Mise à jour le 8 Février 2010
 
CONFÉRENCE
"L'INTERFÉROMÉTRIE AU SERVICE DE L'ASTRONOMIE"
Par Denis DEFRÈRE
Astrophysicien Université de Liège
Organisée par l'IAP
98 bis Av Arago, Paris 14ème
 
Le mardi 2 Février 2010 à 19H30
 
Photos : JPM. pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos
Vidéo de la conférence par le CERIMES disponible sur leur site quelques jours après (le CERIMES propose aussi toutes les vidéos des conférences IAP) :      voir : http://www.cerimes.fr/le-catalogue/institut-dastrophysique-de-paris-iap.html
 
 
 
BREF COMPTE RENDU
 
 
L'amphithéâtre H Mineur, plein comme d'habitude!
 
 
 
Denis Defrère est un jeune chercheur qui vient de passer sa thèse sur la détection des planètes extra solaires similaires à la Terre, il nous en parlera en fin de conférence.
 
 
Il a travaillé au VLT et en Californie à l'interféromètre Chara.
 
Il a aussi été en poste au fameux Max Planck Institute .
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
QU'EST CE QUE L'INTERFÉROMÉTRIE?
 
Le grand problème avec les télescopes, c'est que l'image d'un point ………….n'est pas un point mais une tache, la tache d'Airy.
 
C'est due à la nature ondulatoire de la lumière, un disque apparaît à fort grossissement, dû à la diffraction de l'étoile par l'objectif.
 
 
Si deux étoiles sont trop proches, cette tache, va limiter la résolution, on n'en verra qu'une seule.
 
 
La tache d'Airy est inversement proportionnelle au diamètre du télescope; d'où la nécessité d'essayer d'avoir un télescope le plus grand possible; mais cela pose aussi des contraintes.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Le principe de l'interférométrie a été trouvé par Hippolyte Fizeau : il est dans son principe simple.
 
 
 
 
On positionne deux télescopes vers une même étoile (ou autre), on obtient deux signaux lumineux qu'il "suffit" de combiner pour avoir un signal avec plus d'information.
En fait ce n'est pas aussi simple, il faut que les chemins lumineux soient égaux, donc on doit en retarder un par rapport à l'autre avant de recombiner les deux informations. C'est l'objet de la ligne à retard.
Cette recombinaison donne lieu à un phénomène de franges d'interférence dont l'interfrange limite la résolution; celle-ci est proportionnelle à la longueur d'onde et inversement proportionnelle à la distance.
Plus la distance entre les télescopes sera grande; meilleure sera la résolution.
 
Une fois cela fait, on a théoriquement dans une zone considérée, un télescope "équivalent" à un télescope de diamètre égal à la distance entre les deux télescopes.
 
 
Le VLT au Chili s'est équipé pour l'interférométrie, c'est le VLTI.
On peut ainsi combiner plusieurs des grands télescopes de 8,2m avec les plus petits pour accéder à l'interférométrie.
 
C'est aussi le cas de CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) du Mont Wilson aux USA.
 
 
 
 
HISTORIQUE DE L'INTERFÉROMÉTRIE.
 
C'est en 1868 que Fizeau suggéra l'idée de l'interférométrie.
 
En 1874 Stephan utilisant le réfracteur de Foucault, observe des étoiles à Marseille.
 
Mais c'est en 1890 que Michelson décrit mathématiquement le phénomène; un an plus tard il mesure le diamètre angulaire des satellites de Jupiter. Trente ans plus tard, toujours lui, il mesure pour la première fois le diamètre angulaire de plusieurs étoiles.
 
Puis naît la radioastronomie vers 1932.
 
En 1956 un nouveau type d'interféromètre fait son apparition : l'interférométrie en intensité de Hanbury Brown.
 
Dans les années 1960, la Terre sert à faire de la synthèse d'ouverture.
 
Et en 1974, Antoine Labeyrie, recueille les premières franges d'interférence à partir de deux télescopes à Nice. On peut consulter d'ailleurs l'album photo de ces télescopes mythiques.
 
De nos jours de nombreux télescopes avec interférométrie sont en construction.
 
 
LES INSTRUMENTS ACTUELS.
 
 
Principalement :
 
·        Le VLT au Chili (Paranal) avec ses
o       4 télescopes de 8,2m et ses 4 petits télescopes de 1,8m
o       premières franges en 2001
o       les instruments d'interférométrie sont nombreux : AMBER, MIDI, PRIMA, FINITO etc;.
·        Le Keck à Hawaï avec :
o       2 télescopes de 10m (les plus grands du monde)
o       premières franges en 2001.
·        Le CHARA du Mont Wilson avec :
o       6 télescopes de 1m
o       premières franges en 1999
o       longueur de base : 330m!
 
 
 
LES PRINCIPAUX RÉSULTATS.
 
 
 
ÉTUDES DES ÉTOILES :
 
·        Mesure de la température et du diamètre des étoiles, notamment la forme "patatoïde" de l'étoile Achernar.
·        Étude des étoiles binaires, on peut ainsi déterminer masse et luminosité mais aussi la présence du compagnon.
·        Étude des étoiles du type Mira, classe d'étoiles variables similaire aux Céphéides.
·        Étude des Céphéides, ces étoiles pulsantes périodiques.
 
 
 
 
 
 
ÉTUDE DES DISQUES AUTOUR DES ÉTOILES.
 
