Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...

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Chapitre C Opérations: Bilan et prospective débutera début 2002 pour une installation de l’instrument sur le site de Paranal (Chili) vers la fin de l’année. Le LAOG s’est investi principalement dans le logiciel de contrôle et de traitement des données et dans la phase d’intégration et de tests qui aura lieu en 2002 à Grenoble. Le LAOG fournit plusieurs responsables du projet: P. Puget chef projet depuis mi-1999 auprès du PI, R. Petrov; F. Malbet Project Scientist cordonnant les efforts du groupe interférométrique pour la conception de l’instrument et qui, depuis début 2000, a aussi pris la charge du groupe scientifique; K. Perraut chargée des intégrations et E. Le Coarer responsable du sous-système logiciel. Pierre Mège (2002) a effectué sa thèse sur la formation du signal interférométrique dans AMBER notamment et a participé à la définition des spécifications de l’instrument. Figure 3: Sous-système "Spectrographe" d'AMBER en fin de montage à l'observatoire astronomique d'Arcetri. Le support tournant du réseau est visible au premier plan, dans le banc froid du système cryogénique. AMBER (Petrov et al. 2001) est un instrument du VLTI travaillant dans le proche-infrarouge. Il intéresse les équipes du LAOG pour un grand nombre de thématiques: les équipes « EJDJ » et « DP2G » pour l’étude des disques, des jets et de la multiplicité, l'équipe « ETFM » pour les études sur les naines et les exoplanètes chaudes (de type 51 Peg b ou τ Boo) et l'équipe « SHERPAS » pour l’étude des noyaux actifs de galaxies et les jets associés. Dans le récent appel à idées sur AMBER, les scientifiques du LAOG ont soumis 30 propositions sur 102. Cela montre l’intérêt porté par les astrophysiciens du LAOG à cet instrument. 3.3.3 Recherche et développement: optique intégrée En 1996, P. Kern et F.Malbet (Kern et al. 1996, Malbet et al. 1999) ont suggéré de recombiner les faisceaux des interféromètres avec des composants d’optique intégrée, cette technologie permettant de réaliser des guides monomodes sur des substrats planaires. Outre le filtrage spatial, l’optique intégrée permet d’envisager un instrument complexe intégré sur un seul composant de quelques cm 2 , un instrument stable et peu sensible aux contraintes extérieures comparé à un instrument utilisant des fibres optiques, un instrument maintenant la polarisation (propriété intrinsèque à la technologie) tout cela pour un coût réduit. En revanche, tout comme les fibres optiques, l’optique intégrée ne permet un fonctionnement monomode que sur une largeur spectrale limitée. Certains domaines spectraux, développés pour les télécommunications ou les capteurs, correspondent à des bandes de transmission de l’atmosphère (autour de 0.6 µm, 0.8 µm, 1.3 µm ou 1.55 µm), soit les bandes atmosphériques R, I, J et H. Les recherches pour les autres bandes du domaine infrarouge telles que les bandes K à N (entre 2.5 µm et 12 µm) qui présentent un grand intérêt sur le plan astrophysique, sont à ce jour très peu nombreuses voire inexistantes. Dans ce contexte, il apparaît qu’en interférométrie, une économie d’échelle importante peut résulter de l’intégration, sur une seule puce optique, de l’ensemble du recombineur de faisceaux, atout majeur dans le 135
Rapport d’activité 1999-2001 LAOG contexte d’instrumentations intrinsèquement complexes. Plus spécifiquement, le développement de ces techniques s’avère crucial pour la mise en oeuvre de la recombinaison cohérente des grands télescopes et des Figure 4: (a) Principe d'utilisation des composants d'optique planaire pour la recombinaison de deux voies interférométriques de IOTA en bandes H et K; (b) Composants développés, par gravure de silice sur silicium, au LETI et, par échange d'ions sur substrat de verre, à GEEO suivant la technique de l'IMEP (ex-LEMO), connectorisés avec une fibre monomode; (c) L'interféromètre IOTA sur le Mont Hopkins (Arizona) sur lequel un troisième télescope a été installé en 2001, avec lequel les premiers tests de clôture de phase sont programmés pour 2002. Figure 5: Gauche: premières franges d’interférences obtenues au foyer de l’interféromètre IOTA du CfA avec un recombinateur à 2 télescopes. Droite: mesures de visibilités obtenues sur l’étoile U Ori de type Mira montrant la grande précision atteinte. réseaux de plus de 2 télescopes (le Very Large Telescope Interferometer européen, la mise en réseau des télescopes KECK 1 et 2 à Hawaii, le programme OHANA à Hawaii, ...) ainsi que pour les interféromètres 136
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