INTERFÉROMÉTRIE STELLAIRE OPTIQUE

INTERFÉROMÉTRIE STELLAIRE OPTIQUE

Née dans la seconde moitié du XIX^e siècle, l’interférométrie stellaire optique a été utilisée jusque dans les années 1920, puis fut quelque peu délaissée. Elle devait renaître dans les années 1950; elle a depuis lors enregistré de grands succès.

Elle peut être définie comme l’art d’utiliser les interférences de la lumière en vue d’améliorer la résolution des observations effectuées au moyen de télescopes.

1. Les pionniers

En 1868, Armand Fizeau constate que le contraste des franges d’Young varie en fonction des dimensions de la source lumineuse. Cela lui suggère un moyen de mesurer le diamètre des étoiles; car, selon son raisonnement, il devient possible de retrouver la résolution théorique des grands télescopes qui se trouve dégradée par la turbulence atmosphérique. Pour ce faire, il propose de placer devant l’objectif un écran percé de deux petites ouvertures. L’image d’une étoile, observée au moyen d’un oculaire fortement grossissant, apparaît alors comme une tache, de diamètre angulaire voisin de/d (d étant le diamètre commun des ouvertures et la longueur d’onde), sillonnée de franges d’Young qui sont espacées d’une quantité/D (D étant l’écartement des ouvertures). Le contraste, ou visibilité, des franges défini par la relation:

où I^M et I^m sont les intensités maximale et minimale dans l’image, est fonction de l’écartement D des ouvertures:

où J¹(x ) est une fonction de Bessel du premier ordre et 見 le diamètre angulaire d’une source circulaire uniforme. Les franges disparaissent quand l’écartement atteint la valeur D = 1,22/ 見.

L’idée de Fizeau n’est appliquée une première fois qu’en 1873. Édouard Stephan, utilisant le télescope réfracteur de 80 cm de l’observatoire de Marseille, note que les franges d’Young obtenues par deux ouvertures distantes de 65 cm présentent un contraste constant pour toutes les étoiles observées. Il en déduit non seulement que leur diamètre angulaire est inférieur à 0,16 mais encore que celui-ci ne représente qu’une toute petite fraction de cette valeur.

Les expériences d’interférométrie stellaire ne reprennent qu’en 1890 quand Albert Michelson se propose d’exploiter à son tour l’idée de Fizeau pour mesurer les diamètres des quatre principaux satellites de la planète Jupiter à l’aide du télescope réfracteur de 30 cm de l’observatoire Lick, aux États-Unis. Il trouve des valeurs comprises entre 0,90 et 1,20 en accord avec les mesures classiques. Ce premier succès le pousse à poursuivre ses expériences en utilisant des télescopes de plus grand diamètre: 1 m à l’observatoire Yerkes, 1,60 et 2,50 m au Mont-Wilson. Il constate que la turbulence atmosphérique introduit dans la lumière provenant de l’étoile des déphasages qui font osciller les franges, mais que ces fluctuations sont d’ordinaire suffisamment lentes pour ne pas les brouiller totalement.

Encouragé par ces conclusions, Michelson s’associe à Francis Gladhelm Pease pour construire un grand interféromètre (fig. 1) dont les ouvertures peuvent être espacées de 7 m. Un banc optique était fixé à l’extrémité supérieure du télescope de 2,50 m. Il portait quatre miroirs plans de 15 cm de diamètre: les deux miroirs extérieurs mobiles constituaient la base D de l’interféromètre et les deux miroirs intérieurs fixes renvoyaient la lumière dans le télescope. La formation des franges d’Young nécessitait l’égalité des trajets optiques entre les miroirs extérieurs et le foyer avec une précision de l’ordre du micromètre. Cette égalité était rétablie après chaque déplacement des miroirs en interposant sur un des faisceaux lumineux un compensateur optique. Sur l’autre faisceau, une lame de verre à faces parallèles inclinable permettait de maintenir les deux images stellaires parfaitement superposées. Les franges étaient observées visuellement au moyen d’un puissant oculaire. Dans un premier temps, l’observation consistait à obtenir la disparition des franges. L’observateur évaluait ensuite la visibilité des franges par comparaison avec celle des franges de référence, à contraste variable mais connu. Il obtenait ainsi, pour différentes valeurs de l’écartement des miroirs, des points de la fonction de visibilité qui lui permettaient de calculer le diamètre de l’étoile en supposant que celle-ci ait l’apparence d’un disque circulaire uniforme. La résolution théorique de cet interféromètre était de 0,02 , supérieure à celle de tous les télescopes existant à l’époque; mais son emploi était délicat. Durant l’hiver 1920, Pease obtint pour la première fois la mesure d’un diamètre stellaire, celui de l’étoile supergéante Bételgeuse dans la constellation d’Orion. La valeur obtenue de 0,047 correspondait bien à celle qu’avaient prédite les théoriciens Arthur Stanley Eddington et Henry Norris Russell. Par la suite, cinq étoiles ont été résolues.

