Interferometre optique a longue base

Interferometre optique a longue base

Interféromètre optique à longue base

Schéma de principe d'un interféromètre optique à longue base comprenant deux télescopes.[1]

Un interféromètre optique à longue base est un type d'interféromètre composé de plusieurs télescopes et fonctionnant dans le spectre visible ou infrarouge. Il est utilisé en astronomie afin d'obtenir un pouvoir de résolution (finesse de l'image) plus grand qu'avec un seul télescope.

Sommaire

Signification du nom

Article détaillé : interféromètre.

« Interféromètre » indique que l'instrument produit des interférences à partir de la lumière reçue de l'objet céleste observé. La mesure effectuée concerne les paramètres des interférences, contraste, phase et quantités dérivées.

Articles détaillés : télescope, optique géométrique et capteur photographique.

« Optique » signifie que la technologie repose sur les composants classiques d'optique géométrique : lentilles et miroirs utilisés en incidence quasi-normale (plus récemment composants d'optique intégrée) et capteurs photographiques. Les longueurs d'onde vont de l'ultraviolet (de l'ordre de 0,2 μm) à l'infrarouge lointain (de l'ordre de 10–20 μm). Le terme s'oppose aux technologies utilisées aux longueurs d'onde plus faibles (rayons X et rayons gamma) où les miroirs sont utilisés en incidence rasante et aux longueurs d'onde plus élevées (infrarouge lointain et ondes radio) où le type de composants (antennes, transmission électronique du signal) et de détecteurs (hétérodynes le plus souvent) est différent.[2] Optique est aussi utilisé pour désigner spécifiquement le spectre visible ; dans ce cas, l'on précise « optique et infrarouge ».[réf. nécessaire]

Article détaillé : ligne à retard (optique).

Le terme « longue base » indique qu'il est composé de plusieurs télescopes séparés typiquement d'une dizaine de mètres ou plus et présente une ligne à retard compensant la différence de marche entre les différentes ouvertures.[1] Il s'oppose à d'autres types d'interféromètres utilisant un seul télescope (interférométrie des tavelures ou interféromètre à masque de pupille), dont le pouvoir de résolution reste limité à celui du dit télescope.[réf. nécessaire]

Liste d'interféromètres optiques à longue base

Anciens instruments

Liste historique d'interféromètres optiques à longue base avec les lignes de bases extrémales B, le nombre de lignes de base NB, le nombre de télescopes recombinés Ntel, la longueur d'onde de fonctionnement λ, la résolution spectrale Δλ/Δλ, la magnitude limite mlim, la précision sur le contraste des franges ΔV/V, la précision sur la phase différentielle ou de clôture Δφ et la résolution spatiale θrés.
Nom Opérateur Lieu NB[3] B[4]
(m)		 λ
(μm)		 Ntél[5] Période λ/Δλ mlim[6]
(mag)		 ΔV/V Δφ
(mrad)		 θrés[7]
(mas)
GI2T[8] OCA Calern
(France)		 —[9] 12–65 0,40–0,85 2 1980–2006[10] 1700—35000[11] R=6[12] 0,1 70[13] 1–14
1,1–2,4[14] 2 1999 1500[14] ? 0,1[15] <? 3–40
IOTA[16] Harvard Mont Hopkins
(USA)		 136[17] 5-38 3,4–5,2[18],[19] 2 1995–2002 ? L=−1 0,02 — 20–200
1,1–2,4[20] 3 1993–2006 ? H=7 0,02 10 6–100
Mark III[21] USNO Mont Wilson
(États-Unis)		 4 3–31[22] 0,5–0,8[22] 2 1986–1992[10] 20–32 V=3[21] 0,01–0,10[23] — 3–50
20ft 6 2 1920–1931[24]
50ft 15 2 1931–1938[24]
II ? 2 1964-1976[24]
I2T 2 1974–1987[24]
Mark I 2 1979[24]
Mark II 2 1982–1984[24]
11.4m prototype 11,4 2 1985–1988[24]
MIRA-I 2 1998–1999[24]
IRMA 2 1990-1992[24]
Soir d'été 2 1979–1993[24]

Instruments en service

Les télescopes unitaires de 8 m composant le Very Large Telescope Interferometer au Cerro Paranal, Chili.

