Interféromètre optique à longue base

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Un interféromètre optique à longue base est un type d'interféromètre utilisé en astronomie afin d'obtenir un pouvoir de résolution (finesse de l'image) plus grand qu'avec un télescope classique.

Le terme « optique » désigne que sa 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 0,1 μm) à l'infrarouge moyen (de l'ordre de 10–20 μm). Le terme s'oppose aux technologies utilisées aux longueurs d'onde plus faible (rayons X et rayons gamma) où les miroirs sont utilisés en incidence rasante et aux longueurs d'onde plus élevées (infrarouge lointoin et ondes radio) où le type de composants (antennes) et de détecteurs (hétérodynes le plus souvent) est différent.

Le terme « longue base » indique qu'il est composé de plusieurs télescopes séparés typiquement d'une dizaines de mètres ou plus. 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 dudit télescope.

Sommaire

1 Liste d'interféromètres optiques à longue base
- 1.1 Anciens instruments
- 1.2 Instruments en service
2 Notes et références

[modifier] Liste d'interféromètres optiques à longue base

[modifier] Anciens instruments

Attention : Cette liste n'est pas exhaustive.

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 télesco pes recombinés N_tel, la longueur d'onde de fonctionnement λ, la résolution spectrale Δλ/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<ref name="param-NB">Nombre total de lignes de bases disponibles, avec relocalisation éventuelle des télescopes. Le nombre de lignes de bases observées simultanément peut être plus faible et vaut N_tel(N_tel-1)/2.</ref>	B<ref name="param-B">Intervalle de lignes de base non projetées</ref> (m)	λ (μm)	N_tél<ref name="param-Ntel">"Nombre de télescopes recombinés. Le nombre de télescopes présents sur le site peut être plus élevé afin de minimiser les relocalisations de télescopes.</ref>	exploitation	λ/Δλ	m_lim<ref name="param-mlim">Magnitude corrélée, i.e. en tenant compte de la perte de flux si le contraste des franges diminue.</ref> (mag)	ΔV/V	Δφ (mrad)	ΔV/V est bonne.</ref> (mas)
GI2T<ref name="GI2T">Site du Grand interféromètre à 2 télescopes</ref>	OCA	Calern (France)	—<ref name="GI2Tbases">La base peut être choisie continuement entre 12 et 65 mètres sur un axe nord-sud, voir Technical Characteristics of the Telescopes</ref>	12–65	0,40–0,85	2	1980–2006<ref name="PLBSI">Principles of Long Baseline Stellar Interferometry, éd. Peter Lawson, p. 330</ref>	1700—35000<ref name="GI2Tres">Informations techniques sur le spectrographe visible</ref>	R=6<ref>Caractéristiques techniques de la bonnette interférométrique</ref>	0,1	70<ref name="GI2Tphi">Farrokh Vakili et coll., Evidence for one-armed oscillations in the equatorial disk of zeta Tauri from GI2T spectrally resolved interferometry in Astronomy & Astrophysics, vol. 335, p. 261</ref>	1–14
	OCA	Calern (France)		12–65	1,1–2,4<ref name="GI2TIR">Un recombineur proche-infrarouge pour le GI2T est décrit par Gerd Weigelt et coll. dans GI2T/REGAIN spectro-interferometry with a new infrared beam combiner, in Interferometry in Optical Astronomy éd. Pierre Léna & Andreas Quirrenbach, Proceedings of the SPIE, vol. 4006, pp. 617-626</ref>	2	1999	1500<ref name="GI2TIR" />	?	0,1<ref>Déduit des graphiques de l'article de ^{Gerd Weigelt et coll.}</ref>	<?	3–40
IOTA<ref name="IOTA"> Site de l'Infrared Optical Telescope Array</ref>	Harvard	Mont Hopkins (USA)	136<ref name="IOTAbases">La description des configuration d'IOTA est décrite par Wesley Traub, Delay Line Geometry</ref>	5-38	3,4–5,2<ref>Observations en L' de G. Chagnon et coll., L'-Band Interferometric Observations of Evolved Stars</ref>^,<ref>Tests en bande M indiqués sur IOTA: History</ref>	2	1995–2002	?	L=−1	0,02	—	20–200
	Harvard	Mont Hopkins (USA)		5-38	1,1–2,4<ref name="IOTAperf">Les performances d'IOTA sont résumées sur IOTA: Site Logistics</ref>	3	1993–2006	?	H=7	0,02	10	6–100
Mark III<ref name="MarkIII">M. Shao et coll., The Mark III stellar interferometer, Astronomy and Astrophysics, vol. 193, no. 1-2 (1988)</ref>	USNO	Mont Wilson (USA)	4	3–31<ref name="markIIIcap">R. S. Simon et coll., Recent Results from the Mark III Optical Interferometer, American Astronomical Society, 181st AAS Meeting, #19.12; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 24, p.1152 (1993)</ref>	0,5–0,8<ref name="markIIIcap" />	2	1986–1992<ref name="PLBSI" />	20–32	V=3<ref name="MarkIII" />	0,01–0,10<ref>0,10 à 500 nm et 0,01 à 800 nm, d'après Christian Hummel, in The Mark III Interferometer Spectroscopic Binary Program The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research éd. Kam-Ching Leung, ASP Conference Serices, vol. 130 (1994)</ref>	—	3–50

