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
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
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.
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
du Bouvier (Arcturus) résulte de la visibilité des franges d'interférence obtenues par interférométrie.
Crédit :
ESO
Objectifs
Augmenter la résolution angulaire, ultimement limitée par la diffraction d'un collecteur, en faisant interférer les faisceaux de plusieurs collecteurs.
Prérequis
Diffraction, interférence ; la notion de cohérence spatiale est nécessaire pour justifier les techniques d'interférométrie.
Recombinaison
La tache de diffraction d'un seul télescope de diamètre collecteur
est en
; la tache image résultant de l'interférence sur la base
est en
.
Crédit :
ASM
Configuration de Fizeau
Interféromètre dans la configuration de Fizeau. Les différentes surfaces collectrices sont des sous-parties d'une unique surface. Les faisceau convergent en phase au foyer commun.
Crédit :
ASM
Configuration de Michelson
Interféromètre dans la configuration de Michelson. Une ligne à retard doit assurer le cophasage des faisceaux recombinés.
Crédit :
ASM
Le principe
Les faisceaux issus de 2 collecteurs pointant le même objet sont recombinés, de manière cohérente, pour interférer.
Exemple de valeur numérique : dans le proche infrarouge, pour une base de 100 m :
.
Exemple de recombinaison : interféromètre de type Michelson, ou bien Fizeau. Dans ce dernier cas, les surfaces collectrices sont des éléments disjoints d'une surface collectrice unique.
Vers la haute résolution angulaire
L'interférométrie s'est développée dans un premier temps dans le domaine radio. Dans ce domaine de fréquence, la détection cohérente permet une recombinaison du signal plus aisément qu'aux fréquences optiques. La phase du signal étant enregistrée, cette recombinaison n'a même pas à être nécessairement menée en temps réel.
L'interférométrie dans le domaine des grandes longueurs d'onde apparaît par ailleurs le plus souvent indispensable, la taille de la tache de diffraction dans ce domaine conduisant, malgré les grands diamètres collecteurs, à une résolution angulaire médiocre.
L'interférométrie est aujourd'hui développée jusque dans le domaine visible : en l'absence de pupille de grande taille, c'est la seule technique donnant accès à la haute résolution angulaire.
Technique d'observation
On s'intéresse aux interférences construites entre paires de collecteurs. Le problème se ramène à une situation de type trous d'Young, avec l'analogie entre les trous d'Young et les collecteurs.
La longueur de cohérence du faisceau stellaire est limitée. Réaliser des interférences ne se limite pas à une sommation des intensités lumineuses : observer des franges d'interférence nécessite d'égaler les chemins optiques des 2 voies à quelques longueurs d'onde près avant leur recombinaison.
Des lignes à retard optiques permettent de réaliser ceci.
De la même façon que le paramètre pertinent pour visualiser les franges d'interférences issus des trous d'Young est l'écart angulaire 
par rapport à l'image géométrique, il est utile de faire la correspondance entre la projection des lignes de bases de l'interféromètre, projetées sur le plan d'onde. Une configuration donnée, à une date donnée, va conduire à la mesure de la visibilité des franges d'interférences pour un vecteur angulaire donné 
.
La courbe de visibilité dépend de la taille angulaire de la source, dès lors que celle-ci est résolue par l'interféromètre. Plus la source sera étendue, plus les franges d'interférence apparaîtront brouillées dès lors que l'on s'éloigne angulairement de la direction de l'optique géométrique.
Base
La ligne de base correspond à la projection sur le plan du ciel, donc orthogonale à la ligne de visée, de la position des télescopes.
Du fait de la rotation de la Terre, elle varie au cours de l'observation.
La ligne de base, en rouge, varie en cours de la nuit. Le trajet supplémentaire de la lumière sur l'un des voies est à compenser par une ligne à retard.
Crédit :
ASM
Synthèse d'ouverture
Les animations ci-jointes montrent comment évoluent, au cours d'une séquence d'observation, les lignes de base d'un site avec 3 télescopes interférant, avec les fréquences spatiales sur le plan du ciel.
Si l'objet ne varie pas rapidement dans le temps, il est possible de prendre le temps de nombreuses configurations interférométriques, au besoin avec des changements de positions des télescopes (lorsque cela est possible), pour reconstituer suffisamment de fréquences spatiales et imager en détail l'objet.
Au cours d'une nuit d'observation, une source donnée voit le plan de 3 télescopes d'un interféromètre sous un angle variable. A 3, ils construisent 2 lignes de base indépendantes, et donnent accès à 2 fréquences spatiales différentes (croix orange).
Crédit :
ASM
QCM
L'interféromètre du plateau de Bure
Difficulté : ☆
Temps : 10 min
Les antennes de l'IRAM du plateau de Bure ont un diamètre de 15 m.
Question 1)
Déterminer la tache d'Airy, pour une observation menée à 230 GHz.
Une fréquence de 230 GHz correspond à une longueur d'onde de 1.3 mm.
Question 2)
Que devient cette résolution pour une observation interférométrique avec une ligne de base de 400 m ?
Déterminer le gain en éléments de résolution sur un objet.
Définition
, la résolution angulaire de la tache image des faisceaux interférant à la longueur d'onde 
vaut 
.
-Cen, située à 4.2 AL du Soleil, de rayon linéaire voisin de celui du soleil (750 000 km)?
est nécessaire pour mesurer le diamètre d'une étoile de type analogue à 
-Cen mais située à 10 pc, en faisant la mesure à une longueur d'onde de 1 micron ?
sur une base 
est définie par :
:
dans le second.