Présentation Astronomia

Présentation Astronomia - 2014

A l'occasion du séminaire de 2014, le site astronomia.fr a publié une excellente présentation précise et détaillée du projet de l'hypertélescope. Un document précieux pour tout comprendre sur l'hypertélescope. Nous vous la reproduisons ici.

Jusqu’à aujourd’hui

La réalisation d’un miroir de télescope de plus en plus grand a toujours posé de sérieux problèmes. Couler un bloc de verre de grand diamètre, très homogène, sans bulles, a freiné la construction de télescopes de la classe des 4 m. Pour aller au-delà du télescope Bolchoï de 6 m, il a fallu abandonner la rigidité conférée par l’épaisseur, synonyme de poids insupportable. Les miroirs souples maintenus par ordinateur ont apporté une solution, qui a permis d’atteindre les 10 m. Mais au-delà, on se heurte à un autre problème, qui est celui du transport. Il n’est pas possible de réaliser le miroir sur place, et pour des diamètres supérieurs, il devient impossible de le transporter. La solution a été de réaliser les miroirs en plusieurs parties, ce sont les miroirs composites.

Dans un miroir composite, on minimise les interstices entre les fragments, afin de perdre le moins de lumière possible. Évidemment, c’est un ordinateur qui gère les miroirs, afin d’assurer à tout instant que leurs surfaces juxtaposées ne forme qu’une seule surface, celle qu’aurait le miroir monolithique équivalent. Mais il est difficile de construire des miroirs des très grande dimension, et d’ailleurs leur coût deviendrait vite prohibitif. Les télescopes dont la construction est envisagée actuellement, les ELT (Extremely Large Telescope), visent une taille allant jusqu’à 40 m. Mais pour un tel instrument (EELT, European ELT), il faut un millier de miroirs. Ceci amène une grande complexité dans le positionnement précis de chacun le long de la sphère théorique.

Une autre voie a été parcourue, d’ailleurs compatible avec la précédente : celle des interféromètres. Un interféromètre est un instrument constitué de plusieurs télescopes distincts, travaillant de concert. Ils pointent le même objet simultanément, et les faisceaux lumineux qui en sortent sont mélangés de manière à produire des interférences. Le traitement des franges par des méthodes mathématiques (déconvolution) permet ensuite de reconstituer l’image de l’objet. L’avantage d’un interféromètre est d’obtenir, avec des télescopes de diamètre acceptable (8,20 m pour le VLTI par exemple), un pouvoir séparateur équivalent à celui d’un télescope dont le diamètre serait la distance entre les télescopes. L’inconvénient majeur de cette technique est la petitesse du champ.

Un miroir en pointillés...

Le concept d’hypertélescope est de réaliser un miroir à trous ! On peut facilement faire une expérience. Prenons le petit miroir qui se trouve sur la paillasse de la salle de bain. Il a une face concave, grossissante. Si on le tourne vers un paysage ensoleillé, on peut en projeter l’image à l’envers sur un écran. Couvrons le miroir avec une feuille de papier, dans laquelle on fait des trous. On voit toujours l’image, bien qu’elle soit moins lumineuse. D’où l’idée de découper le miroir en petits morceaux, et de placer les morceaux comme ils l’étaient avant le découpage. C’est-à-dire qu’ils doivent constituer la même surface sphérique globale. On peut être surpris que les trous ne se voient pas dans l’image obtenue, mais c’est ainsi.

Un miroir, constitué de la juxtaposition de fragments laissant entre eux un espace libre, est nommé miroir dilué. On comprend bien qu’il soit plus facile, et surtout bien moins coûteux, de réaliser un miroir dilué qu’un miroir plein. Bien sûr, la luminosité sera moins importante (elle est proportionnelle à la surface collectrice = la somme des surfaces des petits miroirs), mais le pouvoir séparateur sera celui correspondant à l’enveloppe extérieure du miroir. On peut alors imaginer de construire de très grands miroirs dilués, avec un ensemble de miroirs de petite taille, donc faciles à réaliser, et peu coûteux.

Cette solution avait été envisagée depuis longtemps. Mais elle paraissait irréalisable à cause de la diffraction. Regardez le paysage à travers un rideau en mousseline, et vous comprendrez vite : le paysage est noyé dans un halo lumineux produit par cette diffraction. Cette constatation a amené à une règle pour la construction d’un interféromètre, qui dit que la pupille de sortie doit être semblable à la pupille d’entrée. Or Antoine Labeyrie s’est aperçu qu’elle est trop limitative. Il a montré qu’elle doit être de même disposition, mais pas semblable. En fait, les pinceaux lumineux arrivant des différentes ouvertures doivent garder leur positionnement relatif, mais leurs dimensions peuvent être modifiées. Si on les agrandit, on augmente la luminosité de l’image, et on diminue celle du halo.

