapresen e d'une a tivitebiologique.

La prin ipale diÆ ulte est d'isoler les photons de la planete, sa hant qu'un ompagnon est beau oup moinslumieux que son etoile ( ontraste de

10

9

dansle visibleet de

5.10

6

dans l'infrarougeentre une exo-Terre etsonetoile).La diÆ ulteestd'arriverarejeter lalumieredel'etoiletout en onservantune fra tion signi ativedelalumieredela planete.

Deplus,unsystemeetoile-planeteestplus omplexequ'iln'yparait.Commepourlesoleil,l'etoileesttres probablemententoureed'autresplanetes,ainsiqued'unnuageexo-zodia alformedepoussieresrelativement brillantesetirregulierementdistribuees.Toutes essour esenvironnantesaugmententlerisquede onfusion quand on her he a ara teriser une planete en parti ulier. Une image suÆsamment detaillee du systeme devient ne essaire pour distinguer les planetes (apparaissant sous forme de points) des autres stru tures pouvant^etre identiees ommeunfaux ompagnon(Guyon,2002a).

A pluslongterme, onespereobtenirdesimagesdelasurfa e de esnouveauxmondes,etpourquoi pas observerlapresen e d'o eanset de ontinents.

1.1.5 Les Noyaux A tifs de Galaxie

Parmi lesobjets extra-gala tiques,les Noyaux A tifs de Galaxie (AGN) sont des andidatsinteressants pour l'interferometrie. Les AGN, qui se trouvent au oeur de ertaines galaxies, emettent des rayonne-menttres energetiques bien plus brillants que leur galaxie h^ote. LesAGNs parti ipent intrinsequement aux me anismesdeformationdesgalaxies.L'obje tifestd'etudierleurspro essusphysiquesetleurin uen esur l'evolutionde leur galaxieh^ote.

LesAGN renferment untrou noir super-massif entoure d'undisque d'a retionet a heau milieud'un toredegazetdepoussieres(Granato,1997).Ladimensiondutoreestestimeeautourde

1

a

10pc

.Connaitre sadimensionexa teetsonin linaisonpermetde ontraindrelesmodelesdetransfertradiatifdelapoussiere. De fortes raies d'emission proviennent d'une region entrale ompa te (Broad Line Region) d'environ

1pc

de diametre, et d'une region plus etendue (Narrow Line Region) sur environ

100pc

. On soup onne aussi l'existen e dejets relativistes perpendi ulairesaudisque d'a retion(Fig. 1.1.4).

Cela dit, d'autres modeles stipulent que la sour e d'energie entrale n'est pas un trou noir mais des explosions de supernovae se produisant au entre d'un nuage de formation d'etoiles. De plus, la forme du toredepoussiereetlapresen edejetsdematiererestenten ore ontroversees.Ainsi,denombreuxmodeles

Vued'artiste (a gau he) etmodelisationde sastru ture (a droite).

sur les AGN existent mais ils restent du domaine de la spe ulation a ause du manquea tuel de donnees observationnelles.

La en ore l'imagerie HRA apporte des informations ru iales sur la morphologie omplexe des AGNs. M^eme si les stru tures tres ompa tes desregions entrales restent diÆ ilement dete tables, l'etude de la distributionde poussieres autour du oeurdes AGNs permetde omprendre les me anismesqui alimentent letrou noir enmatiere.Des mesuresont etefaites pourla premierefois surNGC4151(Swain,2003), puis sur NGC 1068 (Jae, 2004; Wittkowski,2004). Ces mesures sont ompatiblesave la presen e d'un tore depoussiere.Cependant, esobservations sonten ore en limitede resolution etune analyseplus nede la geometrie du tore ne essite une resolution spatiale de

0.1mas

et un hamp de vue de

1 − 10mas

(Lena, 2004).

1.2 L'evolution des te hniques en HRA

Lepluspetitelementderesolution(resel)d'uninstrumentd'imagerie orrespondalaplushautefrequen e spatialevueparl'instrument.

