Qualification de IONIC, instrument de recombinaison ...

tel-00010396, version 1 - 4 Oct 2005
Chapitre 1
Introduction
Aujourd’hui, les développements instrumentaux en astronomie sont poussés en avant par
la volonté d’avoir toujours plus d’information. On cherche ainsi à avoir une plus grande surface
collectrice (projets de télescopes de 100 m de diamètre), une plus grande couverture spec-
trale (des rayons X aux ondes millimétriques), une plus grande résolution angulaire (optique
adaptative, VLTI : Very Large Telescope Interferometer, ALMA : Atacama Large Millime-
ter Array, OHANA : Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy). Cette volonté du
toujours plus s’accompagne bien sûr de travaux de recherche et développement en instrumen-
tation, nécessaires pour répondre aux défis technologiques que cela entraîne.
Le travail présenté dans cette thèse se place dans le cadre des développements des grands
réseaux interférométriques pour l’astronomie. Cette technique instrumentale permet d’obtenir
des mesures avec une grande résolution angulaire. En recombinant interférométriquement les
faisceaux provenant de plusieurs télescopes individuels éloignés les uns des autres, on va
synthétiser un télescope de très grand diamètre (égal à l’écartement entre les télescopes).
La surface collectrice n’est bien sûr pas équivalente à celle de ce télescope géant, mais on
obtient par contre des mesures avec la même résolution. Mon travail est entièrement lié aux
besoins instrumentaux de l’interférométrie astronomique, par un programme de recherche et
développement sur de nouvelles technologies permettant entre autre la recombinaison des
faisceaux.
Cependant, si le principe de la mesure a été introduit au milieu du XIX ème siècle, les
difficultés instrumentales propres à la recombinaison ont longtemps limité le développement
de cette technique (Chapitre 2). La plupart des interféromètres fonctionnant de manière rou-
tinière actuellement n’utilise que deux télescopes, limitant ainsi les capacités de mesures en
matière d’imagerie et de rapidité d’obtention de l’information. Le développement de l’in-
terférométrie astronomique a longtemps été bridé par :
– la stabilité mécanique des instruments et la précision de leur mouvement,
– la disponibilité de détecteurs performants et ayant un faible bruit de mesure,
– les déformations de front d’onde engendrées par l’atmosphère,
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