À la même époque, John A. Anderson a construit un interféromètre, toujours suivant le principe formulé par Fizeau (fig. 2) mais adapté à la mesure des étoiles doubles au foyer du télescope de 2,50 m du Mont-Wilson. Une plaque portant deux ouvertures et pouvant tourner dans son plan autour de l’axe optique du télescope est placée en avant du foyer. Son effet est analogue à celui d’un écran placé devant l’objectif, mais son emploi est beaucoup plus facile. Pour une étoile double, la fonction de visibilité des franges s’écrit:

D étant l’écartement des ouvertures, 福 l’écartement angulaire des deux étoiles et l’angle de position des ouvertures par rapport aux étoiles. I¹ et I² sont les intensités respectives des deux étoiles. La visibilité des franges est minimale lorsque la direction des ouvertures est parallèle à celle des étoiles ( = 0 ou 180⁰) et si leur écartement vaut D =/2 福.

Cet instrument a permis de résoudre l’étoile double spectroscopique Capella, dont les composantes sont séparées d’environ 0,050 ; ainsi, sous des formes légèrement différentes, l’interféromètre stellaire de Fizeau-Anderson est toujours employé dans de nombreux observatoires pour l’observation systématique des étoiles doubles très serrées.

Peu après 1920, George Ellery Hale, Pease et Michelson ont entrepris la construction d’un grand interféromètre dont les miroirs extérieurs pouvaient être écartés de 15 m, sur le même principe que l’instrument de 7 m mais qui possédait une monture indépendante. Cet instrument est entré en service en 1929. Il a permis de réobserver les étoiles déjà résolues et de mesurer le diamètre d’une nouvelle étoile. Cependant, très sensible aux déformations et vibrations mécaniques, il n’a jamais permis d’atteindre sa résolution théorique de 0,01 et les conditions opératoires en étaient si difficiles que cet instrument a été abandonné peu après 1930.

Il a fallu attendre la fin de la Seconde Guerre mondiale pour voir à nouveau des astronomes s’intéresser à l’interférométrie stellaire optique. Entre-temps, sont nées l’électronique et la T.S.F., ouvrant aux astronomes la large fenêtre des ondes radioélectriques venant de tous les recoins de l’Univers. Sont apparues aussi des techniques propres à résoudre les problèmes rencontrés lors des tentatives d’application de la vieille idée de Fizeau.

2. L’interférométrie d’intensité

C’est pourtant sur un principe différent de celui de Fizeau que l’interférométrie stellaire optique renaît vers 1956 à la suite des travaux d’un radioastronome, ancien constructeur de radars, Robert Hanbury Brown.

Une étoile de diamètre angulaire 見, observée en lumière monochromatique de longueur d’onde, produit sur la Terre un éclairement non uniforme. En effet, les vibrations lumineuses en provenance des différents points de la surface apparente de l’étoile ont les mêmes amplitudes mais des phases différentes, si bien que leur interférence produit un éclairement formé de taches lumineuses dont le diamètre est égal à d = 1,22/ 見 et dont la distribution obéit à la statistique de Rayleigh. Ce phénomène s’explique très bien dans le cadre de la théorie de la granulation cohérente observée sur un plan éclairé par un faisceau de lumière laser à travers un diffuseur. Si la lumière n’est pas parfaitement monochromatique, les fluctuations de l’intensité lumineuse reçue en chaque point contiennent une composante due aux battements entre les fréquences voisines de la bande spectrale. On montre que la valeur moyenne dans le temps du taux de corrélation des fluctuations enregistrées sur deux détecteurs est une fonction de leur écartement D et du diamètre angulaire de la source. Cette fonction est égale au carré de la fonction de visibilité des franges dans l’interféromètre de Michelson:

où 麗... 礪 indique une valeur moyenne dans le temps.

Le taux de corrélation s’annule en valeur moyenne quand les deux récepteurs sont distants d’une quantité d , ce qui permet de calculer le diamètre angulaire de la source. Cette méthode a été appliquée par Hanbury Brown et ses collaborateurs, qui ont construit en Australie un interféromètre conçu selon ce principe.