Un teles ope monolithique de diametre

D

a une resolution angulaire egale a

λ/D

, soit 1 resel, ave

λ

la longueur d'onde d'observation. Ce teles ope a ede atoutes les frequen es spatiales de l'objet observe jusqu'a sa frequen e de oupure

f

c

= D/λ

. Un teles ope peut don ^etre assimile a un ltre passe-bas. L'interferometre lui e hantillonne le iel en frequen es spatiales. Il n'est sensible qu'a quelques frequen es de l'objet autour de

B

k

/λ

, ave

B

k

designant les ve teurs bases (distan es entre ouvertures). Le nombre de frequen es spatiales vues par l'interferometre est egal au nombre de bases independantes (fon tion du nombre et de la disposition des teles opes). La ouverture du plan (u,v) est denie ommel'ensemble des frequen es spatialese hantillonneesparlapupille d'entree del'interferometre.

Cependant, la turbulen e atmospherique a longtemps emp^e he les grands instruments d'atteindre en imagerieleur resolution theorique.Plusieurste hniques ontvu lejour pouratteindre lalimitede dira tion.

La turbulen e atmospherique(Roddier, 1981)provoqueune agitationde l'image,voireunetalementde l'imagesilediametreduteles opedevient plusgrandqu'un ertaindiametre ritique.Cediametreestappele le parametre de Fried

r

0

. Le pouvoir de resolution est limitepar le teles ope si

D < r

0

et ilest limitepar l'atmospheresi

D > r

0

.

L'imageinstantaneed'unteles opedediametre

D > r

0

estune gureetaleesousformedetavelures,ou "spe kles", de dimension

λ/D

reparties sur une zone de largeur

λ/r

0

. Le nombre de spe kles dansl'image estdel'ordrede

(D/r

0

)

2

.Ladureedevied'unspe kleestdenieparune onstantedetemps ara teristique dela oheren e

τ

0

.Typiquement

r

0

= 10cm

et

τ

0

= 10ms

dansle visible(

λ = 500nm

).

L'interferometriedestavelures(Labeyrie,1970)restitueleshautesfrequen es spatialesdel'objetmalgre laturbulen e atmospherique. La turbulen e est "gee" gr^a e a l'a quisitionde poses ourtes su essivesa une frequen e plusrapide que

τ

0

,soittypiquement

100Hz

dansle visible.Lesspe kles nese melangent pas et onserventl'informationhauteresolutionalalimitededira tionduteles ope.Late hniquedubispe tre, ou "spe kle masking"(Weigelt, 1977) restitue la phase dans le plan de Fourier parune fon tion de triple- orrelation de l'image (ou bispe tre). Fienup (1978) propose une methode iterative de re onstru tion de l'imageapartir dumodule desatransformeede Fourier.

Aujourd'hui, les perturbations atmospheriques peuvent ^etre ompenseesen amont gr^a e a une optique adaptative(OA), qui orrige lefrontd'onde entemps reel(Bab o k, 1953;Rousset,1990;Be kers,1993). Lesplusgrandsteles opesa tuelsde

10m

dediametre(VLT,KECK,GEMINI,SUBARU)sonttousequipes d'uneOA. L'ESO

1

a etudie le projet d'un

100m

(OWL) maisauvu des diÆ ultes te hniques, un

40m

est envisageaplus ourt terme.Dansl'espa eouons'aran hitdelaturbulen e,le teles opeHUBBLE(

2.4m

) aen ore debeaux jours devantlui,et serarelayeplus tardparle JWST,quia une envergurede

6.5m

.

1.2.2 Le potentiel d'imagerie des interferometres optiques

Lesdebuts ...

C'estThomasYoungen1801quimeteneviden elesphenomenesd'interferen e,enobservantunesour e lumineuseatraversune ranformededeuxtrous.Il onstatequelesfrangessontmoins ontrasteessilataille delasour eestplusgrande.PuisHippolyteFizeauenon een1868qu'ilestpossibleparunmontagesimilaire d'obtenirquelquesdonneesnouvellessurlesdiametresangulairesdesastresobserves(Fizeau,1868).Inspire par es idees,Edouard Stephan observe le iel en disposant sur un teles ope un masqueper e de 2 fentes espa eesde

