LA HAUTE RESOLUTION SPATIALE

Tiré d'un article de, G. Paturel, Cahiers Clairaut n 87 p4, (1999)

La présentation que nous vous proposons va vous initier à ce qu'on appelle la haute résolution spatiale, c'est à dire à l'art de séparer deux étoiles avec un télescope, ou, plus généralement, l'art de voir les détails d'une image. Si les astronomes précisent "résolution spatiale" c'est qu'il y a aussi la "résolution spectrale", qui est l'art de séparer deux longueurs d'onde. Il ne faut pas confondre les deux résolutions.

Cette bonne "résolution" étant prise, disons quelques mots en préambule. Le sujet est présenté en images. Il y a donc peu de texte. Aussi l'article demande-t-il au lecteur un effort pour lire entre les lignes, pour compléter l'information. L'article suggère plus qu'il n'explique. Pour arriver à cette simplicité il y a des raccourcis. Nous demandons aux puristes de nous les pardonner. Ces raccourcis ne devraient pas entraver la compréhension du phénomène (c'est en tous cas ce qu'espère l'auteur). Par exemple, quand nous parlons de l'onde électromagnétique nous ne considérons que la composante du champ électrique sans parler du champ magnétique.

Le but de l'article est de faire appréhender, sans calcul, la technique géniale, " l'interférométrie des tavelures ", inventée par l'astronome Antoine Labeyrie. Cette technique permet de reconstituer l'image dégradée lors de la traversée de notre atmosphère terrestre. Nous arriverons alors à la présentation des techniques qui révolutionnent l'observation depuis le sol : l'optique adaptative et l'optique active. Ces deux méthodes, très voisines, diffèrent surtout par la fréquence à laquelle un système piloté par ordinateur corrige les déformations introduites soit par notre atmosphère, soit par les défauts instrumentaux. Nous terminerons par un aperçu de la technique du futur, l'interférométrie optique.

Les inconvénients de l'atmosphère terrestre.

Nous avons vu que, à cause de la diffraction, il n'est pas possible d'obtenir une résolution infinie avec un télescope. La limite est donnée par ce qu'on appelle la tache d'Airy (voir diffraction). Mais en pratique, l'atmosphère terrestre perturbe bien d'avantage. Ainsi, la résolution théorique obtenue avec un télescope dont le miroir a un diamètre de 3,60 m est de 0,04", alors que les images perturbées par l'atmosphère ont un diamètre de plusieurs dixièmes de seconde d'angle (et parfois beaucoup plus). D'où vient l'empâtement introduit par l'atmosphère ?

La raison est simple à comprendre. L'onde qui nous arrive d'une étoile lointaine devrait être une onde plane, parfaite. Mais la traversée de l'atmosphère détruit cette planéité car la vitesse de la lumière dans l'air dépend de l'indice de réfraction qui n'est pas constant. Donc, l'onde plane est déformée.

Au foyer du télescope on n'observe pas une image mais plusieurs taches. Essayons de comprendre pourquoi.

Deux ondes planes, venant de deux étoiles, donnent deux images FA et FB.

Si on représente les déformations de la surface d'onde traversant l'atmosphère par des plans d'inclinaisons différentes, on comprend qu'un point source (étoile) donnera plusieurs taches : les tavelures.

Conséquence sur l'image d'une étoile

Au lieu d'avoir pour une étoile donnée une simple tache d'Airy, on aura une multitude de tavelures. Accumulées lors d'une pose, elles formeront ce que les astronomes, dans leur jargon imagé, appellent une "patate".

Conséquence sur l'image de deux étoiles

Après une pause, les deux étoiles ne sont plus séparables.

La "speckle" interférométrie ou interférométrie des tavelures

Supposons que nous observions deux étoiles très proches, séparées seulement par un petit angle d. A priori, on ne sait pas que les tavelures viennent de deux étoiles. On ne voit pas des tavelures bleues et des tavelures rouges. On voit ceci :

Si on enregistre toutes les images instantanées et que l'on construit l'histogramme de toutes les séparations entre tavelures on obtiendra le résultat ci-dessous.

Une séparation reviendra plus souvent : la séparation d vraie entre les deux étoiles. On aura réussi à trouver la séparation qu'il aurait été impossible de mesurer sur les "deux patates" imbriquées, ni sur un cliché instantané qui serait sous exposé. Vous avez compris le principe, mais on peut aller plus loin.

L'optique adaptative

Si nous pouvions connaître la forme de la surface d'onde déformée, nous pourrions envisager de la corriger. Mais comment mesurer les surfaces d'égales phases d'une onde lumineuse ? C'est ce que nous allons voir.

