Interféromètre optique à longue base
# Interféromètre optique à longue base

Un interféromètre optique à longue base est un type d'interféromètre composé de plusieurs télescopes et fonctionnant dans le spectre visible ou infrarouge. Il est utilisé en astronomie afin d'obtenir un pouvoir de résolution (finesse de l'image) plus grand qu'avec un seul télescope.

## Signification du nom

« Interféromètre » indique que l'instrument produit des interférences à partir de la lumière reçue de l'objet céleste observé. La mesure effectuée concerne les paramètres des interférences : contraste, phase et quantités dérivées.

« Optique » signifie que la technologie repose sur les composants classiques d'optique géométrique : lentilles et miroirs utilisés en incidence quasi-normale (plus récemment composants d'optique intégrée) et capteurs photographiques. Les longueurs d'onde vont de l'ultraviolet (de l'ordre de 0,2 μm) à l'infrarouge lointain (de l'ordre de 10–20 μm). Le terme s'oppose aux technologies utilisées aux longueurs d'onde plus faibles (rayons X et rayons gamma) où les miroirs sont utilisés en incidence rasante et aux longueurs d'onde plus élevées (infrarouge lointain et ondes radio) où le type de composants (antennes, transmission électronique du signal) et de détecteurs (hétérodynes le plus souvent) est différent.

L'expression « longue base » indique qu'il est composé de plusieurs télescopes séparés typiquement d'une dizaine de mètres ou plus et présente une ligne à retard compensant la différence de marche entre les différentes ouvertures. Il s'oppose à d'autres types d'interféromètres utilisant un seul télescope (interférométrie des tavelures ou interféromètre à masque de pupille), dont le pouvoir de résolution reste limité à celui du dit télescope.

## Liste d'interféromètres optiques à longue base

### Anciens instruments

Liste historique d'interféromètres optiques à longue base avec les lignes de bases extrémales B, le nombre de lignes de base $N_B,$ le nombre de télescopes recombinés $N_{tel},$ la longueur d'onde de fonctionnement λ, la résolution spectrale λ/Δλ, la magnitude limite $m_{lim},$ la précision sur le contraste des franges ΔV/V, la précision sur la phase différentielle ou de clôture Δφ et la résolution spatiale $θ_{rés}.$ :

| Nom | Opérateur | Lieu | $N_B$ | B (m) | λ (μm) | $N_{tél}$ | Période | λ/Δλ | $m_{lim}$ (mag) | ΔV/V | Δφ (mrad) | $θ_{rés}$ (mas) |
| - | - | - | - | - | - | - | - | - | - | - | - | - |
| PTI (en) | JPL | Mont Palomar (États-Unis) | 3 | 86–110 | 1,6–2,4 | 2 | 1995--2008 | 25–50 | K=6 | 0,02 | 0,1 | 3–6 |
| KI | JPL | Mauna Kea (États-Unis) | 2 | 85 | 2,0–2,4 | 2 | 2001--2012 | ? | K=10 | 0,04 | 1 | 4–5 |
| KI | JPL | Mauna Kea (États-Unis) | 2 | 85 | 8–13 | 2 | 2004 | ? | ? | ? | ? | 20–30 |
| GI2T | OCA | Calern (France) | — | 12–65 | 0,40–0,85 | 2 | 1980–2006 | 1700—35000 | R=6 | 0,1 | 70 | 1–14 |
| GI2T | OCA | Calern (France) | — | 12–65 | 1,1–2,4 | 2 | 1999 | 1500 | ? | 0,1 | <? | 3–40 |
| IOTA | Harvard | Mont Hopkins (en) (USA) | 136 | 5-38 | $3,4–5,2^,^,$ | 2 | 1995–2002 | ? | L=−1 | 0,02 | — | 20–200 |
| IOTA | Harvard | Mont Hopkins (en) (USA) | 136 | 5-38 | 1,1–2,4 | 3 | 1993–2006 | ? | H=7 | 0,02 | 10 | 6–100 |
| Mark III | USNO | Mont Wilson (États-Unis) | 4 | 3–31 | 0,5–0,8 | 2 | 1986–1992 | 20–32 | V=3 | 0,01–0,10 | — | 3–50 |
| 20 ft | | | | 6 | | 2 | 1920–1931 | | | | | |
| 50 ft | | | | 15 | | 2 | 1931–1938 | | | | | |
| II | | | | ? | | 2 | 1964-1976 | | | | | |
| I2T | | | | | | 2 | 1974–1987 | | | | | |
| Mark I | | | | | | 2 | 1979 | | | | | |
| Mark II | | | | | | 2 | 1982–1984 | | | | | |
| 11.4m prototype | | | 11,4 | | | 2 | 1985–1988 | | | | | |
| MIRA-I | | | | | | 2 | 1998–1999 | | | | | |
| IRMA | | | | | | 2 | 1990-1992 | | | | | |
| Soir d'été | | | | | | 2 | 1979–1993 | | | | | |

### Instruments en service

Sept interféromètres optiques à longue base sont en service en 2006, si l'on exclut les deux qui, tout en fonctionnant aux mêmes longueurs d'onde, utilisent des technologies différentes. Ils possèdent des fonctionnalités complémentaires en termes de longueur d'onde (de 0,45 à 13 μm), de ciel observable (deux dans l'hémisphère sud, SUSI et VLTI), de résolution angulaire (0,2 à 300 millisecondes d'arc).