65cm

.LaresolutionetantinsuÆsante,il on lutneanmoins"surl'extr^emepetitessedudiametre apparent desetoilesxes" (Stephan, 1874).Plus tard, 'est Albert Mi helson quimesure pour la premiere foisle diametre deBetelgeuseetquietudie desetoilesdoubles(Mi helson,1921).Pouravoirune baseplus grande, ilelabore un montage onstituede 2miroirs de

15cm

espa es de

6m

montes surune poutre.Puis parunjeude2autres miroirs,ilrappro helesfais eauxpour lesfaireentrerdansl'ouvertured'un teles ope de

2.5m

(Fig. 1.8).Ce montageperis opique ameliore nettement la luminositedesfranges (C'estle m^eme prin ipe que ladensi ationde pupille).Labeyrie (1975)obtient des frangesen 1974en utilisant ette fois 2 teles opes independants de

20cm

espa es de

12m

(Fig. 1.8). Il ouvre la voiea l'interferometrie optique longue base.

On observe ependant une evolution lente de l'interferometrie. La prin ipale diÆ ulte est de mettre en phaselesondesin identes.Ladieren e de heminoptique (ouDDMpourdieren edemar he)doitrester inferieure a la longueur de oheren e

l

c

pour que les ondes soient oherentes et interferent :

l

c

= λ

2

_/∆λ

, ou

λ

et

∆λ

sontrespe tivement lalongueurd'onde moyenneetlabandespe trale d'observation(

l

c

= 5µm

ave

λ = 600nm

et

∆λ = 80nm

).Enpratique,laDDMvarie ontinuementau oursdelarotationterrestre et u tuea ause de la turbulen e atmospherique, quiest plus ritique dansle visiblequ'eninfrarouge. La DDM est ompensee par une ligne a retard (LAR), quiassure le oheren age desfais eaux. Pour ela, un senseurdefrangesdoit^etre apabledesuivrelesderivesdesfrangessurledete teuretd'endeduire laDDM entemps reel pourasservir laLAR (Lawson,1999;Koe hlin,1996).

1

Poutre de Mi helson ave laquelle les premiers diametres d'etoiles ont ete mesures en 1921 (a gau he). Premier interferometrea 2teles opes (I2T)misaupoint parLabeyriea Ni e en1974(adroite).

Notons au passage que pour l'interferometrie longue base, on introduit un parametre supplementaire de turbulen e atmospherique,l'e helle externe de oheren e spatiale

L

0

.Ce parametresert a modeliserles variationsde DDMentre lesbras del'interferometre.Sila basedel'interferometredevient superieurea

L

0

, onpassedu modeledeturbulen ede Kolmogorova eluide VonKarman, quitient omptedes u tuations de l'atmosphere a grande e helle (Maire, 2005). Il est important de ara teriser les u tuations du front d'onde pour spe ier le design des sous-systemes omme l'optique adaptative, le orre teur de tip-tilt du frontd'onde ou lesenseur defranges.

Lesinterferometres heterodynes

Commeenradio-astronomie(Perley,1989;Thompson,1986),ladete tionheterodynemelangelesignal a un os illateur oherent interne (sour e laser). Les signaux sont amplies et odes numeriquement en frequen es.Endessousde

10µm

,lebruitdephoton(aspe t orpus ulairedelalumiere)devient omparable au bruit de dete teur. En interferometrie optique et infrarouge (ou la periode de l'onde est de l'ordre de

10

−14

s

), la seule fa on de pro eder pour tirer partie des proprietes ondulatoires de la lumiere est de faire interferer dire tement lesfais eaux.

Lesinterferometres orrelateurs

Uninterferometrea2teles opesmesureuneamplitudedemodulationd'intensite, 'est-a-direle ontraste

C

desfranges d'interferen e donnepar:

C =

I

max

− I

min

I

max

+ I

min

(1.1)

ou

I

min

et

I

max

sont respe tivement le maximum et le minimum d'intensite des franges sombres et brillantes.Ce ontraste est relie audegre omplexede oheren e

γ

c

de l'objeta lafrequen espatiale

B/λ

. Lavisibilite( ontrastedesfranges) estle modulede

γ

c

etlaphase(position desfranges) estl'argument de

γ

c

.

Le theoreme de Van Cittert-Zernike relie la visibilite

V

a la distribution de brillan e de la sour e a la frequen espatiale

B/λ

.

