William I2C

Bonjour Serge et tous, David m'a prévenu qu'il y avait un regain d'activité sur ce fil! Félicitations pour le prix et encore merci pour l'article. Une petite précision: sur la photo, notre doctorant est Antonin Siciak (Antoine Dussaux était un post-doc ayant contribué au début de ce projet). @JPP: il me semble que l'article (entier?) est lisible en ligne gratuitement: https://www.science-et-vie.com/ciel-et-espace/telescope-i2c-la-microscopie-spatiale-est-nee-48656 Cordialement, William

Oui bien sûr ! Mais le temps que 99 télescopes soient construits ça nous laisse un peu de temps pour réfléchir au problème...

Bonjour à tous, Je suis un des scientifiques impliqués dans le projet « I2C » décrit par l’article de Serge Brunier. Je vous remercie pour vos commentaires, et désolé pour le délai de réponse, il fallait d’abord que je trouve le temps d’acheter Sciences & Vie et de lire l’article ! Comme certains d’entre vous l’ont remarqué, l’article survend « légèrement » (gros euphémisme) notre projet. Je ne dis pas ça pour critiquer le travail de Serge Brunier, que je remercie encore pour son intérêt et la visibilité qu’il nous donne, car c’est la règle du jeu pour ce genre de publications, mais en tant que scientifiques nous sommes un peu mal à l’aise avec cette manière de présenter les choses. En aucun cas prétendons-nous à une « révolution », un « graal » ou quoi que ce soit dans ce genre. Ce que nous faisons est certes très intéressant mais bien plus modeste ! En résumé, la technique de l’interférométrie d’intensité a été découverte dans les années 50 et appliqué dans les années 60-70 dans un observatoire dédié à Narrabri, en Australie. Le principe consiste à étudier les corrélations dans les fluctuations d’intensité (ou dans les temps d’arrivée des photons) entre deux télescopes séparés regardant la même cible. Ces corrélations donnent quasiment la même information que la « visibilité » des franges d’interférence dans le cas de l’interférométrie directe telle que pratiquée au VLTI. L’avantage est que c’est bien plus simple : pas besoin de faire interférer la lumière donc pas de ligne à retard optique et pas besoin de contrôler les chemins optiques à la longueur d’onde près (donc peu sensible à la turbulence, pas besoin de grande qualité optique pour les télescopes, possibilité de travailler à courte longueur d’onde, etc…). Comme le mentionne l’article on peut également enregistrer tous les photons (en les datant précisément) puis calculer les corrélations après l’observation. Si on arrive à bien synchroniser les horloges des télescopes, on peut envisager de très grandes séparations, donc très bonnes résolutions angulaires. Malheureusement, il n’y a pas de miracle, tout ceci a une contrepartie (dont l’article de Serge ne parle pas du tout): c’est une technique très peu sensible. En gros, car on ne sait pas dater l’arrivée des photons avec la précision suffisante, ce qui « brouille » les corrélations, qui deviennent très faibles. Il faut donc des très gros collecteurs de lumière et de très longs temps d’intégration. C’est pour cette raison que lorsque l’interférométrie directe a commencé à être développée à partir de la fin des années 70 (en particulier par Antoine Labeyrie à Calern), l’interférométrie d’intensité a été abandonnée. Pourquoi reprendre maintenant ? D’abord, la sensibilité s’est améliorée depuis les années 70 grâce aux progrès des détecteurs et de toute la chaine d’acquisition derrière (électronique numérique de traitement des données). Ensuite nous avons maintenant des technologies qui n’existaient pas du tout à l’époque (des gros disques durs pour enregistrer tous les photons, des horloges atomiques pour synchroniser à longue distance, etc.) qui permettent d’envisager des très grandes bases par exemple. Et enfin, il y a le projet CTA (Cherenkov Telescope Array), dont ce n’est pas le but premier mais qui pourrait servir à faire de l’interférométrie d’intensité. Sur le site de l’hémisphère sud, il y a aura je crois 99 collecteurs répartis sur 4 km^2, les plus gros de 23 m de diamètre et les plus « petits » de 4 m. Avec de telles surfaces collectrices on peut envisager des sensibilités pas ridicules et avec un tel nombre de télescopes on pourra réellement reconstruire des images (en termes techniques, la visibilité des corrélations entre chaque paire de télescope donne un point dans la transformée de Fourier de l’image de l’objet : 100 télescope donnent 10 000 paires !). Donc depuis une douzaine d’années quelques scientifiques discutent de refaire de l’interférométrie d’intensité dans le but de l’appliquer à terme à CTA. Et comme plus personne n’avait fait ça depuis les années 70, et que les technologies ont changé, et bien ce n’est pas si facile (un peu comme retourner sur la lune !). Nous sommes les premiers à avoir réussi à refaire ce genre de manips en conditions réelles (c’est-à-dire pas au labo mais sur des vraies étoiles dans des vrais télescopes), à C2PU à Calern. Et bien sûr, nous avons plein d’idées pour améliorer la sensibilité, faire des manips à plus longue base (plus haute résolution angulaire), etc. De plus grâce à nos résultats, l’Observatoire de la Côte d’Azur est rentré dans le consortium CTA et il est de plus en plus probable que CTA sera réellement, un jour, utilisé pour de l’interférométrie d’intensité. Voilà, c’est moins vendeur que l’article de S&V, mais c’est déjà pas mal non ? Pour répondre à vos questions techniques : @ PascalD & dg2 : on ne synchronise pas à la femtoseconde, mais à la centaine de picoseconde au mieux : c’est pour ça que c’est peu sensible que l’interférométrie directe mais c’est aussi grâce à ça que c’est plus simple. @ jackbauer 2 : attention, l’image de l’exoplanète en transit devant Sirius n’est pas une image réelle, c’est une illustration, un rêve, de ce que éventuellement, un jour, pourrait nous donner l’interférométrie d’intensité sur CTA. @ Alain MOREAU & Kaptain : je n’ai pas bien compris de quel facteur d’échelle et limite vous parlez. Du débit de données à traiter ? Pour l’instant ce n’est pas la limite de notre dispositif mais ça pourrait le devenir. En particulier, si l’on veut utiliser des très gros télescopes, c’est soit pour observer une étoile peu brillante, soit pour observer une étoile brillante mais éviter d’intégrer des heures. Dans ce dernier cas on aura trop de signal et on saturera le détecteur ou le traitement des données derrières. Mais ce n’est pas une limite fondamentale.