Cet interféromètre comprend deux collecteurs de lumière de 6,5 m de diamètre, au foyer desquels sont placés des détecteurs photoélectriques ainsi que des filtres optiques qui isolent une bande spectrale de 10 nm autour de la longueur d’onde de 440 nm. Les fluctuations d’intensité lumineuse I¹ et I² sont converties en variations de courant électrique i ¹ et i ² et l’on en fait le produit pour mesurer dans le temps la valeur du taux de corrélation pour la valeur de l’écartement des collecteurs comprise entre 10 et 188 m. Le maximum de résolution théorique est de 0,000 5 . L’inconvénient majeur que présente l’interféromètre d’intensité est sa faible sensibilité. Étant donné le domaine spectral utilisé, les observations ne sont guère possibles que pour des étoiles chaudes émettant beaucoup de radiations bleues et possédant une magnitude supérieure à 2,5. Dans ces conditions, l’étude de certaines de ces étoiles a nécessité plus de vingt heures d’observation. À l’avantage de cette technique, il faut noter qu’elle est pratiquement insensible aux effets de la turbulence atmosphérique.

L’interféromètre d’intensité installé à l’observatoire de Narrabri (Australie) a donné la valeur précise du diamètre angulaire de trente-deux étoiles chaudes. On lui doit aussi la découverte de quelques systèmes stellaires multiples. Ces observations constituent la base de l’échelle de température pour les étoiles plus chaudes que le Soleil.

3. Interféromètres photoélectriques de Fizeau

Ces instruments dérivent tous de l’interféromètre à écran d’Anderson, mais l’œil de l’observateur y est remplacé par un système de détection photoélectrique.

L’interféromètre le plus simple est celui qui a été réalisé par James L. Elliot et I. S. Glass en 1969. Les franges d’interférence produites par un dispositif classique à deux ouvertures sont détectées à travers une grille modulatrice par un photomultiplicateur. Un système électronique de détection synchrone extrait du signal une composante continue (c ) et une composante modulée dont l’amplitude (m ) est directement liée à la visibilité des franges:

a étant la largeur des barreaux de la grille. L’écartement des ouvertures est constant, mais la variation de leur orientation fournit une courbe de visibilité dont les maximums permettent de calculer la position et l’écartement angulaire des composantes d’une étoile double.

Vers 1971, Douglas G. Currie et ses collaborateurs mettent au point un interféromètre d’un principe différent. Le faisceau de lumière convergeant au foyer du télescope est rendu parallèle par un collimateur. Un masque percé de deux petites ouvertures isole deux faisceaux qui sont divisés puis recombinés dans un prisme de Köster. Les intensités des faisceaux sortant, enregistrées par deux détecteurs, sont le résultat d’une interférence en teinte plate. Leur somme est toujours égale à la somme des intensités de chacun des faisceaux traversant les ouvertures. En l’absence d’atmosphère, les variations d’intensité sur les deux détecteurs sont anticorrélées et mesurent le degré de cohérence partiel de la lumière incidente, c’est-à-dire la visibilité des franges dans un interféromètre de Fizeau. La scintillation atmosphérique introduit des fluctuations aléatoires des intensités corrélées sur les deux récepteurs. Pour une valeur D de l’écartement des ouvertures, la mesure de la valeur moyenne dans le temps du taux de corrélation des fluctuations des intensités reçues par les deux récepteurs permet d’éliminer l’effet de la scintillation et de calculer la valeur de la visibilité des interférences:

où 麗I¹ 礪 et 麗I² 礪 sont les valeurs moyennes des intensités sur les détecteurs. On en déduit le diamètre angulaire de la source. L’instrument fonctionne au foyer du télescope de 5 m du mont Palomar (Calif.). L’écran correspond à la projection sur l’ouverture du télescope de deux petits trous de 4 cm de diamètre. La bande spectrale étant toujours inférieure à 10 nm, les détecteurs fonctionnent en compteur de photons et plusieurs minutes d’observation sont nécessaires pour obtenir une mesure précise sur une étoile de troisième magnitude. Quatre étoiles géantes déjà observées par Pease puis par Antoine Labeyrie ont pu être résolues.

En janvier 1975, Franck L. Low et Donald W. McCarthy ont obtenu pour la première fois des franges d’interférence dans l’infrarouge à la longueur d’onde de 5 猪m. L’instrument est conçu suivant le principe de l’interféromètre photoélectrique construit par Elliot et Glass, mais le récepteur est ici un bolomètre sensible au rayonnement infrarouge. Cet interféromètre, installé au foyer du télescope de 4 m de diamètre de l’observatoire de Kitt Peak (Ariz.), a permis de résoudre vingt-cinq objets (étoiles évoluées, protoétoiles et nuages interstellaires compacts) à des longueurs d’onde comprises entre 2,2 猪m et 22 猪m.

