En 1992, l’ACA a visité le CERGA situé sur le plateau de Calern au-dessus de Grasse. Nous avons pu, à cette occasion et sous l’autorité de notre guide l’astronome Daniel Bonneau, avoir un aperçu des travaux du Professeur Antoine Labeyrie en interférométrie dans le rayonnement  infrarouge et visible.
 

En 1994, à Poitiers, c’est  une conférence de Loïc Tanguy qui nous fit découvrir, entre autre, les potentialités de l’interférométrie dans le domaine des ondes radio.

On voit donc que cette possibilité technique d’atteindre et de dépasser  les limites de résolution  des instruments actuels, dont le pouvoir séparateur est déterminé par leurs diamètres, mérite attention.

Les premières recherches en la matière sont dues à l’instigation de Fizeau (1819-1896). Il eut l’idée d’utiliser les franges d’interférence produites par un écran percé de deux trous placés devant une lunette (fig. 1) pour séparer les étoiles doubles serrées.

Lorsque deux faisceaux lumineux venant d’une étoile se focalisent, on observe des franges d’interférence dites aussi franges d’Young dans le faux disque de l’étoile. Il faut bien sûr observer ces franges avec un grossissement très fort (fig. 2).

d    E n seconde de degrés
l = longueur d’onde de la lumière la plus visible à l’oeil : 0,56 m  (0,00056 mm)
D = F de l’objectif en mm

d = le F des ouvertures.

L’intervalle entre deux franges ou interfrange  «  i  » dépend de la distance D des centres des ouvertures. Elle a pour valeur :

Le nombre de franges contenu dans le faux disque est déterminé par la relation :

         On voit donc que plus les ouvertures sont éloignées, plus les franges sont serrées et plus le pouvoir séparateur augmente. On est ici limité par le  F de l’objectif  qui limite l’entraxe D des deux ouvertures.

         Chiffrons les formules précédentes. Si nous prenons, par exemple, une lunette de 60 mm de F dont le pouvoir séparateur  « p » est déterminé par le rayon de la tache de diffraction que nous multiplierons par 0,85 ([2]), nous obtenons :

On se souvient aussi de la formule simplifiée décrite dans un numéro de "la  Voie Lactée" :

Munissons la lunette d’un disque de carton  percé de deux ouvertures de 20 mm placé devant l’objectif fig.1, et dirigeons la vers une étoile brillante. L’entraxe des ouvertures est de 60 - 20 = 40 mm.
Calculons le F de la tache de diffraction d déterminé par le F des ouvertures; dans l’exemple,  d = 20 mm :

Le rayon de la tache de diffraction devient : 14/2 = 7’’
(Le pouvoir séparateur  p serait maintenant  de : 0,85 x 7 » 6’’ !)

Voyons maintenant l’interfrange i obtenue :

et, les franges sont au nombre n de :

autre formule :

On voit donc que deux ouvertures de F nettement inférieur au  F de la lunette placé devant l’objectif, ont presque le même potentiel séparateur. De plus, les franges issues de deux ouvertures de faible F sont nettement moins soumises aux hétérogénéités atmosphériques et agitations thermiques proches.

Si nous refaisons le calcul avec deux trous de 20 mm de F, mais avec un télescope de 256 mm d’ouverture, l’écart  maximum D devient alors : 256 - 20 = 236 mm.  Le rayon de la tache de diffraction serait toujours de 7’’ et le pouvoir séparateur de » 6’’ mais l’interfrange permet la séparation de deux étoiles situé à  0, 49’’ ! et 28 le nombre de franges. Mais quelle stabilité d’image ! Évidemment ces diamètres d’ouverture ne permettraient de séparer que les étoiles très brillantes !

Maintenant, au lieu de modifier la valeur des ouvertures, nous allons modifier l’entraxe D des ouvertures de 20 mm. Il suffit pour cela de plier le carton (figure 3) muni de ses deux ouvertures de 20 mm placé devant l’objectif.

Lorsque nous dirigerons l’instrument  vers des étoiles doubles de brillance proche, la variation  de la distance des ouvertures de notre système interférentiel (figure 3) ainsi que sa rotation, provoqueront l’apparition, la disparition ou le doublement des franges. On calcule aussi le F des planètes (de brillance  uniforme) en faisant disparaître les franges. Lorsqu’elles disparaissent le F de l’astre observé est alors égal à 1,22 fois l’interfrange.

C’est Fizeau  qui eut l’idée de placer une charnière entre les deux ouvertures permettant ainsi de séparer les couples d’étoiles serrées, ainsi que les satellites de Jupiter. Mais Fizeau était un théoricien et c’est Michelson (1852-1931) qui mit en pratique ces techniques.

Pour les étoiles doubles, la possibilité d’éloigner ou de rapprocher les ouvertures d’une part et d’imprimer une rotation à l’ensemble d’autre part, permettait les deux mesures fondamentales : l’écartement des couples r et leur valeur angulaire q.

On voit tout l’intérêt que ce dispositif pouvait présenter aux «duplicistes» dont les grands télescopes, par  la difficulté d’obtenir une image stable, leur étaient quasiment interdit.

Les moyens électroniques d’acquisition et de traitement d’image sont, depuis, venu compenser les mouvements aléatoires des taches de diffraction des grands instruments : les fameuses tavelures ([3]) chères à A. Labeyrie.