[modifier] Instruments en service

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<ref name="param-NB" />	B<ref name="param-B" />	λ (μm)	N_tél<ref name="param-Ntel" />	Début<ref>Année des premières franges sur le ciel.</ref>	λ/Δλ	m_lim<ref name="param-mlim" /> (mag)	ΔV/V	Δφ (mrad)	θ_rés<ref name="param-thres" />
COAST<ref name="COAST">Site web du Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope</ref>	Cambridge	UK	10<ref name="COASTdesc">Les caractéristiques instrumentales sont données par Chris Haniff et coll., Progress at COAST 2000-2002, In Interferometry for Optical Astronomy II, vol. 4838, proceedings SPIE, pp. 19, SPIE Press, 2003 et les développements récents sur la page de l'instrument</ref>	4–67	0,65–1,0	4	1991	?	7	0,04	10	2–50
	Cambridge	UK		4–67	1,0–2,3	4	1995	?	3	0,2	10	3–120
VLTI<ref name="VLTI">Site web du Very Large Telescope Interformeter</ref> VIMA<ref name="VIMA">VLT Interferometer Main Array composé des télescopes unitaires de 8 m.</ref>	ESO	Paranal (Chili)	6<ref name="VLTIbases">Les différentes positions des télescopes et les lignes de base correspondantes sont disponibles sur la page VLTI Station Layout. Toutes les lignes de bases possibles avec les télescopes auxiliaires ne sont pas proposées à la communauté. Au cours d'un trimestre d'observation, une dizaine de lignes de bases est disponible (voir Paranal Telescope and Instrument News: VLTI overview).</ref>	47–130	1,1–2,4	3	2004	30–12000<ref name="AMBER">Les performances du VLTI en infrarouge proche sont résumées sur la page de l'instrument AMBER</ref>	K=2–7<ref name="AMBER" />^,<ref name="VLTIlim">Dépend de la résolution spectrale et du mode d'observations choisis</ref>	0,01–0,03<ref name="AMBERpre">Le chiffre bas concerne la précision différentielle, le chiffre haut la précision absolue. Voir AMBER Instrument sur le site de l'ESO.</ref>	10–30<ref name="AMBERphi">Chiffre non officiel. Déduit de la précision sur la visibilité.</ref>	2–10
	ESO	Paranal (Chili)		47–130	8–13	2	2002	30–230<ref name="MIDI">Les performances du VLTI en infrargoue moyen sont indiquées sur la Page de résumé de l'instrument MIDI.</ref>	N=2–4<ref name="MIDI" />^,<ref name="VLTIlim" />	0,1	250	13–60
VLTI<ref name="VLTI" /> VISA<ref name="VISA">VLT Interferometer Sub-Array composé des télescopes unitaires de 8 m et des auxiliaires relogeables de 1,8 m</ref>	ESO	Paranal (Chili)	248<ref name="VLTIbases" />	8–202	1,1–2,4	3	2005<ref name="VLTIpr">Press release de l'ESO VLTI First Fringes with Two Auxiliary Telescopes at Paranal</ref>	30–2000<ref name="AMBER" />	K=1–5<ref name="AMBER" /><ref name="VLTIlim" />	0,01–0,02<ref name="AMBERpre" />	10–20<ref name="AMBERphi" />	1–60
	ESO	Paranal (Chili)	248<ref name="VLTIbases" />	8–202	8–13	2	2005<ref name="VLTIpr" />	30–230	N=0–1<ref name="MIDI" /><ref name="VLTIlim" />	0,1<ref>Précision typique que j'ai sur mes obs, ce serait bien de trouver une source.</ref>	250	8–300