Sept interféromètres optiques à longue base sont en service en 2006, si l'on exclut les deux qui, tout en fonctionnant aux mêmes longueurs d'onde, utilisent des technologies différentes. Ils possèdent des fonctionnalités complémentaires en termes de longueur d'onde (de 0,45 à 13 μm), de ciel observable (deux dans l'hémisphère sud, SUSI et VLTI), de résolution angulaire (0,2 à 300 millisecondes d'arc).[25]

Les instruments avec une bonne magnitude limite, possèdent une faible couverture des fréquences spatiales car ils comprennent un petit nombre de télescopes de grand diamètre afin de collecter suffisamment de lumière (par ex. KI et VLTI/VIMA) ; de manière complémentaire, ceux qui ont une bonne couverture du plan pupille nécessitent de petits télescopes (nombreux ou relogeables), ce qui limite leur sensibilité (comme NPOI ou VLTI/VISA).[25]

Les instruments fonctionnant en infrarouge moyen (aux alentours de 10 μm), le VLTI et le KI, montrent de moins bonnes sensibilité et précision : à ces longueurs d'onde, la détection est limitée par le rayonnement thermique du ciel et des optiques non refroidies.[réf. nécessaire]

Liste d'interféromètres optiques à longue base en service avec les lignes de bases extrémales B, le nombre de lignes de base NB, le nombre de télescopes recombinés Ntel, la longueur d'onde de fonctionnement λ, la résolution spectrale λ/Δλ, la magnitude limite mlim, la précision sur le contraste des franges ΔV/V, la précision sur la phase différentielle ou de clôture Δφ et la résolution spatiale θrés. Les performances indiquées sont les capacités actuelles de l'instrument, par ex. telles qu'annoncées dans les appels à proposition d'observation dans le cas d'instruments ouverts à la communauté.
Nom Opérateur Lieu NB[3] B[4] λ
(μm)		 Ntél[5] Début[26] λ/Δλ mlim[6]
(mag)		 ΔV/V Δφ
(mrad)		 θrés[7]
COAST[27] Cambridge UK 10[28] 4–67 0,65–1,0 4 1991 ? 7 0,04 10 2–50
1,0–2,3 4 1995 ? 3 0,2 10 3–120
VLTI[29]
VIMA[30]		 ESO Paranal
(Chili)		 6[31] 47–130 1,1–2,4 3 2004 30–12000[32] K=2–7[32],[33] 0,01–0,03[34] 10–30[35] 2–10
8–13 2 2002 30–230[36] N=2–4[36],[33] 0,1 250 13–60
VLTI[29]
VISA[37]		 ESO Paranal
(Chili)		 248[31] 8–202 1,1–2,4 3 2005[38] 30–2000[32] K=1–5[32][33] 0,01–0,02[34] 10–20[35] 1–60
8–13 2 2005[38] 30–230 N=0–1[36][33] 0,1[réf. nécessaire] 250 8–300
PTI[39] JPL Mont Palomar
(États-Unis)		 3[40] 86–110[40] 1,6–2,4[41] 2 1995 25–50[42] K=6[41] 0,02[43] 0,1 3–6
KI[44] JPL Mauna Kea
(États-Unis)		 2 85 2,0–2,4[45] 2 2001 ? K=10? 0,04 1 4–5
8–13 2 2004[46] ? ? ? ? 20–30
NPOI[47] USNO Lowell
(États-Unis)		 435 2–437[48] 0,45–0,85 6 1994[49] 35–70[50] V=5[51] 0,04 10 0,2–80
MIRA-I.2[52] NAOJ Tokyo
(Japon)		 2 30 0,6–1,0 2 2002[53] ? I=4,5 0,10 — 4–7
SUSI[54] Sydney
Australie		 Narrabi
(Australie)		 10[55] 5–160 0,43–0,95 2 1991 ? B=2,5, I=5 0,04 10 0,5–40
CHARA[56] CHARA Mont Wilson
(États-Unis)		 15[57] 34–331[57] V, K 2[57] (4?)

