Qualification de IONIC, instrument de recombinaison ...

tel-00010396, version 1 - 4 Oct 2005
206 - 7. CONCLUSIONS ET PERSPECTIVES
ment d’observations routinières comme FLUOR, bénéficiant des travaux de recherches
menés en parallèle sur le développement des composants.
– Les différentes applications évoquées dans les chapitres précédents montrent que l’uti-
lisation de l’optique intégrée en astronomie ne se limite pas à la recombinaison des
faisceaux de télescopes. Des fonctions annexes comme par exemple des séparatrices, des
réseaux à des fins d’analyses spectrales, ou aussi des sous-systèmes complets comme
des systèmes de métrologie ou de suivi des franges, sont également envisageables. Si ces
applications n’ont pour l’instant été qu’abordées, la voie reste ouverte et cela pourrait
répondre aux nombreux besoins de certains des instruments futurs en interférométrie
astronomique. Les besoins de test et d’analyse qui y sont liés imposent alors de com-
mencer à étudier ces éléments dès maintenant.
7.2.2 Demain
Les interféromètres disponibles pour des observations astrophysiques routinières ont des
ouvertures relativement petites limitant leur sensibilité. Avec l’arrivée des grands réseaux
comme le VLTI, le Keck Interferometer, et le projet OHANA de recombinaison des grands
télescopes du Mauna Kea (Hawaï, USA), la limite de sensibilité va être repoussée permettant
alors l’étude d’objets extra-galactiques. Parallèlement à l’augmentation de la surface collec-
trice, c’est également le nombre de télescopes utilisables simultanéments qui va croître avec ces
réseaux au sol. Avec ce dernier point, vient également s’ajouter l’interféromètre CHARA dont
les ouvertures ne font que 1 m de diamètre mais qui permettra de disposer de six télescopes.
Les bases disponibles iront de quelques centaines de mètres dans le cas du VLTI et du Keck
Interferometer, à 350 m dans le cas de CHARA, et même jusqu’à 800 m pour OHANA. On
voit donc que tous ces projets sont relativement complémentaires et permettront des observa-
tions jusqu’alors inaccessibles. Malgré cela, ces grands réseaux restent limités par le problème
de la recombinaison d’un si grand nombre de faisceaux. Les instruments développés à ce jour
sur le VLTI par exemple n’utiliseront pas réellement les capacités du réseau puisque seul trois
télescopes seront recombinés au maximum dans le cas de AMBER.
L’optique intégrée planaire apporte une solution très attractive à ce problème puisque
le nombre de faisceaux n’augmente pas beaucoup la taille de la puce de recombinaison et
surtout n’implique pas une complexité instrumentale supplémentaire. Ainsi dans le chapitre
4, est présenté un composant permettant la recombinaison multi-axiale de 8 faisceaux simul-
tanément (figure 4.3). Ce composant n’a pas été réalisé à ce jour car pour des tests en labo-
ratoire il n’apporte pas réellement plus d’informations technologiques qu’un composant 3T,
et il dépasse les capacités de tests de nos bancs. Cependant, le dessin de ce composant existe
et pourrait donc facilement être réalisé en bénéficiant des connaissances acquises sur d’autres
composants. Des composants recombinant les faisceaux de 4 télescopes ont déjà été réalisés
(figure 7.1), et pourraient être utilisés sur un interféromètre donnant accès à quatre ouvertures
simultanément. L’interface optique peut être une simple copie de celle utilisée sur IOTA. Les