4. L’interférométrie des tavelures

En 1970, l’opticien et astronome français Antoine Labeyrie propose la méthode dite de speckle interferometry , désignée en français sous le nom d’interférométrie des tavelures. Celle-ci présente l’avantage de conserver toute la résolution angulaire des grands télescopes optiques en s’affranchissant de la perte de luminosité due à l’emploi de l’écran à deux ouvertures préconisé par Fizeau. L’idée de cette méthode est issue de la comparaison entre l’aspect granulaire des images stellaires au foyer des grands télescopes et le phénomène de granulations cohérentes produites par la lumière d’un laser ayant traversé un diffuseur. Dans le cas de l’optique astronomique, c’est l’atmosphère terrestre qui joue le rôle de diffuseur. En effet, les fluctuations locales de température y sont associées à des fluctuations de l’indice de réfraction de l’air, de sorte que l’atmosphère se comporte comme un milieu optique hétérogène. La lumière stellaire, quant à elle, peut être fortement cohérente lorsqu’il s’agit d’une étoile non résolue que l’on observe à travers un domaine spectral étroit. Dans tous les cas, un granule individuel se trouve être brillant ou obscur suivant que les phases aléatoires des nombreuses vibrations lumineuses qu’il reçoit en provenance du diffuseur produisent une interférence constructive ou destructive. L’image d’une étoile apparaît alors à chaque instant comme une tache de quelques secondes d’arc de diamètre parsemée de granules brillants dont le diamètre moyen est de l’ordre de/D, D étant le diamètre du télescope et la longueur d’onde d’observation.

La méthode d’interférométrie stellaire qui utilise l’effet speckle consiste à filmer l’image de l’objet à travers un domaine étroit de longueurs d’onde afin de ne pas diminuer le contraste de la figure d’interférence. Le temps de pose est couramment compris entre 1/50 et 1/1 000 de seconde pour «geler» l’effet instantané de la turbulence atmosphérique. Pendant l’observation d’un objet, plusieurs centaines ou milliers d’images sont ainsi enregistrées sur film photographique, ou au moyen d’une caméra de télévision très sensible. La distribution d’intensité lumineuse dans chaque image s’écrit:

expression qui traduit la convolution de la distribution d’intensité sur l’objet O( 見, 廓) par celle d’une source de lumière ponctuelle S( 見, 廓). L’analyse de l’image peut s’effectuer de deux façons:

– dans l’espace des fréquences spatiales, la transformation de Fourier permet d’obtenir le spectre de l’image comme le produit du spectre de l’objet par celui d’une source ponctuelle:

– dans l’espace image, l’autocorrélation donne la convolution de la fonction d’autocorrélation de l’objet par celle de la source ponctuelle:

La moyenne dans le temps permet dans les deux cas de séparer le facteur caractérisant la distribution d’intensité dans l’objet d’un terme qui caractérise les propriétés statistiques de la distribution aléatoire d’intensité dans l’image de la source ponctuelle:

Le traitement des images photographiques s’effectue généralement par transformation de Fourier optique, c’est-à-dire en enregistrant la figure de diffraction obtenue en faisant traverser chaque image par un faisceau laser.

Lors de l’enregistrement des images au moyen d’une caméra de télévision, le calcul électronique de la fonction d’autocorrélation permet une analyse des données en temps réel.

Ces deux méthodes sont le plus souvent employées par les équipes d’astronomes qui utilisent l’interférométrie des tavelures tant en Europe qu’aux États-Unis. Cependant, certains groupes ont développé une technique d’interférométrie des tavelures unidimentionnelle par balayage de l’image stellaire au moyen d’une fente. La transformation de Fourier du signal photométrique permet de calculer la projection du spectre de puissance de l’image suivant la direction du balayage. Peu lumineuse, cette méthode ne peut être utilisée dans le domaine visible que pour l’observation d’objets brillants. En revanche, elle a permis d’appliquer la technique de l’interférométrie des tavelures aux longueurs d’onde du proche infrarouge (de 1 à 10 猪m), domaine pour lequel les récepteurs bidimentionnels ne sont pas encore au point.

Initialement appliquée par A. Labeyrie sur le télescope de 5 m de diamètre du mont Palomar, l’interférométrie des tavelures a permis d’observer à nouveau avec une résolution de 0,02 les étoiles supergéantes initialement résolues par Michelson et Pease.

La mise en service par les Européens et les Américains de grands télescopes optiques et infrarouges de 3,6 à 4 m d’ouverture ainsi que la construction par les Soviétiques d’un télescope géant de 6 m de diamètre, ont beaucoup contribué à l’essor de cette technique. De nombreux interféromètres optiques équipés de télescopes de taille modeste sont réalisés ou en construction dans le monde (France, Australie, États-Unis, Royaume-Uni, Chine).