Note : L'instrument Infrared Space Interferometer (ISI) est un interféromètre à deux télescopes fonctionnant en infrarouge moyen (10 μm). Sa technologie de détection hétérodyne le rapproche toutefois des interféromètres radio. Le Large Binocular Telescope (LBT) est un interféromètre optique avec une ligne de base de 16 m ; toutefois les deux miroirs sont disposés sur une monture unique, de sorte que sa technologie se rapproche de celles des télescopes classiques, notamment par l'absence de ligne à retard longue.

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

Bibliographie

Articles de vulgarisation

  • (en) Antoine Labeyrie, Stellar interferometry: a widening frontier, dans Sky & Telescope (ISSN 0037-6604) n° 63 (avril 1983), p. 334-338
  • (en) Thomas Armstrong, Donald Hutter, Kanneth Johnston et David Mozurkewich, Stellar Optical Interferometry in the 1990s, dans Physics Today (ISSN 0031-9228), vol. 48, n° 5 (mai 1995), p. 42-49.
  • (fr) Sacha Loiseau et Guy Perrin, Interférométrie optique : ombres et lumières sur l'univers dans La Recherche, n° 292 (novembre 1996), p. 68-72
  • (fr) Arsen R. Hajian et J. Thomas Armstrong, dans Pour la Science (ISSN 0153-4092) n° 283 (mai 2001) (traduction de A Sharper View of the Stars dans Scientific American (ISSN 0036-8733) de mars 2001 [lire en ligne]) [lire en ligne]
  • (en) William Speed Reed, Amy Eckert (photographie), The Very Best Telescope, dans Discover, vol. 23, n° 10, octobre 2002, p. ??? [lire en ligne]
  • (en) Peter R. Lawson, Optical interferometry comes of age, Sky & Telescope (ISSN 0037-6604) n° 82 (mai 2003), p. 30-39

