Qualification de IONIC, instrument de recombinaison ...

tel-00010396, version 1 - 4 Oct 2005
2.2. QU’EST-CE QUE L’INTERFÉROMÉTRIE ASTRONOMIQUE? 19
Pour une image courte pose, ces deux échelles de résolution se traduisent par l’apparition
de tavelures de diamètre λ/D situées dans une zone de diamètre λ/r0. Le nombre de ces
tavelures sera donc approximativement égal à (D/r0) 2 . Les valeurs typiques de r0 sur de
bons sites astronomiques sont de l’ordre de 10 cm à λ = 0,5 µm et de 40 cm à λ = 1,6 µm.
Sa variation en fonction de la longueur d’onde est donnée par :
r0 ∝ λ 6/5 . (2.10)
Il est donc plus favorable d’observer dans le proche infrarouge (IR) que dans le visible.
On va maintenant s’intéresser à l’évolution temporelle de la turbulence. Pour modéliser
celle-ci, on utilise en général l’hypothèse de Taylor qui revient à considérer que les couches
atmosphériques sont ✭gelées ✮. Cette hypothèse est valable car l’échelle de temps des varia-
tions de la turbulence est plus grande que le temps mis par les couches pour passer devant
l’ouverture du télescope. On définit alors simplement le temps de cohérence de l’atmosphère
par :
τ0 = r0/v, (2.11)
où v est la vitesse du vent dans la couche de turbulence dominante. En se référant aux
valeurs de r0 précédentes et en considérant une vitesse moyenne du vent de 20 m/s, cela nous
donne τ0 � 5 ms à λ = 0,5 µm et τ0 � 20 ms à λ = 1,6 µm.
L’utilisation au sol de réseaux interférométriques en astronomie optique et proche IR a en
partie été induite par les effets de la turbulence atmosphérique, qui réduit considérablement le
pouvoir de résolution des télescopes. La mise en oeuvre des techniques d’optique adaptative
permet de corriger en partie les déformations induites sur le front d’onde, mais pour des
télescopes de grands diamètres ces systèmes deviennent très complexes. Un interféromètre
permet quant à lui d’atteindre plus facilement la résolution théorique d’un télescope dont le
diamètre serait égal à la ligne de base. Mais les interféromètres ne sont pas à l’abri des effets
de la turbulence même si les télescopes individuels gardent des diamètres raisonnables vis-à-
vis de r0. La phase variant de façon aléatoire entre les tavelures et le temps de cohérence de
l’atmosphère n’étant que de quelques dizaines de millisecondes, la mesure de la visibilité des
franges et le rapport signal à bruit vont être dégradés. Si on veut améliorer la précision des
mesures interférométriques, le contrôle de la qualité des faisceaux devient nécessaire. Dans
le cas des premières observations à trois télescopes les dimensions des ouvertures ont été
réduites de 50 à 14 cm pour COAST, et de 50 à 12,5 cm pour NPOI afin de limiter les effets
de la turbulence. L’utilisation de systèmes d’optique adaptative, même avec une correction
partielle, s’impose donc rapidement si on veut obtenir de bonnes performances : transmission,
stabilité et précision sur le contraste des franges et sur les mesures de phase. L’utilisation
de correcteurs du basculement du front d’onde au moins est quasiment généralisée pour les
interféromètres en fonctionnement actuellement.
Dans le cas de l’interférométrie on doit également tenir compte d’un phénomène qui n’a
pas d’influence dans le cas des télescopes mono-pupille : le ✭piston ✮ atmosphérique (premier