La résolution angulaire d'un instrument, lunette ou télescope, est inversement proportionnelle au diamètre de son objectif. Les opticiens et constructeurs d'instruments se sont donc efforcés au fil du temps à tailler des objectifs puis des miroirs de plus en plus grands pour équiper les instruments astronomiques.
Structure de l'image au foyer d'un instrument parfait.
Au foyer d'un instrument de diamètre D et de longueur focale F l'image parfaite d'une étoile en l'absence de turbulence atmosphérique est une tache d'Airy formée par un disque lumineux entouré par des anneaux de moins en moins lumineux comme le montre la figure ci après.
Les effets de la turbulence atmosphérique.
Le
diamètre de la tache centrale de la figure d'Airy est égal à
1,22.lambda.F/D ou lambda est la longueur d'onde de la lumière incidente.
Pour un télescope de diamètre 305 mm ouvert à F/D=5 et
pour la couleur jaune ce diamètre est égal à 3 micromètres
et son diamètre angulaire représente 0,4 secondes d'arc.
Avant d'arriver sur l'objectif ou sur le miroir de l'instrument, la lumière traverse l'atmosphère terrestre qui est un milieu inhomogène. La surface d'onde initialement plane est déformée par ces inhomogénéité d'indice et arrive sur l'instrument sous la forme d'une surface bosselée dont la forme varie très rapidement en quelques centièmes de seconde. Dans un instrument dont le diamètre D est inférieur ou égal à la dimension moyenne r des bosses de la surface d'onde, la turbulence ne modifie pas notablement l'aspect de la tache d'Airy mais celle-ci est constamment déplacée en tous sens autour de sa position moyenne. Bien que le pouvoir séparateur de l'instrument ne soit pas en principe affecté il devient très difficile de l'exploiter totalement, par exemple pour mesurer une étoile double au micromètre à fil.
Par contre dans un télescope dont le diamètre D est supérieur au diamètre moyen r des bosses de la surface d'onde, l'image instantanée d'une étoile présente une structure granulaire aléatoire et constamment changeante due aux interférences constructives et destructives formant des taches brillantes ou sombres en mouvement rapide.
Interférométrie des tavelures.
L'interférométrie
des tavelures permet de restaurer la résolution angulaire des télescopes
de grand diamètre.
Il convient pour cela de filmer l'image de l'étoile avec des vitesses de prise de vue importantes pour figer la turbulence et pour disposer d'un grand nombre d'images. Le contraste des tavelures est d'autant plus grand que l'on opère dans une plage de longueurs d'onde étroite mais c'est au détriment de la luminosité de la tache image à enregistrer.
La taille moyenne des granules (~ lambda/D) est celle de la tache d'Airy du télescope, par contre le diamètre (~lambda/r) de la tache image que montre la photo ci-contre est inversement proportionnelle non au diamètre du miroir mais à la dimension des bosses qui déforment la surface d'onde. L'importance de la turbulence peut donc être mesurée par la taille de la tache image et par le nombre de tavelures qu'elle contient (N~2,3(D/r)^2). Le flux lumineux recueilli par le télescope est reparti entre toutes les tavelures. Celles ci sont donc d'autant moins lumineuses que leur nombre est plus grand et donc que la turbulence est importante. Pour cela il faut faire appel à des amplificateurs de brillance suivis par une matrice CCD.
Des images prises avec de grands télescope.
Dans les années 70, je suivais à travers quelques articles de la revue l'Astronomie les travaux fascinants de l'équipe du professeur Labeyrie sur le plateau du Calern. J'étais bien loin de me douter alors que les matériels qu'ils utilisaient, seraient un jour accessibles aux astronomes amateurs. Le temps a passé, les moyens de calcul électronique bien plus puissants que ceux qu'utilisaient ces pionniers sont maintenant à notre disposition les caméras CCD comme Audine sont à notre disposition grâce au travail d'amateurs passionnés et tenaces.
C'est la découverte de films pris par les étudiants de l'Impérial Collège trouvés sur Internet après une recherche à partir du mot "speckle" qui a relancé mon intérêt pour cette méthode. Nous pouvons expérimenter ces méthodes ce qui est le meilleur moyen pour les comprendre.
Chargeons tout d'abord les animations issues du télescope William Herschel (4.2 mètres) de La Palma.
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Alpha Pisc (fichier .avi)
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Alpha_Ori (fichier .avi)
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Gamma_Per (fichier .avi)
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Voici ci-dessous 5 exemples de traitements:
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Alpha
Pisc
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Alpha
Ori
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Gamma
per
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Simulation
1
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Simulation
2
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 Image Initiale |
 Image Initiale |
Image Initiale |
Image Initiale "parfaite" |
Image Initiale "parfaite" |
 Transformée de Fourier de 1 image |
 Transformée de Fourier de 1 imag |
 Transformée de Fourier de 1 image |
 Image Initiale "turbulée" |
 Image Initiale "turbulée" |
 Somme des transformées de Fourier |
 Somme des transformées de Fourier |
 Somme des transformées de Fourier |
 Somme des transformées de Fourier |
 Somme des transformées de Fourier |
 Autocorellation |
 Autocorellation |
 Autocorellation |
 Autocorellation |
 Autocorellation |
Les trois premières colonnes montrent, de haut en bas, l'image originale de l'étoile, sa transformée de Fourier, la somme de 10 transformées de Fourier, et l'image d'auto corrélation donnant l'image du couple avec une ambiguïté de 180 degrés.
Les deux dernières colonnes montrent des simulations d'étoiles doubles à l'aide du logiciel Aberrator entachées de turbulence, les transformées de Fourier et les restitutions par autocorrélation. L'écart angulaire et l'angle polaire sont alors bien mesurables mais l'on remarque bien l'ambiguïté à 180 degrés prés engendrée par la méthode. Il ne reste alors plus qu'a mesurer le couple après étalonnage précis sur un couple de référence.
Je vous recommande ces petites manipulation d'images pour meubler vos soirées de ciel maussade.
Bibliographie:
A.R.
Voir aussi notre page "Imagerie des étoiles doubles par intercorrelation"
ainsi que nos observations au T60 du Pic du Midi
Ne manquez pas nos observations faites au T60 du Pic du Midi en 2005 (Mission Crabe Tambour) observations au T60 du Pic du Midi
En 2008, Bernard Tregon et son équipe sont montés au T60 avec leur propre manip Speckle et ont repris le flambeau avec panache ! ;-)
Voici leurs deux pages de compte-rendu détaille, lecture passionnante qui nous l'esperrons finira de vous convaincre de tenter l'aventure Speckle !
Speckle Pic II - Interferométrie des tavelures - Astrometrie TNO - Tregon Bernard - Castets Martine - Annexes du rapport
Interférométrie stellaire (B.Tregon).pdf
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