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Histoire brève de l’interférométrie optique en astronomie
mardi 2 mars 2004, par Romain Petrov


En 1610, Galilée pointe une lunette vers le ciel et observe une chose étonnante : Jupiter a quatre satellites, qui en font le centre d’un monde Copernicien en miniature. La Terre n’est donc pas le centre unique de l’Univers et pourrait donc même ne pas être centrale du tout, contrairement aux enseignements catholiques de l’époque. Ainsi, en utilisant un instrument qui lui révèle des détails plus fins que ceux que voient ses yeux nus, il révolutionne notre vision du monde. Depuis, cette course au « détail fin », qui s’appelle pompeusement « augmenter la résolution angulaire des instruments astronomiques » n’a jamais cessé. Pendant plus de deux cents ans, c’est l’amélioration des optiques qui a permis de progresser. On s’est alors heurté à la limite imposée par l’agitation de notre atmosphère, qu’on continue à combattre à grands frais en hissant nos Observatoires en haut de montagnes ou en les envoyant dans l’espace. C’est là qu’on atteint une autre limite qui est due à la nature même du rayonnement lumineux : la finesse des détails accessibles à un instrument donné, même dans des conditions idéales, est inversement proportionnelle à son diamètre.

Il faut donc construire des télescopes de plus en plus gros tout en leur permettant d’échapper aux perturbations atmosphériques ou de les corriger par des techniques complexes et coûteuses. Toutefois la difficulté et le coût de réalisation d’un télescope augmentent beaucoup plus vite que son diamètre. C’est ainsi que le plus grand instrument sur Terre a un miroir d’un peu plus de dix mètres, ce qui lui permettrait de voir dans le cas idéal un objet de la taille d’une locomotive sur la Lune. Il existe une méthode qui permet de ruser avec ces deux difficultés : elle a été proposée par Fizeau vers 1860, mise en œuvre par Michelson dans les années 1920, et complètement rénovée par Labeyrie à partir de 1975. Il s’agit de l’interférométrie optique, qui consiste à combiner la lumière issue de plusieurs petits télescopes avec une précision telle que les différents miroirs individuels semblent être des morceaux d’un seul miroir gigantesque. Alors, si on a la patience de placer les petits télescopes à peu près dans toutes les positions possibles à l’intérieur de l’espace qu’occuperait le miroir géant, on peut reconstruire l’image que celui ci nous aurait donnée. Cela demande de résoudre quelques problèmes techniques, comme de contrôler la séparation entre télescopes avec une précision bien meilleure que le millième de millimètre. Petit raffinement : ce n’est pas vraiment la distance qui compte, mais ce qu’on appelle le chemin optique. Ce dernier représente le temps de parcours des rayons lumineux dépendant des paramètres (densité, température, humidité) de l’air en chaque point du trajet, paramètres variant de façon continue et imprévisible.

Après vingt cinq ans d’efforts, les astronomes ont appris à faire face à ces difficultés, et les deux plus grands instruments optiques mondiaux en cours d’achèvement sont en fait des interféromètres. Le Très Grand Télescope Européen (VLT) installé au Chili est constitué de quatre télescopes principaux de 8 mètres de diamètre et de trois télescopes auxiliaires de 1,8 mètres. Ces sept télescopes sont répartis au sommet du Mont Paranal, placé dans un des déserts les plus arides de la planète. Leur séparation maximale possible est d’environ 200 mètres et la finesse des détails qu’ils peuvent révéler est donc celle que donnerait un miroir de cette taille (nous pourrions distinguer le chapeau du conducteur de notre hypothétique locomotive lunaire). Notre concurrent Américain est, pour une fois, un peu plus modeste, avec seulement deux télescopes de 10 mètres séparés seulement par 80 mètres. Ces deux interféromètres géants sont en cours de mise au point et ont obtenu leurs premiers résultats techniques l’année dernière, mais leur véritable exploitation scientifique ne commencera qu’à la réception de leurs instruments focaux, c’est à dire des caméras complexes qui permettent d’enregistrer et d’analyser la lumière qu’ils collectent.





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