Qualification de IONIC, instrument de recombinaison ...

tel-00010396, version 1 - 4 Oct 2005
2.2. QU’EST-CE QUE L’INTERFÉROMÉTRIE ASTRONOMIQUE? 17
1964) permet de relier le degré complexe de cohérence spatiale γ12 à la distribution angulaire
d’intensité de la source S(θ) par la relation de transformée de Fourier :
γ12(B) =
� +∞
−∞
� �
−2πiθ.B
S(θ)exp
dθ, (2.5)
λ
où λ est la longueur d’onde d’observation. γ12 est lié à la figure d’interférence. En effet on
peut représenter cette dernière de manière générale par :
Iint = αP1 + βP2 + 2 � αP1βP2VinstVatmRe[γ12] cos(φmod + φ), (2.6)
où αP1 et βP2 sont les intensités fournies par chacune des ouvertures prises individuellement,
φmod est le déphasage donnant la modulation des franges, φ est la somme du déphasage dû
à l’objet, à l’instrument et à l’atmosphère. γ12 est un nombre complexe qui peut donc être
décomposé en :
γ12 = |γ12|exp(iφ12). (2.7)
On voit ainsi que pour connaître S(θ) il va falloir être capable de mesurer deux grandeurs :
un module et une phase, la visibilité et la phase des franges. La visibilité est donnée par le
contraste des franges et la phase par le déplacement de la frange centrale par rapport à la
position correspondant à la différence de marche nulle de l’interféromètre.
Mariotti & Ridgway (1988) ont proposé d’utiliser les techniques d’interférométrie IR
pour obtenir une grande résolution spatiale et spectrale avec les interféromètres optiques,
en utilisant la transformée de Fourier des interférogrammes. Cette méthode est maintenant
couramment employée (Coudé Du Foresto et al., 1997) pour le traitement des données
interférométriques. Ces deux quantités sont fonctions de l’orientation et de la longueur de la
ligne de base, B, joignant les deux ouvertures. Chaque base donne un point de mesure dans
le plan de Fourier.
Le plan (u,v)
Une ligne de base B entre deux ouvertures donne une résolution spatiale égale à λ/B.
Dans le plan de Fourier lui correspond la fréquence spatiale B/λ.
À B donnée on obtient
donc un point de mesure dans le repère de coordonnées du plan de Fourier dont les axes sont
notés habituellement u et v. Les coordonnées (u,v) sont une projection sur le ciel de la ligne
de base et sont données en unités de fréquence spatiale (cycles/seconde d’angle). Pour obtenir
une image complète de la source, il va donc falloir obtenir des mesures pour de nombreuses
lignes de base. Plusieurs méthodes sont possibles à ce niveau :
– On ne dispose que de deux télescopes fixes ou difficilement repositionnables. On va alors
pouvoir utiliser la rotation de la Terre et donc la modification de la base projetée sur
le ciel pour obtenir des mesures à différentes fréquences spatiales. C’est la technique de
supersynthèse.