PTI<ref name="PTIsite">Site du Palomar Testbed Interferometer</ref>	JPL	Mont Palomar (USA)	3<ref name="PTIdesc">Une description de l'instrument est donnée par M. Colavita et coll., The Palomar Testbed Interferometer, The Astrophysical Journal, vol. 510, t. 1, pp. 505-521 (1998)</ref>	86–110<ref name="PTIdesc" />	1,6–2,4<ref name="PTIsens">Les capacités sont résumées sur PTI Visibility Overview.</ref>	2	1995	25–50<ref name="PTIspec">La résolution spectrale est déduite du nombre de canaux spectraux sur les bandes H et K. L'estimation est cohérente avec une configuration « typique » indiquée par M. Colavita et coll. dans Fringe visibility estimators for the Palomar Testbed Interferometer, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, n^o 755, pp. 111-117 (1999)</ref>	K=6<ref name="PTIsens" />	0,02<ref name="PTIprec">Mark Colavita, Fringe Visibility Estimators for the Palomar Testbed Interferometer, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, issue 755, pp. 111-117.</ref>	0,1	3–6
KI<ref>Sit du Keck Interferometer</ref>	JPL	Mauna Kea (USA)	2	85	2,0–2,4<ref name="KIstatus">Les performances du Keck Interferometer sont données par M. Colavita dans Keck Interferometer status and plans, 2004</ref>	2	2001	?	K=10?	0,04	1	4–5
KI<ref>Sit du Keck Interferometer</ref>	JPL	Mauna Kea (USA)	2	85	8–13	2	2004<ref>Le KI à 10 microns est résumé dans l'article de Mark Colavita et coll. Nulling at the Keck interferometer, in Advances in Stellar Interferometry, éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268</ref>	?	?	?	?	20–30
NPOI<ref>Site du Navy Prototype Optical Interferometer</ref>	USNO	Lowell (USA)	435	2–437<ref name="NPOIpub">Les principales caractéristiques de NPOI sont données par J. T. Armstrong et coll. dans The Navy Prototype Optical Interferometer, in The Astrophysical Journal, vol. 496, pp. 550-571 (1998)</ref>	0,45–0,85	6	1994<ref name="NPOItl">Development of the NPOI]</ref>	35–70<ref>Valeur approximative déduite de la bande spectrale et du nombre de canaux spectraux.</ref>	V=5<ref>C.A. Hummel, Observations of the triple star η Virginis with a long baseline optical interferometer, in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (serie de conferencias), vol. 21, pp. 41-44 (2004) ; le site de NPOI indique pouvoir atteindre V = 8–9 prochainement.</ref>	0,04	10	0,2–80
MIRA-I.2<ref name="MIRAI2">Mitika Optical/Infrared Array opéré à Tokyo (Japon) par l'Observatoire national du Japon ; les principales caractéristiques sont données par Masanori Yoshizawa dans MIRA status report: recent progress of MIRA-I.2 and future plans, in Advances in Stellar Interferometry. Edited by Monnier, John D.; Schöller, Markus; Danchi, William C.. Proceedings of the SPIE, Volume 6268, pp. (2006)</ref>	NAOJ	Tokyo (Japon)	2	30	0,6–1,0	2	2002<ref>Premières franges sur une ligne de base de test en 2001. Les premières franges sur la ligne de base de 30 m ont été obtenues en 2002. Voir : Koichi Sato et coll., The instrumentation, object stars and the first observations of MIRA-I.2 (Mitaka optical and infrared array), in Interferometry for Optical Astronomy II., éd Wesley A. Traub, Proceedings of the SPIE, vol. 4838, pp. 1072-1079 (2003).</ref>	?	I=4,5	0,10	—	4–7
SUSI<ref name="SUSI">Sit du Syndey University Stellar Interferometer</ref>	Sydney Australie	Narrabi (Australie)	10<ref>L'état actuel de l'instrument se trouve résumé par John Davis et coll. dans SUSI: an update on instrumental developments and science in Advances in Stellar Interferometry, éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268</ref>	5–160	0,43–0,95	2	1991	?	B=2,5, I=5	0,04	10	0,5–40

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.