Dans la mesure où l’astrophysique est une science d’observation, un gain de l’ordre de 50 en résolution angulaire a des retombées dans presque tous les domaines de cette discipline.

Domaine stellaire

Aux longueurs d’onde visibles, une résolution de 0,02 permet de mesurer les diamètres angulaires d’une vingtaine d’étoiles, géantes et supergéantes froides.

Pour certaines grosses étoiles, la mesure du diamètre angulaire à travers des bandes spectrales très étroites (face=F0019 麗黎 10 nm) permet une étude directe de la structure des atmosphères stellaires. Ces observations constituent des tests importants pour les modèles théoriques d’atmosphères des étoiles évoluées.

Un autre paramètre fondamental de la vie d’une étoile est sa masse. Seule l’étude des étoiles doubles permet de mesurer la masse des étoiles. L’interférométrie des tavelures permet de résoudre angulairement les composantes de certaines binaires spectroscopiques, fournissant alors la valeur de la masse de chacune des composantes. On peut espérer à court terme doubler ainsi le nombre de masses stellaires connues avec précision.

Depuis 1976, la technique d’interférométrie des tavelures infrarouge permet, avec les plus grands télescopes, d’atteindre des résolutions de quelques centièmes de seconde. Les principaux programmes entrepris par les astronomes français et américains sont l’étude de la morphologie des protoétoiles et des enveloppes circumstellaires, deux phases fondamentales de l’évolution stellaire.

Domaine extragalactique

L’emploi des caméras de télévision travaillant en comptage de photons a permis d’observer par interférométrie des tavelures des objets peu lumineux. En 1976, A. Labeyrie montrait que le quasar 3C 273 (magnitude 12,8) n’était pas résolu avec le télescope de 5 m. On peut noter quelques tentatives d’observation de noyaux actifs de galaxies ainsi que la résolution des composantes d’un quasar multiple.

Système solaire

L’étude de la formation, de l’évolution et de la structure du système solaire nécessite l’observation à haute résolution angulaire d’un certain nombre d’objets: surface solaire, astéroïdes, satellites de planètes lointaines et noyaux cométaires.

L’interférométrie des tavelures, avec l’emploi des caméras à comptage de photons, a fourni la mesure directe des diamètres des gros astéroïdes Cérès et Vesta.

En 1980, la première résolution complète de Pluton et de son satellite Charon (découvert en 1978) a fait progresser de façon sensible la connaissance de la neuvième planète du système solaire.

Pour terminer, il faut mentionner la recherche de structures fines dans la granulation solaire au moyen d’observations de la surface solaire par interférométrie des tavelures à balayage dans le visible.

5. L’interféromètre à rotation

Dans l’interféromètre à rotation, on enregistre les franges d’interférences produites par la superposition de deux images du miroir primaire du télescope éclairé par la source observée, ces images de la pupille faisant entre elles un angle variable.

L’interférogramme obtenu constitue un hologramme de l’objet. En chaque point, le contraste des franges mesure le module d’une composante du spectre bidimensionnel des fréquences spatiales. Sur les bords, la fréquence spatiale maximale, donc la résolution angulaire, dépend de l’angle de rotation 廓:

La limite de résolution/D est obtenue pour une rotation de 180⁰: chaque point du bord de la pupille interfère alors avec un point diamétralement opposé de l’autre image de la pupille. La distorsion des franges reproduit la distribution de la phase des différentes fréquences spatiales de l’objet. La figure de diffraction obtenue en faisant traverser l’interférogramme par un faisceau laser est une reconstruction de l’image de l’objet.

En pratique, la turbulence atmosphérique introduit des déphasages aléatoires des franges; cependant, il est possible de retrouver la distribution de la phase caractéristique de l’objet en moyennant un grand nombre d’interférogrammes enregistrés avec un temps de pose court, de façon à figer sur chacun d’eux l’effet instantané de la turbulence.

Au moyen d’un interféromètre à rotation, Claude et François Roddier ont obtenu au foyer du télescope de 3,6 m du C.F.H. (Canada-France-Hawaii), implanté au sommet du Mauna Kea, des mesures du diamètre de l’étoile Bételgeuse ainsi que la position de la binaire spectroscopique Capella. L’analyse des interférogrammes de Bételgeuse a révélé d’autre part l’aspect complexe de la fonction de visibilité des franges sur cette étoile, entourée d’une enveloppe de poussières diffusant la lumière stellaire. On a même reconstitué la distribution d’énergie à sa surface.

