» Historique
Histoire brève de l’interférométrie optique en astronomie
En 1610, Galilée pointe une lunette vers le ciel et observe une chose étonnante : Jupiter a quatre satellites, qui en font le centre d’un monde Copernicien en miniature. La Terre n’est donc pas le centre unique de l’Univers et pourrait même ne pas être centrale du tout, contrairement aux enseignements catholiques de l’époque. Ainsi, en utilisant un instrument qui lui révèle des détails plus fins que ceux que voient ses yeux nus, il révolutionne notre vision du monde. Depuis, cette course au « détail fin », qui s’appelle « augmenter la résolution angulaire des instruments astronomiques » n’a jamais cessé.
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 à travers un écran percé de deux petits trous une source lumineuse ponctuelle: il voit alors une image zébrée de rayures perpendiculaires à la direction des deux trous : des franges d'interférence. (L'expérience est facilement répliquable en percant deux trous d'aiguille, espacés de moins d'un demi-millimetre dans une feuille d'aluminium. Pour limiter la pénétration de l'aiguille, on l’appuie sur du plastique dur. Placer ensuite la feuille contre l’oeil en regardant une petite source lumineuse brillante, par exemple un filament de lampe à incandescence éloignée).
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 par 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.
En 1873, Edouard Stephan expérimente l'idée de Fizeau sur la lunette de l'Observatoire de Marseille, en installant à l’entrée un écran percé de deux ouvertures.Puis Albert Michelson, aidé par Francis Pease, installe sur le télescope Hooke de 2.5 mètre du Mont Wilson (Etats-Unis) une poutre portant quatre miroirs plans de 15 cm constituant une base interférométrique de 7 mètres.
En 1920, Pease mesure le premier diamètre apparent stellaire avec cet instrument : celui de l'étoile supergéante rouge Bételgeuse. Pour qu'il y ait effectivement interférence, il faut que la lumière traversant les différentes ouvertures télescopes parcourre le même chemin optique de l'étoile à la caméra (à la longueur de cohérence près, quelques microns pour une étoile blanche). Dans le domaine radio il est facile de transporter par câble les signaux sans perdre la phase de l'onde , et de compenser la différence de marche entre deux antennes avec une ligne à retard .Cela a permis un essor important de l'interférométrie radio dans les années 1950.
Au sol, dans le domaine optique, les télescopes sont confrontés à la turbulence atmosphérique, rendant bosselée l’onde reçue par le télescope. L’image focale s’en trouve élargie et parsemée de « tavelures » (« speckles » en anglais) variables. Antoine Labeyrie interpréta en 1970 ce phénomène comme un effet d’interférence aléatoire, constructrice et destructrice, qu’il exploita sur de grands télescopes pour retrouver la résolution théorique dont les prive l’atmosphère. Cette méthode dite « d’interféromètrie des tavelures » ou « speckle interferometry » utilise une caméra très sensible qui filme l’image avec des poses suffisamment courtes, quelques millisecondes, pour figer les tavelures. Les images enregistrées sont analysées de façon statistique, par analyse de Fourier, pour reconstruire une image à haute résolution de l’étoile simple ou multiple. Alors que l’interféromètre de Michelson et Pease était resté sans descendance après la mort de ses constructeurs, notamment parce qu’il semblait inutilisable avec de grandes ouvertures affectées par la turbulence, A.Labeyrie entreprit de prouver le contraire, imaginant des groupes de grands télescopes, couplés par interféromètrie, et capables d’observer avec une résolution élevée, non seulement les étoiles brillantes mais des objets faibles comme les mystérieux quasars qui venaient d’être découverts.
Avec son équipe, il construisit à l'Observatoire de Nice un premier « Interféromètre à 2 Télescopes » (I2T) , avec lequel il obtint en 1974, des franges d'interférence sur l'étoile Véga (voir film). Il put ainsi proposer à l’Observatoire Européen Austral (ESO) d’utiliser pour l’interféromètrie les grands télescopes dont il étudiait alors le projet. Il construisit de son coté, avec son équipe, un « Grand Interféromètre à deux télescopes » (GI2T), mis en service en 1987 sur le plateau de Calern (France).
En 1993, l'ESO lance le projet VLTI (Very Large Telescope Interferometer) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes optiques et infra-rouges de 8,20 m et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, en couplage avec les grands, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m. Des résultats remarquables en sont issus depuis quelques années, auxquels contribue aussi l’interféromètre formés par les deux télescopes mosaiques de 10m de la fondation Keck à Hawaii.
Jusqu'à présent, les interféromètres ne permettent pas d'obtenir une image focale directe détaillée des objets observés, ce sont des techniques de reconstruction à posteriori qui sont utilisées. Mais une nouvelle génération d'interféromètres proposés par A.Labeyrie, appelés hypertélescopes, produira des images directes à haute résolution riches en information. Ils utilisent pour cela des ouvertures nombreuses, dont les images sont combinées au moyen d’un « densifieur de pupille » , qui permet de concentrer l'energie dans le pic central d'interférence.
Un grand nombre de laboratoires travaillent maintenant dans le domaine de l’interféromètrie, qui apparait dorénavant comme une voie majeure pour l’évolution des observations astronomiques. Des concepts sont proposés pour une nouvelle génération d’interféromètres post-VLTI. Ces interféromètres ouvriront de nouveaux champs de recherche en astrophysique en imageant la surface d’étoiles super-géantes, l’aplatissement des étoiles chaudes dites « B à émission » ou Be, en séparant des exo-planètes de leur étoile, etc. Pour atteindre ces objectifs, ils devront répondre à plusieurs critères : former une image directe riche en information, avec une haute résolution angulaire ( base >100 m), et une correction adaptative des déphasages atmosphériques. Il leur faudra aussi être capables de coronographie, l’art délicat d’observer des planètes ou autre objets très faibles proches d’une étoile brillante. Dans ce contexte, l’astronome Hervé Le Coroller et l'ingénieur Julien Dejonghe construisent le premier prototype d'hypertélescope nommé Carlina, à l'Observatoire de Haute-Provence. Hervé Le Coroller a réalisé ce démonstrateur à l'aide d'un ballon à hélium pour porter l'optique focale. Avec Julien Dejonghe et l'équipe de l'OHP, ils ont imaginé et conçu les asservissements et la métrologie pour faire fonctionner ce nouveau type d'instrument. Carlina réunit les avantages des très grands télescopes et des interféromètres.
Des versions géantes « Extremely Large Hypertelescope » sont envisagées, ainsi que des versions pour l’espace, qui ont été proposées à la NASA et à l’ESA.