Analyse de la surface d'onde

Si nous visons une étoile et que nous en fassions une image avec une trame de microlentilles (une plaque couverte de petites lentilles convergentes). Chaque lentille va donner une image. Si l'onde est bien plane, chaque image sera exactement dans l'axe optique de chacune des lentilles. Mais si l'onde est déformée les images seront décentrées. La mesure du décentrage de chacune des images nous donnera le moyen de retrouver la forme réelle de l'onde. C'est ce que montre le schéma ci-dessous :

Un ordinateur calcule donc à chaque instant la forme réelle de la surface d'onde. C'est l'étape indispensable de l'analyse de la surface d'onde, qui se fait en temps réel. Voyons maintenant comment corriger cette surface.

Correction de la surface d'onde

Pour corriger cette onde qui se déforme en permanence à cause de l'atmosphère terrestre, on envoie l'onde se réfléchir sur un miroir mince et on déforme ce miroir, en temps réel, sous le contrôle de l'ordinateur qui connaît la forme de l'onde. La déformation du miroir s'effectue avec des petits systèmes piézo-électriques ou des électroaimants correctement asservis.

Ainsi, l'onde incidente, après réflexion, devient parfaitement plane et l'image de l'étoile est parfaitement ponctuelle, du moins, autant que le permet la tache d'Airy. C'est un peu comme pour le cycliste ci-dessous.

L'optique active

Hormis l'atmosphère, il y a d'autres causes qui peuvent faire qu'une image astronomique ne soit pas très jolie. Par exemple les flexions de l'instrument mais aussi, tout simplement, les défauts de l'optique.

Les miroirs épais des télescopes classiques sont taillés aussi parfaitement que possible. Pour éviter les déformations dues à l'inclinaison de l'instrument, le miroir est supporté par des leviers astatiques qui maintiennent une pression constante sur tous les points d'appui du miroir. Mais malgré cela il y a les déformations thermiques qui peuvent introduire des altérations de l'image, en changeant la distance focale. C'est une chose bien connue des astronomes : il faut ouvrir la coupole longtemps avant le début de la nuit pour qu'un équilibre thermique s'établisse entre le miroir et l'extérieur.

Avec les télescopes à miroir mince, il est possible de modifier la forme du miroir jusqu'à obtenir une image aussi parfaite que possible. Quand la région du ciel où doit se faire la mesure est pointée, le miroir est mis en forme à l'aide de vérins asservis. Des modèles de déformation permettent de modifier les réglages pendant les déplacements ultérieurs du télescope.

L'interférométrie

Nous avons vu (diffraction) que le pouvoir de résolution d'un télescope dépend du diamètre de son miroir. Plus exactement, c'est la distance maximale entre deux points du miroir qui définit la résolution optimale. Cela se comprend aisément. C'est le déphasage minimal détectable (c'est-à-dire une longueur d'onde) qui fixe la limite de résolution. Observons le dessin ci-dessous qui compare un grand et un petit miroir.

Plus le miroir est grand, plus le déphasage est grand, pour un même angle. On peut obtenir le même résultat avec deux petits miroirs distants.

Pour mesurer le déphasage entre deux rayons qui touchent deux miroirs distants, il faut transmettre l'information du temps d'arrivée d'une onde, de l'un à l'autre miroir. Pour les ondes de grande longueur (en radioastronomie), les progrès de l'électronique permettent de faire cela aisément. Mais pour le domaine optique, c'est bien plus difficile. La seule méthode actuellement utilisable consiste à transporter les deux ondes en un même point, sans y introduire de déphasage non contrôlé, et de les y faire interférer. Il faut transporter les ondes sur de grandes distances, dans des tubes sous vide, et les variations de longueur doivent être connues à mieux qu'une fraction de la longueur d'onde. Certaines fibres optiques semblent aussi pouvoir donner le même résultat de manière plus aisée.
L'interférométrie est certainement une technique qui va se développer, dans des longueurs d'onde de plus en plus courtes. On peut imaginer également un développement des observations spatiales.

L'observation spatiale

Un avantage évident de l'observation spatiale est qu'elle permet de s'affranchir de l'atmosphère terrestre qui détériore la qualité des images et qui produit une absorption sélective des longueurs d'onde. Les très courtes longueurs d'onde ne peuvent être observées que depuis l'espace.

L'autre avantage de l'observation spatiale est "l'espace". Il est possible d'envisager des télescopes en interférométrie, avec une séparation de plusieurs kilomètres entre les miroirs. Les projets ne manquent pas et les générations futures verront les astres avec une acuité sans doute inimaginables aujourd'hui.