6. La synthèse d’ouverture en optique

Dans ce qui précède, les instruments permettant des observations par interférométrie étaient des accessoires montés sur les plus grands télescopes optiques. La meilleure résolution angulaire obtenue est de l’ordre de 0,02 , soit la résolution limitée par la diffraction d’un télescope de 6 m de diamètre. Pour aller au-delà, la voie est montrée par les radioastronomes qui utilisent depuis plusieurs années des interféromètres géants (V.L.A., par exemple) constitués de plusieurs radiotélescopes indépendants dont on combine les signaux pour obtenir des interférences. C’est la fameuse «synthèse d’ouverture» qui permet aux radioastronomes d’observer les quasars et autres radiosources avec une résolution angulaire atteignant 0,001 , des milliers de fois supérieure à celle d’un radiotélescope classique.

L’application au domaine optique consiste à superposer dans un même plan focal les images d’une même étoile formées aux foyers de plusieurs télescopes. Dans un tel instrument, la luminosité est proportionnelle au nombre de télescopes utilisés, alors que la résolution angulaire est donnée par la plus grande distance qui joint deux télescopes. Il est facile de concevoir un tel système pour augmenter la luminosité des observations, mais l’obtention d’une résolution limitée par la diffraction nécessite que l’on fasse interférer les différents faisceaux. Cela introduit des conditions de cohérence temporelle qui imposent une rigoureuse égalité des trajets optiques entre les différents télescopes et l’image composite, ce qui se traduit, étant donné les petites valeurs des longueurs d’onde utilisées, par des contraintes sévères sur la stabilité mécanique de l’ensemble de l’instrument.

De nombreuses études théoriques ont été faites dans ce domaine mais les premières expériences ont été réalisées en faisant interférer les images d’une étoile donnée par deux télescopes. Le principe est donné sur la figure 3.

Les trajets optiques à l’intérieur de chacun des télescopes étant supposés identiques, ceux-ci sont symbolisés par les points N et S aux extrémités de la base de longueur D. La direction de propagation des fronts d’onde en provenance de l’étoile fait à un instant donné l’angle avec la base. F est le foyer commun aux deux télescopes. Pour qu’il y ait interférence au voisinage de F, il faut que les faisceaux se combinant aient parcouru le même chemin optique depuis le front d’onde jusqu’au foyer. Cette condition s’écrit :

La position du foyer par rapport au télescope N est une fonction du temps par l’intermédiaire de l’angle :

cette quantité définit la position de la frange centrale d’un champ d’interférence dont l’étendue X est égale à la longueur de cohérence de la lumière, fonction de la bande spectrale utilisée :

La longueur de cohérence caractérise la précision avec laquelle on doit obtenir l’égalité des chemins optiques afin de pouvoir observer les franges d’interférences dans l’image composite. Pour une observation à l’œil en lumière blanche par exemple (avec = 550 nm et = 200 nm), l’égalité devra être effectuée en principe avec une erreur inférieure à 1,5 猪m. En pratique, il faut cependant noter que la turbulence atmosphérique introduit des fluctuations aléatoires de trajet optique atteignant plusieurs micromètres, ce qui permet de relâcher les tolérances sur la précision dimensionnelle de l’interféromètre.

7. L’interférométrie à deux télescopes dans le visible

L’instrument réalisé par A. Labeyrie comprend deux petits télescopes Cassegrain coudés de 25 cm de diamètre placés aux extrémités d’une base nord-sud (fig. 4). Chacun d’eux est fixé sur une monture du type alt-alt (avec deux axes horizontaux orientés nord-sud et est-ouest) assurant une bonne stabilité dimensionnelle et dont les mouvements n’entraînent aucune vibration sensible pendant la poursuite de l’étoile. Les faisceaux lumineux sortant de chaque télescope sont renvoyés par un miroir plan dans le laboratoire focal.

Les faisceaux sont recombinés par un miroir en toit. Quand les conditions d’égalité des trajets optiques sont parfaitement satisfaites, la superposition des deux images stellaires produit un système de franges de Young. Deux caméras de télévision et leurs écrans moniteurs servent respectivement au guidage des télescopes et à l’enregistrement de l’image synthétique. Un petit spectroscope permet l’observation des franges dans le spectre de l’image de l’étoile. La résolution spectrale accroît la longueur de cohérence, ce qui facilite l’obtention des franges d’interférences sans pour autant perdre en luminosité, puisque toutes les longueurs d’onde entre 400 nm et 800 nm sont visibles simultanément.