Cours de niveau master

Articles de revue spécialisés

Notes et références

  1. ↑ a  et b  A. F. Boden (2000) in Principles of Optical Long Baseline Interferometry, p. 11 (Fig. 2.1)
  2. ↑ A. F. Boden (2000) in Principles of Optical Long Baseline Interferometry, p. 27-28
  3. ↑ a  et b  Nombre total de lignes de bases disponibles, avec relocalisation éventuelle des télescopes. Le nombre de lignes de bases observées simultanément peut être plus faible et vaut Ntel(Ntel-1)/2.
  4. ↑ a  et b  Intervalle de lignes de base non projetées
  5. ↑ a  et b  "Nombre de télescopes recombinés. Le nombre de télescopes présents sur le site peut être plus élevé afin de minimiser les relocalisations de télescopes.
  6. ↑ a  et b  Magnitude corrélée, i.e. en tenant compte de la perte de flux si le contraste des franges diminue.
  7. ↑ a  et b  Intervalle de résolution (permettant d'atteindre premier minimum de visibilité pour une étoile binaire) atteinte pour un objet au zénith, calculée à partir des lignes de bases extrémales et de la bande spectrale. Pour un objet à faible élévation, l'effet de projection de la ligne de base sur le ciel conduit à une moindre résolution, d'un facteur variant entre 1 et 2 pour une élévation de 30⁰. Les interféromètres peuvent mesurer la dimension d'un objet de plus faible taille, d'autant mieux que la précision sur la visibilité |ΔV/V est bonne.
  8. ↑ Site du Grand interféromètre à 2 télescopes
  9. ↑ La base peut être choisie continument entre 12 et 65 mètres sur un axe nord-sud, voir Technical Characteristics of the Telescopes
  10. ↑ a  et b  Peter R. Lawson (2000) in Principles of Long Baseline Stellar Interferometry, p. 330
  11. ↑ Informations techniques sur le spectrographe visible
  12. ↑ Caractéristiques techniques de la bonnette interférométrique
  13. ↑ Farrokh Vakili et coll., Evidence for one-armed oscillations in the equatorial disk of zeta Tauri from GI2T spectrally resolved interferometry in Astronomy & Astrophysics, vol. 335, p. 261
  14. ↑ a  et b  Un recombineur proche-infrarouge pour le GI2T est décrit par Gerd Weigelt et coll. dans GI2T/REGAIN spectro-interferometry with a new infrared beam combiner, in Interferometry in Optical Astronomy éd. Pierre Léna & Andreas Quirrenbach, Proceedings of the SPIE, vol. 4006, pp. 617-626
  15. ↑ Déduit des graphiques de l'article de Gerd Weigelt et coll.
  16. ↑ Site de l'Infrared Optical Telescope Array
  17. ↑ La description des configuration d'IOTA est décrite par Wesley Traub, Delay Line Geometry
  18. ↑ Observations en L' de G. Chagnon et coll., L'-Band Interferometric Observations of Evolved Stars
  19. ↑ Tests en bande M indiqués sur IOTA: History
  20. ↑ Les performances d'IOTA sont résumées sur IOTA: Site Logistics
  21. ↑ a  et b  M. Shao et coll., The Mark III stellar interferometer, Astronomy and Astrophysics, vol. 193, no. 1-2 (1988)
  22. ↑ a  et b  R. S. Simon et coll., Recent Results from the Mark III Optical Interferometer, American Astronomical Society, 181st AAS Meeting, #19.12; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 24, p.1152 (1993)
  23. ↑ 0,10 à 500 nm et 0,01 à 800 nm, d'après Christian Hummel, in The Mark III Interferometer Spectroscopic Binary Program The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research éd. Kam-Ching Leung, ASP Conference Serices, vol. 130 (1994)
  24. ↑ a , b , c , d , e , f , g , h , i  et j  Long Baseline Stellar Interferometers, section « Operational Ground-Based Interferometers »
  25. ↑ a  et b  Voir table « Liste d'interféromètres optiques à longue base en service » et la note de pied de tableau.
  26. ↑ Année des premières franges sur le ciel.
  27. ↑ Site web du Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope
  28. ↑ Les caractéristiques instrumentales sont données par Chris Haniff et coll., Progress at COAST 2000-2002, In Interferometry for Optical Astronomy II, vol. 4838, proceedings SPIE, pp. 19, SPIE Press, 2003 et les développements récents sur la page de l'instrument
  29. ↑ a  et b  Site web du Very Large Telescope Interformeter
  30. ↑ VLT Interferometer Main Array composé des télescopes unitaires de 8 m.
  31. ↑ a  et b  Les différentes positions des télescopes et les lignes de base correspondantes sont disponibles sur la page VLTI Station Layout. Toutes les lignes de bases possibles avec les télescopes auxiliaires ne sont pas proposées à la communauté. Au cours d'un trimestre d'observation, une dizaine de lignes de bases est disponible (voir Paranal Telescope and Instrument News: VLTI overview).