V =













T F



O



B

_λ



T F (O(0))













e

iΦ

(1.2)

teles opes phases de l^otures surlaphase deresolution equivalente

de phase (resel) enresels

N

T

N

T

(N

₂

T

−1)

(N

T

−1)(N

₂

T

−2)

1 −

_N

2

_T

N

R

= N

T

(N

T

− 1)

N

R

x

N

R

3 3 1 33 6 2.4 x2.4 4 6 3 50 12 3.5 x3.5 6 15 10 67 30 5.5 x5.5 8 28 21 75 56 7.5 x7.5 10 45 36 80 90 10 x10 20 190 171 90 380 20 x20 40 780 741 95 1560 40 x40 70 2415 2346 97 4830 70 x70 100 4950 4851 98 9900 100 x100

Tab. 1.2{Observables etparametres d'imageriefon tiondunombred'ouvertures de l'interferometre. En synthese d'ouverture (a gau he), la phase de l'objet est restituee gr^a e a la te hnique de l^oture de phase(Lawson,1999).Le nombre de l^otures dephasesindependantes est toujoursinferieuraunombre de phasesdeFouriermesureesparl'interferometre.Cela dit,laquantited'informationsurlaphaseestd'autant plus omplete qu'ilya deteles opes. Enimagerie dire te(adroite),sontindiquesle nombred'elementsde resolution(resel) etlalargeur orrespondantedel'image(enresel).La restitutiondelaphaseest omplete, gr^a e auxte hniques de ophasage.

ou

T F

designe l'operationde transformee deFourier. La phasemesuree

Φ

se de omposeen3termes :

•

laphasepropre a l'objet:

Φ

o

•

laphaselieea laDDM(

φ

DDM

= 2π δ/λ

),

•

laphasealeatoire induiteparl'atmosphere:

φ

.

En presen e de turbulen e, le terme de phase atmospherique aleatoire rend inutilisable l'information surlaphase de l'objet. Seul le module dela visibiliteau arre peut^etre mesuree.Or la phase del'objetest primordialepourre onstruirel'imageapartirdel'espa edesfrequen es.Deuxtypesd'appro hes ontournent eprobleme.

Premierement, une arte de brillan e peut ^etre estimee en utilisant un modele d'objet simple hoisi a priori. Ce modele doit presenter un entre de symetrie, ar la transformee de Fourier d'une fon tion reelle entro-symetriqueestunefon tionreelle,don aphasenulle.La ourbedevisibiliteestajusteeaumieuxave les points mesures, en faisant varier les parametres du modele (disque uniforme, assombrissement entre-bord, etoiles doubles, ...). Attention ependant, les mesures de ontraste n'apportent pas dire tement de l'informationsurl'objet, maissurle modelede l'objet hoisi.

Deuxiemement,la phase de l'objetest a essible en imagerie parreferen e de phase (Lane, 1999; Del-plan ke, 2006). Le prin ipe est d'observer simultanement l'etoile de s ien e et une etoile de referen e a ^otesuÆsammentbrillante(telle que letemps d'integrationne essairesoit inferieura

τ

0

).La lignea retard est asservie sur l'etoile dereferen e, an de orriger les phasesresiduelles lieesa la turbulen e et auxbiais instrumentaux.Cettete hnique oredesur ro^tungainenmagnitude, arellepermetd'observerdesobjets faibles,tout en asservissantlesystemesurune etoile de alibrationbrillante.

Lesinterferometres asynthese d'ouverture optique (SOO)

A partir de 3 teles opes, un interferometre peut retrouver partiellement l'information sur la phase de l'objet,gr^a ealate hniquede l^oturedephase.D'abordmiseenpratiqueparlesradio-astronomes(Jennison, 1958), ette te hnique a ensuite ete appliquee aux longueurs d'onde optique (Rogstad, 1968; Baldwin, 1986). La l^oture de phase est egale a la somme des 3 phases mesurees par 3 bases distin tes. Cette

s'annulent.Celas'e rit(Lawson,1999):

Phasemesuree Phasedel'objet Atmosphere

Φ(1 − 2)

=

Φ

o

(1 − 2)