Néanmoins, le système décrit plus haut, un écran à ouverture variable, était limité par le F de l’instrument utilisé et par le fait qu’il n’était guère possible de séparer les couples dont les magnitudes n’étaient pas très proche.

  Afin d’augmenter l’écart D, Michelson installa un système à 4 miroirs de 100 mm sur le télescope de 2,56 m du Mont Wilson (figure 4). Mais ce système était extrêmement  difficile à mettre en oeuvre tant le niveau de précision était grand. D’ailleurs, après Michelson, personne ne pu utiliser son interféromètre...

Michelson dirigea le télescope Hooker du Mont Wilson muni de son système vers Betelgeuse et après d’énormes difficultés il réussit néanmoins le 13 décembre 1920  à observer d’abord les franges et mesurer leurs disparitions donc le F de  l’étoile. Les miroirs mobiles étaient à 3 mètres l’un de l’autre soit D = 3 m lorsqu’il constata l’extinction des franges. Le F angulaire de Betelgeuse était donc de:

Bien plus tard Antoine Labeyrie au CERGA osa s’attaquer à la micrométrie interférentielle. Il utilisa deux télescopes de 250 mm  dont la distance entre axe pouvait atteindre 40 m. Il réussit ainsi à mesurer des F stellaires jusqu’à 0,003’’. D’autre part, dès 1978, deux autres télescopes spécialisés dans l’infrarouge réussirent aussi l’enregistrement de franges sur les étoiles proches.

          Les deux télescopes en forme de sphère que nous avons vus au CERGA en 1992 possèdent des miroirs de 1,50 m et leur entre axe maximum est de 100 m.(fig. 5).

Ces types d’instruments ont un grand avenir, ils préfigurent des appareils multiples de très gros F qui, maintenant , voient le jour aux USA notamment. L’Europe quant à elle, finance le VLT sur le territoire chilien dont le site et l’optique adaptative optimiseront les caractéristiques. Toutefois, le projet Visa qui intègre un réseau interférométrique par la construction de trois petits télescopes au projet initial sous le nom de VLTI, est actuellement remis en cause... On voit, néanmoins, que le mouvement lancé par Fizeau et Michelson poursuivi plus tard par Labeyrie n’a pas dit son dernier mot ! L’atmosphère néanmoins est toujours là et c’est maintenant vers des télescopes satellisés ou déposé sur la Lune suivant le même principe qui on la faveur des chercheurs.

           Ces techniques sophistiquées sont affaires de spécialistes. Cependant, même si nous ne possédons pas la moindre lunette ou télescope, peut-on, voir les franges ?

Oui, il suffit d’un peu de soin, une petite aiguille, un carton mince et une petit lampe torche de poche.

Sans autre instrument d’optique que notre oeil, Renaud de la Taille dans « Sciences et Vie » d’Août 94 n° 923 page 50 décrit un procédé très simple. Il suffit de percer deux minuscules trous d’épingle très rapprochés dans une carte de visite pour réaliser un interféromètre. L’étoile sera une petite ampoule de lampe de poche sans son réflecteur.
Voilà pour l’étoile ! Maintenant, placez l’oeil derrière les deux petits trous. Pour faire varier le F angulaire de notre étoile-ampoule, il suffit de s’approcher ou de s’éloigner jusqu’à ce qu’apparaissent les franges (Fig. 6)

Il serait même possible, avec les formules ci-dessus, de calculer le F angulaire de l’ampoule (ou plutôt du filament) connaissant l’écartD c’est-à-dire les quelques dixièmes de mm qui séparent nos deux petits trous. Il faut régler sa distance jusqu’à l’extinction des franges. Connaissant la distance qui nous sépare de l’ampoule, on pourrait même calculer la longueur du filament...

D    Delta majuscule
F    Phi
d     Delta minuscule
l    Lambda
m     Mu
q    Thêta
r    Rhô

CERGA Centre d’Étude et de Recherche
             Géodynamique et Astronomique.
VLT      Very Large Telescope.
VLTI     Sous ensembles interférométriques du VLT

Lunettes et Télescopes A. Danjon et A. Couder
                                       - Librairie A. Blanchard

Science & Vie
Ciel et Espace

([2]) Par expérience, les taches de diffraction de deux étoiles de même magnitude sont considérées comme visuellement séparées lorsqu’elles sont à 85% de leurs rayons. [Retour au texte]

([3]) L’atmosphère n’est pas un milieu homogène. Les couches d’air traversées, de température donc d’indice différent provoquent, dans les grands instruments, un éparpillement de la tache de diffraction. Une multitude de points brillants constamment mobiles caractérisent une étoile avec un fort grossissement. Ce sont les tavelures ou speckles. A. Labeyrie eut l’idée de faire l’analyse statistique de tous ces points brillants.

   Avec Alain Klotz, il y a quelques années, à l’occasion  d’une mission au Pic du Midi, nous avons pu observer des étoiles doubles très serrées » 0, 1’’, au télescope de 2 mètres. C’est à l’invitation de l’astronome Paul Couteau que nous avons eu cette opportunité. Il voulait probablement nous en montrer la difficulté. On observe en effet ces points brillants à mouvement rapide et aléatoire. Chaque point est une image en plus petit des taches de diffraction. Et Paul Couteau estimait les deux paramètres des étoiles doubles sur ces points en perpétuels bouillonnements. En somme, il mémorisait une image qu’il mesurait à l’instant, une mise à profit de la mémoire immédiate... [Retour au texte]