  32. ↑ a , b , c  et d  Les performances du VLTI en infrarouge proche sont résumées sur la page de l'instrument AMBER
  33. ↑ a , b , c  et d  Dépend de la résolution spectrale et du mode d'observations choisis
  34. ↑ a  et b  Le chiffre bas concerne la précision différentielle, le chiffre haut la précision absolue. Voir AMBER Instrument sur le site de l'ESO.
  35. ↑ a  et b  Chiffre non officiel. Déduit de la précision sur la visibilité.
  36. ↑ a , b  et c  Les performances du VLTI en infrargoue moyen sont indiquées sur la Page de résumé de l'instrument MIDI.
  37. ↑ VLT Interferometer Sub-Array composé des télescopes unitaires de 8 m et des auxiliaires relogeables de 1,8 m
  38. ↑ a  et b  Press release de l'ESO VLTI First Fringes with Two Auxiliary Telescopes at Paranal
  39. ↑ Site du Palomar Testbed Interferometer
  40. ↑ a  et b  Une description de l'instrument est donnée par M. Colavita et coll., The Palomar Testbed Interferometer, The Astrophysical Journal, vol. 510, t. 1, pp. 505-521 (1998)
  41. ↑ a  et b  Les capacités sont résumées sur PTI Visibility Overview.
  42. ↑ La résolution spectrale est déduite du nombre de canaux spectraux sur les bandes H et K. L'estimation est cohérente avec une configuration « typique » indiquée par M. Colavita et coll. dans Fringe visibility estimators for the Palomar Testbed Interferometer, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, no 755, pp. 111-117 (1999)
  43. ↑ Mark Colavita, Fringe Visibility Estimators for the Palomar Testbed Interferometer, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, issue 755, pp. 111-117.
  44. ↑ Sit du Keck Interferometer
  45. ↑ Les performances du Keck Interferometer sont données par M. Colavita dans Keck Interferometer status and plans, 2004
  46. ↑ Le KI à 10 microns est résumé dans l'article de Mark Colavita et coll. Nulling at the Keck interferometer, in Advances in Stellar Interferometry, éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268
  47. ↑ Site du Navy Prototype Optical Interferometer
  48. ↑ Les principales caractéristiques de NPOI sont données par J. T. Armstrong et coll. dans The Navy Prototype Optical Interferometer, in The Astrophysical Journal, vol. 496, pp. 550-571 (1998)
  49. ↑ Development of the NPOI
  50. ↑ Valeur approximative déduite de la bande spectrale et du nombre de canaux spectraux.
  51. ↑ C.A. Hummel, Observations of the triple star η Virginis with a long baseline optical interferometer, in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (serie de conferencias), vol. 21, pp. 41-44 (2004) ; le site de NPOI indique pouvoir atteindre V = 8–9 prochainement.
  52. ↑ Mitika Optical/Infrared Array opéré à Tokyo (Japon) par l'Observatoire national du Japon ; les principales caractéristiques sont données par Masanori Yoshizawa dans MIRA status report: recent progress of MIRA-I.2 and future plans, in Advances in Stellar Interferometry. Edited by Monnier, John D.; Schöller, Markus; Danchi, William C.. Proceedings of the SPIE, Volume 6268, pp. (2006)
  53. ↑ Premières franges sur une ligne de base de test en 2001. Les premières franges sur la ligne de base de 30 m ont été obtenues en 2002. Voir : Koichi Sato et coll., The instrumentation, object stars and the first observations of MIRA-I.2 (Mitaka optical and infrared array), in Interferometry for Optical Astronomy II., éd Wesley A. Traub, Proceedings of the SPIE, vol. 4838, pp. 1072-1079 (2003).
  54. ↑ Site du Sydney University Stellar Interferometer
  55. ↑ L'état actuel de l'instrument se trouve résumé par John Davis et coll. dans SUSI: an update on instrumental developments and science in Advances in Stellar Interferometry, éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268
  56. ↑ Site du CHARA Array
  57. ↑ a , b  et c  (en) T. A. ten Brummelaar, H. A. McAlister, S. T. Ridgway, W. G. Bagnuolo Jr., N. H. Turner, L. Sturmann, J. Sturmann, D. H. Berger, C. E. Ogden, R. Cadman, W. I. Hartkopf, C. H. Hopper et M. A. Shure, First Results from the CHARA Array. I. A Description of the Instrument, dans Astrophysical Journal, vol. 628, p. 453-465 (2005)
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