Les instruments avec une bonne magnitude limite, possèdent une faible couverture des fréquences spatiales car ils comprennent un petit nombre de télescopes de grand diamètre afin de collecter suffisamment de lumière (par ex. KI et VLTI/VIMA) ; de manière complémentaire, ceux qui ont une bonne couverture du plan pupille nécessitent de petits télescopes (nombreux ou relogeables), ce qui limite leur sensibilité (comme NPOI ou VLTI/VISA).

Les instruments fonctionnant en infrarouge moyen (aux alentours de 10 μm), le VLTI et le KI, montrent de moins bonnes sensibilité et précision : à ces longueurs d'onde, la détection est limitée par le rayonnement thermique du ciel et des optiques non refroidies.

Liste d'interféromètres optiques à longue base en service avec les lignes de bases extrémales B, le nombre de lignes de base $N_B,$ le nombre de télescopes recombinés $N_{tel},$ la longueur d'onde de fonctionnement λ, la résolution spectrale λ/Δλ, la magnitude limite $m_{lim},$ la précision sur le contraste des franges ΔV/V, la précision sur la phase différentielle ou de clôture Δφ et la résolution spatiale $θ_{rés}.$ Les performances indiquées sont les capacités actuelles de l'instrument, par ex. telles qu'annoncées dans les appels à proposition d'observation dans le cas d'instruments ouverts à la communauté. :

| Nom | Opérateur | Lieu | $N_B$ | B | λ (μm) | $N_{tél}$ | Début | λ/Δλ | $m_{lim}$ (mag) | ΔV/V | Δφ (mrad) | $θ_{rés}$ |
| - | - | - | - | - | - | - | - | - | - | - | - | - |
| COAST (en) | Cambridge | UK | 10 | 4–67 | 0,65–1,0 | 4 | 1991 | ? | 7 | 0,04 | 10 | 2–50 |
| COAST (en) | Cambridge | UK | 10 | 4–67 | 1,0–2,3 | 4 | 1995 | ? | 3 | 0,2 | 10 | 3–120 |
| VLTI VIMA | ESO | Paranal (Chili) | 6 | 47–130 | 1,1–2,4 | 3 | 2004 | 30–12000 | $K=2–7^,$ | 0,01–0,03 | 10–30 | 2–10 |
| VLTI VIMA | ESO | Paranal (Chili) | 6 | 47–130 | 8–13 | 2 | 2002 | 30–230 | $N=2–4^,$ | 0,1 | 250 | 13–60 |
| VLTI VISA | ESO | Paranal (Chili) | 248 | 8–202 | 1,1–2,4 | 3 | 2005 | 30–2000 | $K=1–5^,$ | 0,01–0,02 | 10–20 | 1–60 |
| VLTI VISA | ESO | Paranal (Chili) | 248 | 8–202 | 8–13 | 2 | 2005 | 30–230 | $N=0–1^,$ | 0,1 | 250 | 8–300 |
| NPOI | USNO | Lowell (États-Unis) | 435 | 2–437 | 0,45–0,85 | 6 | 1994 | 35–70 | V=5 | 0,04 | 10 | 0,2–80 |
| MIRA-I.2 | NAOJ | Tokyo (Japon) | 2 | 30 | 0,6–1,0 | 2 | 2002 | ? | I=4,5 | 0,10 | — | 4–7 |
| SUSI (en) | Sydney Australie | Narrabi (Australie) | 10 | 5–160 | 0,43–0,95 | 2 | 1993-2017 | ? | B=2,5, I=5 | 0,04 | 10 | 0,5–40 |
| CHARA | CHARA | Mont Wilson (États-Unis) | 15 | 34–331 | V, K | 2 (4?) | | | | | | |
| Note : L'instrument Infrared Space Interferometer (ISI) est un interféromètre à deux télescopes fonctionnant en infrarouge moyen (10 μm). Sa technologie de détection hétérodyne le rapproche toutefois des interféromètres radio. Le Large Binocular Telescope (LBT) est un interféromètre optique avec une ligne de base de 16 m ; toutefois les deux miroirs sont disposés sur une monture unique, de sorte que sa technologie se rapproche de celles des télescopes classiques, notamment par l'absence de ligne à retard longue. |||||||||||||
