Observer

Antenne millimétrique

Réseau des 6 antennes millimétriques de l'observatoire du Pic de Bure de l'IRAM. L'extension maximale de l'interféromètre atteint 408 m sur la branche Est-Ouest, et 232 m en Nord-Sud.

Crédit : IRAM

VLA

Réseau d'antenne VLA (Very Large Array) du NRAO (National Radio Astronomy Observatory), travaillant aux longueurs d'onde de 1.2, 2, 6 et 21 cm. 27 antennes sont disposées sur 3 branches en Y, s'étendant sur 19 $\times$ 21 km

Crédit : NRAO

Séquence illustrant le gain en résolution spatiale entre une image non corrigée par optique adaptative, corrigée, ou enregistrée en mode interférométrique.

Crédit : ESO/Max Planck Society

Les 4 télescopes du VLT. La configuration VLTI, interférométrique, s'obtient en recombinant les faisceaux via les galeries enterrées qui apparaissent sur la photo.

Crédit : ESO

Ligne à retard du VLTI

Le faisceau issu du collecteur le plus proche de la source doit être rallongé, pour interférer avec l'autre faisceau à différence de marche quasi-nulle. Cela nécessite des lignes à retard de grande longueur (extension maximale de 60 m, pour un retard double après un aller-retour), dans le tunnel interférométrique.

Crédit : ESO

Schéma à l'échelle du rayon de différentes étoiles naines de la séquence principale. Rayons mesurés avec le VLTI.

Crédit : ASM

Enregistrement de franges d'interférence. La cohérence spatiale est limitée par la taille angulaire de la source.

Crédit : ESO

La mesure du diamètre angulaire de l'étoile $\alpha$ du Bouvier (Arcturus) résulte de la visibilité des franges d'interférence obtenues par interférométrie.

Crédit : ESO

Dans les domaines radio et submillimétrique

Aux grandes longueurs d'onde, submillimétriques ou radio, les techniques interférométriques s'imposent pour un gain en résolution angulaire (voir l'exercice correspondant).

Le VLTI

On nomme VLTI la configuration interférométrique des télescopes du VLT. La longueur de cohérence pour une source astronomique étant limitée, l'obtention de franges d'interférence nécessite des lignes à retard pour mélanger les faisceaux des différents collecteurs. Une des premières opérations du VLTI a consisté en la mesure de diamètres stellaires d'étoiles de la séquence principale. La mesure de ces diamètres angulaires est impossible sans la haute résolution apportée par l'interférométrie.

Interférométrie visible : principe

Les mesures effectuées sont des mesures de visibilité de franges d'interférence. Plus la source est étendue, moins la visibilité des franges est marquée.