Ces disques protoplanétaires se trouvent autour de jeunes étoiles en formation (YSO : Young Stellar Objects dans la littérature anglo-saxonne), comme par exemple autour de ces jeunes étoiles avec le VLTI du Chili à l'aide de deux des grands télescopes.
 
Les mesures étaient tellement précises que l'on put déterminer la présence de silicates dans les régions internes.
Ce sont des éléments nécessaires à la formation des planètes telluriques.
 
De même le Keck, par interférométrie infra rouge (PTI IOTA) a découvert aussi de nombreux disques.
 
 
On découvre aussi ces disques de débris autour de Véga en 2006 grâce à Olivier Absil et ses collègues au Chara.
 
 
ÉTUDE DES AGN (Active Galactic Nucleus : noyaux actifs de galaxies).
 
L'interférométrie est particulièrement bien adaptée à la résolution précise du tore et de ses composants des AGN.
 
Ce noyau est une région compacte située au centre de ce type de galaxie, cette région est beaucoup plus lumineuse que la normale dans une partie ou dans l'ensemble du spectre électromagnétique.
On pense que les radiations de ces AGN sont le résultat de l'accrétion autour du trou noir supermassif situé au centre de la galaxie.
 
Un bon exemple de cet AGN est la galaxie NGC 1068 résolue par l'ESO.
 
 
 
 
FUTURS INSTRUMENTS.
 
 
Notre orateur a très grande confiance pour le futur d'instruments comme :
 
·        Le LBT (Large Binocular Telescope) vers 2011, 2 télescopes de 8m
·        Le MRO (Magdanela Ridge Observatory) avec ses 10 télescopes de 1,4m vers 2011 aussi.
·        LISA à beaucoup plus long terme et dans l'espace. Date : indéterminée.
 
 
 
PERSPECTIVES À LONG TERME.
 
 
L'interférométrie devrait permettre :
·        de déterminer les paramètres fondamentaux des étoiles, comme masse, luminosité, rayon, age etc..
·        d'imager enfin la surface des étoiles
·        d'étudier les étoiles multiples
·        de détecter des ondes gravitationnelles
·        d'accéder aux disques circumstellaires pour finalement
·        essayer de trouver des planètes en formation.
 
 
CARACTÉRISER DES EXO-TERRES.
 
Bien que plus de 400 exoplanètes aient été trouvées, il est difficile de détecter des planètes terrestres par les techniques actuelles (transit et vitesse radiale).
 
En effet, comme on le voit sur cette diapo, la luminosité à détecter est masquée par la luminosité de son étoile.
Le contraste en effet est de l'ordre de 107 en IR et beaucoup plus grand dans le visible, 1010.
 
 
 
On peut passer outre ces inconvénients en faisant appel à l'interférométrie destructive, qui doit éliminer la lumière de l'étoile et ne laisser dans le signale que la lumière de la planète.
 
On utilise deux télescopes  dont les faisceaux sont combinés de façon telle que la lumière de l'étoile soit supprimée grâce à un déphasage de 180° entre les deux bras de l'interféromètre.
 
On place l'étoile sur la partie sombre d'une frange et la planète sur une frange brillante. Cela doit en principe augmenter le rapport entre la lumière de la planète et celle de l'étoile.
 
C'est de l'interférométrie destructive ou annulante. (en anglais Nulling Interferometry).
 
 
 
 
CONCLUSIONS.
 
·        L'interférométrie est maintenant une technique courante de l'astronomie.
·        Le VLTI européen en est l'épine dorsale.
·        Il existe de nombreux nouveaux projets.
·        Les perspectives à long terme sont très prometteuses.
·        On espère détecter des signaux à signature bio sur les exoplanètes grâce à cette technique.
 
 
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN.
 
Qu'est ce que l'interférométrie par l'OCA.
 
Le site du VLTI à l'ESO.
 
Introduction to stellar interferometry par l'ESO, presentation pdf. Très clair, à consulter.
 
The VLTI conceptual design, une présentation pdf par l'ESO.
 
Le principe de l'interférométrie avec toutes les formules….par l'ESO.
 
Diffraction et interférences par le CLEA.
 
Le grand bond en avant de l’interférométrie  Avancées astrophysiques et perspectives par G Perrin du LESIA à l'IAP. Très bon.
 
L'interférométrie par la Cité des Sciences :
 
Principe de l'interférométrie.
 
Le VLTI au cœur de la nébuleuse d'Orion.
 
La nature de Vega par Chara, ancien article astronews.
 
Thèse de S Meimon sur la reconstruction d’images astronomiques en interférométrie optique
 
Near-Infrared Interferometry of Young Stars: IOTA-3T & KI doc pdf par R. Millan-Gabet Caltech/Michelson Science Center
 
Interferometry and AGN par Mark Swain, presentation pdf.
 
Interférométrie et coronographie : futures instruments pour AGN par G Perrin et collègues en pptT
 
Darwin et la vie extra terrestre.
 
Sommes nous seuls dans l'Univers par O Absil et D Mawet présentation pdf.
 
Nulling interferometry par l'Université de Toledo.
 
Nulling Interferometry principles par Marc Ollivier de l'IAS Orsay.
 
Le site de l'Extragalactic Astrophysics and Space Observations de Liège.
 
Site de l'optical long baseline interferometry
 
 
 
Bon ciel à tous !
 
 
Jean Pierre Martin .
www.planetastronomy.com
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