La base de l’interféromètre n’étant pas parallèle à l’axe de rotation de la Terre, le mouvement apparent de l’étoile sur le ciel entraîne un déplacement des franges. Ce mouvement est compensé en déplaçant automatiquement l’ensemble du système de détection des franges parallèlement à la base avec une vitesse non uniforme dont l’expression est :

Durant l’été de 1974, cet interféromètre, installé à l’observatoire de Nice, a permis d’observer pour la première fois les franges sur l’étoile Véga. Avec une base de 12 m, la résolution angulaire était de 0,01 alors que celle d’un télescope de 25 cm ne dépasse pas 0,5 . Depuis 1976, l’instrument, déménagé au C.E.R.G.A. près de Grasse, a été équipé d’une base de longueur variable entre 4 m et 67 m. La résolution angulaire maximale aux longueurs d’onde du domaine visible atteint 0,000 15 sur les étoiles plus brillantes que la magnitude 4. Trois catégories de programmes d’observations astrophysiques sont en cours :

– la mesure des diamètres stellaires en vue de calculer la température des étoiles et de tester les modèles théoriques d’atmosphère stellaire;

– la détection d’effet de polarisation dans la lumière diffusée par les atmosphères stellaires étendues;

– l’observation des étoiles doubles spectroscopiques et des binaires à éclipses; cette dernière étude conduit au calcul des masses stellaires et à la détermination des paramètres morphologiques de ces systèmes utiles pour tester les modèles d’évolution stellaire.

À l’actif du petit interféromètre, il faut ainsi noter la première résolution angulaire d’une binaire à éclipses, 廓 Aurigae.

La mesure de la position relative des composantes d’une étoile double nécessite une bonne résolution angulaire bidimensionnelle. Or dans l’interféromètre, la résolution atteint bien 0,002 dans la direction nord-sud mais, dans la direction est-ouest, cette résolution ne dépasse pas celle d’un petit télescope, 0,5 . Heureusement, la base étant horizontale, la rotation de la Terre produit une rotation apparente de la base vue depuis l’étoile. Dans les conditions d’observation avec l’interféromètre du C.E.R.G.A., cette rotation peut atteindre une vingtaine de degrés, donnant par effet de «supersynthèse d’ouverture» une résolution angulaire de 0,005 dans la direction est-ouest, ce qui permet une détermination précise de la position des composantes d’une étoile double.

8. L’interférométrie à deux télescopes dans l’infrarouge

Interférométrie hétérodyne

Le premier interféromètre infrarouge à deux télescopes indépendants a été réalisé par Charles H. Townes et Edmund C. Sutton; il utilise le principe de la détection hétérodyne (fig. 5).

L’interféromètre installé à l’observatoire de Kitt Peak est constitué de deux télescopes de 81 cm de diamètre placés aux extrémités d’une base est-ouest de 5,5 m de longueur. Opérant à une longueur d’onde de 11,1 猪m, la limite de résolution est de 0,4 . Au foyer de chaque télescope, la lumière de l’étoile est mélangée à celle d’un faisceau laser à gaz carbonique, puis est focalisée sur une photodiode réceptrice.

La puissance du laser est émise à la fréquence 益¹, alors que la source rayonne dans un spectre étendu les fréquences 益^s . Le récepteur enregistre les battements entre la vibration monochromatique du laser et les vibrations lumineuses de la source. Ce signal électrique, appelé signal hétérodyne, a donc un spectre étendu de fréquences f = | 益¹ 漣 益^s | limité par la bande passante électrique de l’ensemble récepteur-amplificateur, f .

Pour obtenir le signal interférométrique, on multiplie les signaux sortant des deux récepteurs après avoir égalisé leurs trajets dans l’instrument au moyen de lignes à retard électriques. La précision de cette opération est fonction de la bande spectrale effective, c’est-à-dire ici de la bande passante électrique f :

Dans le cas présent, f = 1 400 MHz, ce qui donne pour = 11 猪m, = 0,6 nm et impose X 麗 21 cm. On remarque que cette tolérance est beaucoup plus facile à respecter que dans le cas de l’interférométrie aux longueurs d’onde visibles. Le rapport entre la puissance du signal interférométrique et la puissance lumineuse totale reçue par les deux télescopes donne le contraste des franges, c’est-à-dire le module de la transformée de Fourier de la distribution de brillance sur l’objet. Du fait de l’orientation est-ouest de la base, la longueur de celle-ci varie sensiblement en fonction du temps. Cet effet de supersynthèse d’ouverture est mis à profit pour explorer un grand domaine de fréquences spatiales durant une observation.

Depuis 1976, l’interféromètre hétérodyne a permis d’étudier une dizaine de sources brillantes. Parmi les résultats remarquables, il faut noter la mise en évidence de la variation en fonction du temps du diamètre angulaire de l’enveloppe de poussière qui entoure l’étoile variable Mira Ceti.

