Interférométrie

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L'interférométrie est une technique d'observation permettant aux astronomes d'atteindre une résolution angulaire au delà de celle accessible avec des télescopes monolithiques de l'ordre de la milliseconde d'arc dans le visible.

  
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Définition

L'interférométrie est une technique d'observation permettant aux astronomes d'atteindre une résolution angulaire au delà de celle accessible avec des télescopes monolithiques (de l'ordre de la milliseconde d'arc dans le visible, voir dimension angulaire) et donc de discerner des détails très fins sur les objets observés. Au sol la turbulence atmosphérique dégrade fortement la résolution angulaire des grands télescopes qui, sans aucune correction (voir optique adaptative), ont un pouvoir de résolution équivalent à celui d'un télescope d'une vingtaine de centimètres de diamètre.

Théorie

L'interférométrie est basée sur la nature ondulatoire de la lumière et la possibilité de faire interférer les ondes lumineuses. Pour comprendre ce phénomène jetons simultanément deux cailloux dans l'eau : nous formons deux ondes circulaires qui se propagent et finissent par se rencontrer. A l'endroit où les ondes présentent respectivement un creux et une bosse, la surface de l'eau semble ne pas bouger : il y a eu interférence destructive des deux ondes. Par contre, partout où les ondes ont présenté deux creux ou deux bosses on assiste à un creux ou à une bosse qui a pour amplitude la somme des amplitudes des deux ondes incidentes : il y a eu interférence constructive. Pour avoir des interférences lumineuses, on sépare la lumière émise par une source en deux systèmes d'ondes qui après avoir parcouru différents chemins sont recombinées. Il y a alors superposition de deux trains d'ondes correspondant à des radiations issues des mêmes atomes de la source et interférence : c'est l 'expérience des trous d'Young.

Historique

C'est au début du 19ème siècle que l'anglais, Thomas Young, réalise une expérience mettant en évidence la nature ondulatoire de la lumière. Il observe derrière un écran percé de deux petits trous l'image donnée par une source lumineuse ponctuelle monochromatique (à une seule longueur d'onde) : il observe alors une image zébrée de rayures perpendiculaires à la direction des deux trous : des franges d'interférence. Il faudra attendre 1868 pour que Hippolyte Fizeau propose d'utiliser sur des étoiles l'effet de diminution du contraste des franges à mesure que le diamètre de la source lumineuse s'élargit (la source n'est alors plus ponctuelle mais étendue), ou que la distance entre les deux trous augmente (on verra dans la suite que les trous ont été remplacés par des télescopes individuels) : c'est le début de l'interférométrie stellaire. Connaissant la séparation des trous on peut remonter au diamètre angulaire de la source observée. C'est Edouard Stephan qui va appliquer l'idée de Fizeau à la lunette de l'Observatoire de Marseille puis Albert Michelson, aidé par Francis Pease, qui installera sur le télescope Hooke de 2.5 mètre du Mont Wilson (Etats-Unis) une poutre portant à chaque extrémité deux miroirs plans de 15 cm constituant une base interférométrique de 7 mètres. C'est en 1920 que Pease mesurera le premier diamètre stellaire avec cet instrument : celui de la supergéante rouge Bételgeuse. Pour qu'il y ait effectivement interférence, il faut que les ondes arrivent dans ce que l'on appelle la longueur de cohérence du rayonnement qui est de l'ordre de quelques dizaines de mm dans le visible. Il est donc nécessaire de compenser très précisément la différence de marche entre les deux ondes incidentes. Dans le domaine radio il est facile de compenser la différence de marche entre deux antennes avec une précision de quelques millimètres, il est également possible de transporter par câble les signaux sans perdre la phase de l'onde : c'est ce qui a valu l'essor de l'interférométrie radio dans les années 50. Au sol, dans le domaine optique, les télescopes sont confrontés à la turbulence atmosphérique qui est à l'origine de l'étalement des images (perte de cohérence spatiale de l'onde sur le télescope) formant des tavelures (speckles en anglais). C'est Antoine Labeyrie en 1970 qui trouvera une solution à ce problème en « figeant » la turbulence grâce à une succession rapide de poses élémentaires de quelques millisecondes. Cette technique baptisée interférométrie des tavelures rendra aux grands télescopes leur pouvoir de résolution théorique. Fort de ce succès Antoine Labeyrie décide de ne plus mettre seulement en phase chaque élément d'une même ouverture mais imagine de mettre en phase les images focales de plusieurs télescopes.

L'interféromètre GI2T au Plateau de Calern (06) © D. Mourard (OCA).

Il réalise alors ce que l'on appelle la synthèse d'ouverture optique d'abord avec l'Interféromètre à 2 Télescopes (I2T) avec lequel il obtient en 1974, à l'Observatoire de Nice, les premières franges d'interférence sur l'étoile Véga (a Lyrae). De nos jours il existe une dizaine d'interféromètres optiques en fonctionnement ou en développement dans le monde dont l'interféromètre GI2T, successeur de l'I2T, sur le plateau de Calern (France) qui vient d'être complètement rénové et automatisé (projet REGAIN). Le Very Large Telescope Interferometer (VLTI) qui doit voir le jour à l'horizon 2000 au Paranal (Chili) devrait permettre de coupler deux télescopes de 8 mètres avec un ou deux télescopes auxiliaires de 1.8 mètres et permettre de réaliser les premières images de sources stellaires ou extragalactiques dans l'infrarouge proche avec une résolution de l'ordre de la milliseconde d'arc .

Une vue du site du VLT à la Silla au Chili © European Southern Observatory.