+

[φ(2) − φ(1)]

Φ(2 − 3)

=

Φ

o

(2 − 3)

+

[φ(3) − φ(2)]

Φ(3 − 1)

=

Φ

o

(3 − 1)

+

[φ(1) − φ(3)]

D'ou unterme de l^oture dephaseegala:

Cloture(1 − 2 − 3) = Φ

o

(1 − 2) + Φ

o

(2 − 3) + Φ

o

(3 − 1)

Plus il y a de teles opes, plus on mesure simultanement des termes de l^oture, qui sont autant d'ob-servablessupplementaires utiliseespour la re onstru tion de l'image.Cependant, l'information surla phase ne peut pas^etre restauree integralement (Tab. 1.2).On dispose de seulement

33%

de l'informationsur la phaseave 3ouvertures, ontre

75%

ave 8ouvertureset

90%

ave 20ouvertures.Celaimpliqueen oredes hypotheses a priori pour omblerl'informationmanquante lors de lare onstru tion del'objet.

Uninterferometreasynthesed'ouvertureoptique ombinealafoisla l^oturedephaseetlasuper-synthese d'ouverture.Lasuper-syntheseutiliselarotation terrestre pourenri hirleplan(u,v)(Baldwin,1986;Hani, 1987).Elle ompenselefaiblenombredeteles opesdureseauetaugmentelenombredepointsmesures.Ila etedemontre(Roddier,1986)quela l^oturedephaseave lesinterferometresestequivalenteauxte hniques despe kle maskingsurles teles opes monolithiques.

Amesurequelenombredeteles opes(

N

T

)re ombinesaugmente,lafra tiond'informationsurlaphase, quiaugmenteen

1−2/N

T

,tendversles

100%

.Lesgrandsinterferometrestendentversdeveritablesimageurs. L'image est re onstruite a partir d'un e hantillon de visibilites et de phases. Une ouverture frequentielle suÆsamment dense et homogene fournit une image dele et detaillee de l'objet sans modele a priori. On etudiedesobjets omplexespourlesquelsiln'existepas demodelessimplesdedistribution d'intensite.

Lesinterferometres imageursdire ts (ID)

On parle d'imageriedire te au foyer d'un teles opemono-pupille, mais ette notion s'appliqueaussi en interferometrie.L'ideeremonteenfait auxoriginesave Fizeau.Uneimage"dire te"est obtenue "optique-ment"en transportant eten superposantles fais eauxdesouvertures individuelles enun foyer ommun,de sorteafaireinterferer onvenablementlessous-images.Onparlealors"d'imageriedire teinterferometrique". Rappelonsqu'une image n'estniplus ni moinsformee qued'un ontraste d'ombresetde lumieres.Fort dutheoremedeVanCittert-Zernike(quiliel'objetal'imagevia lesfrequen es spatiales),l'interferometriea longtempsfait desinterferen es,jusqu'aen oublierl'image.Au fur etamesureque lenombredeteles opes augmente,l'interferometre,vu ommeune hantillonneuren frequen es spatiales,devient unveritable ima-geur. La fon tion de transfert du reseau se remplit et lasuperposition desjeux de franges enri hit l'image Fizeau. Lesinterferen es lumineusesse melangent et forment une image au entre (Fig. 1.9). Plusbesoin demodele.Ungrandinterferometre fournit dire tement une image.Restel'interpretationque l'onen fait.

Lenombredereselsdansl'image,note

N

R

,estegalaunombred'observables(visibilitesetphases)vues par l'interferometre en synthese d'ouverture (Tab. 1.2), soit 2 fois le nombre de bases independantes du reseau :

N

R

= 2 N

B

i

= N

T

(N

T

− 1)

(1.3)

Ave un grand nombre de teles opes, on a

N

R

≃ N

2

T

,tant que lesbases du reseau restent non redon-dantes.Aumoins6teles opessemblentne essairespourobteniruneimageaproprementparler, 'est-a-dire ave un nombre signi atifde resels.Lepouvoir d'imageried'un reseau de 6teles opes atteint la trentaine de resels,soitune imagede 5par 5pixelsutiles. Cela luipermet dedete ter un motifde l'ordre de1/5 de foisle diametredel'objet.