La mesure de la phase du signal interférométrique permet en principe de calculer la position des franges le long de la base en fonction du temps. En pratique, la turbulence atmosphérique introduit des déphasages aléatoires qui rendent ce calcul très délicat. Des tests astrométriques ont cependant été tentés avec l’interféromètre de Kitt Peak. Ils ont consisté à calculer la différence de position sur le ciel de deux étoiles (Bételgeuse-Mira Ceti et Bételgeuse-R Leonis) en mesurant l’écart de phase entre les deux systèmes de franges aux instants où les étoiles avaient une même position par rapport à la base. La précision de ces mesures s’est avérée meilleure que celle des mesures de même type effectuées par astrométrie photographique aux longueurs d’onde visibles.

Interférométrie directe à deux télescopes

En décembre 1979, Oberto Citterio et Gian Paolo Di Benedetto ont obtenu pour la première fois des franges par interférométrie directe dans l’infrarouge à 2,2 猪m, au moyen du petit interféromètre du C.E.R.G.A., sur lequel a été installé un dispositif de recombinaison des faisceaux adapté aux observations dans l’infrarouge. Le système de détection des franges est dérivé de celui qui a été développé par Low et McCarthy.

Avec une longueur de base comprise entre 4 m et 67 m, la résolution angulaire à la longueur d’onde de 2,2 猪m varie de 0,12 à 0,007 . Cinq étoiles géantes froides ont été résolues ainsi que la binaire spectroscopique Capella. Une centaine de sources infrarouges sont observables avec l’interféromètre actuel, dont les télescopes n’ont que 25 cm de diamètre. Beaucoup de ces objets sont également résolvables aux longueurs d’onde visibles, ce qui permet de mesurer avec un même interféromètre les diamètres stellaires à la fois dans le visible et dans le proche infrarouge. Un interféromètre comportant de plus grands télescope est en cours d’achèvement.

9. Les interféromètres de l’avenir

Les astronomes se posent la question de savoir si les télescopes de l’avenir feront appel au concept classique du collecteur de lumière constitué par un grand miroir plus ou moins monolithique supporté par une structure mécanique unique ou bien au principe de la synthèse d’ouverture au moyen de plusieurs télescopes indépendants.

L’expérience acquise avec l’emploi des petits interféromètres à deux télescopes ainsi que les progrès récents dans les domaines des récepteurs de lumière et de la micro-informatique font qu’il est maintenant possible de construire un réseau de télescopes optiques travaillant en synthèse d’ouverture.

Du point de vue astronomique, une telle configuration présente l’avantage d’une résolution angulaire inégalable. Sur le plan économique, on estime d’autre part que le coût d’un réseau de télescopes par rapport à celui d’un télescope géant de même surface collectrice croît comme le rapport du diamètre du télescope élémentaire au diamètre du miroir géant. On comprend alors que de gros efforts aient été entrepris par A. Labeyrie pour la construction d’un grand interféromètre dont les éléments sont deux télescopes de 1,5 m de diamètre à montures sphériques. Comme collecteur de lumière, cet instrument sera équivalent à un télescope de 2,1 m de diamètre, mais sa résolution angulaire, variable, pourra être celle d’un télescope de 100 m de diamètre!

Il devient alors possible d’étendre à de nouvelles classes d’objets les programmes d’études astrophysiques entrepris par interférométrie des tavelures sur les plus grands télescopes actuels.

Très rapidement, le grand interféromètre du C.E.R.G.A. sera complété par d’autres télescopes «boules» afin de constituer un réseau cohérent. Les méthodes de synthèse d’ouverture développées par les radioastronomes seront adaptées pour reconstituer la véritable image à haute résolution angulaire des objets observés: la résolution atteindra 0,001 . Il n’en demeure pas moins que la sensibilité et le champ angulaire de cet instrument seront sévèrement limités par la turbulence atmosphérique.

L’Observatoire européen austral prévoit la construction d’un interféromètre à synthèse d’ouverture constitué par les 4 télescopes de 8 m V.T.L. et 3 télescopes mobiles de plus petit diamètre. Le Kech Telescope, prévu comme un instrument unique, se présente maintenant sous la forme de 2 télescopes de 10 m identiques pour permettre des observations interférométriques.

Dès 1980, l’étude d’un interféromètre spatial a été entreprise conjointement par le Centre national d’études spatiales et l’Agence spatiale européenne. La N.A.S.A. a aussi créé un groupe de travail pour étudier un projet d’interférométrie spatiale. L’espace présente l’avantage de s’affranchir de la turbulence atmosphérique, donc d’obtenir la parfaite stabilité des franges, et aussi la possibilité de travailler dans un domaine de longueurs d’onde plus vaste. L’ultime performance est attendue d’un interféromètre placé sur la Lune, qui pourrait avoir une base de plusieurs kilomètres.

Encyclopédie Universelle. 2012.