L’inconvénient de la méthode réside dans la diffraction encore. En augmentant la surface des pupilles secondaires, on diminue les interférences constructives qui produisent l’image, et donc on réduit le champ.

Comment le réaliser ?

On peux envisager de mettre un petit nombre de grands miroirs, ou un grand nombre de petits miroirs. Quelle est la meilleure solution ? Antoine Labeyrie a fait des tests, tout d’abord par des simulations informatiques. Et le résultat est bien net : il vaut beaucoup mieux utiliser un grand nombre de petits miroirs. En fait, la taille des miroirs n’est pas critique ; d’elle dépend la luminosité. Le paramètre important est leur nombre. Plus il y en a, meilleure sera la qualité de l’image. Nous allons maintenant voir comment se forme l’image.

schema1

La lumière provenant d’une étoile forme une onde plane, parce que l’étoile est si éloignée, que les ondes sphériques qui en proviennent peuvent, à une excellente approximation près, être considérées comme planes.L’onde atteint le centre de la lentille en premier, et pénètre dans le verre.Là, sa vitesse est bien moindre que dans le vide, elle est limitée à 200.000 km/s. Ceci retarde l’onde.Par contre, sur les bords de la lentille, l’épaisseur de verre à traverser est négligeable, et l’onde n’est donc pas retardée. C’est ce qui amène la courbure de l’onde après la traversée du verre.

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L’image est une tache de diffraction

La lumière de deux étoiles arrive sur l’objectif sous la forme de deux systèmes d’ondes planes (figurés en deux couleurs).

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Les deux taches de diffractions sont éloignées en fonction de l’angle de séparation des deux étoiles. Si la séparation est suffisante, on voit effectivement deux taches, sinon elles sont confondues.

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La focalisation de l’image est obtenue par ralentissement de certaines parties de l’onde, de façon à produire une onde concentrique. Un miroir, par sa forme, obtient le même résultat.

schema3figDiffPlein
Miroir complet
schema4figDiffReg
Miroir dilué régulier
schema5figDiffDeux
Miroir réduit à 2 fragments

A gauche, on voit ce que serait l’image (en bas) d’une étoile unique, vue dans un télescope géant. Imaginons de remplacer le miroir complet par un ensemble de miroirs plus petits, régulièrement espacés. L’image serait encore reconnaissable, mais bien complexe. On remarque surtout que la lumière est étalée, et forme des taches secondaires. Comment pourrait-on reconnaître un champ d’étoiles, si chacune donne une telle image ?

 

A droite, on voit l’image que donnerait le miroir, s’il n’en restait plus que deux éléments ! Ce sont les franges d’interférence de Young. Elles contiennent la même information mais bien dissimulée… C’est pourtant ainsi qu’on construit les interféromètres.

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Interférence de Fizeau, avec 2, 3, 5 et 9 ouvertures respectivement images Antoine Labeyrie

Les images que l’on obtient, en fonction du nombre de miroirs utilisés, montrent que le nombre augmente la qualité. Il faut remarquer en effet que la tache centrale, inexistante avec deux ouvertures, est de plus en plus brillante lorsqu’on en ajoute. Ce qui signifie que la lumière est de plus en plus concentrée dans la tache de diffraction, au lieu de s’étaler dans des figures annexes, qui sont au contraire de plus en plus sombres.

La première expérience de ce genre a bien été faite à l’Observatoire de Marseille par Edouard Stéphan, sur le télescope de Foucault. Elle concernait seulement deux ouvertures. Elle ne lui a pas permis de mesurer le diamètre des étoiles, parce qu’il est trop petit, mais il a réussi à en fixer une borne maximale de 0,157".

Principe de l’hypertélescope

L’hypertélescope, tel qu’il a été défini par Antone Labeyrie, est un interféromètre imageur multi-ouverture à pupille densifiée. Cette définition précise bien tous les éléments qui le constituent.

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Schéma d’un hypertélescope, d’après Antoine Labeyrie

On considère un objectif dilué, dont les faisceaux convergent vers le foyer Fizeau. Si les fragments de l’objectif sont disposés régulièrement, l’image est celle visible au centre : une tache centrale, avec des pics secondaires. Après le foyer, on place une lentille qui rend le faisceau afocal (rayons parallèles). Ensuite, pour chaque petit faisceau correspondant à un fragment de l’objectif, on utilise une lunette de Galilée à l’envers : son oculaire (tourné vers l’arrivée de lumière donc) est divergeant, alors que l’objectif est convergeant. L’oculaire écarte le faisceau, que l’objectif rend à nouveau parallèle (la lunette est réglée en dispositif afocal). Remarquez que maintenant, il ne reste guère d’espace entre les faisceaux. C’est pour cela que ce dispositif est nommé densifieur de pupille. Enfin, une dernière lentille convergeante reforme l’image globale. Les pics secondaires ont été rassemblés, le pic central est fortement amplifié. Les pics secondaires ne sont plus très génants, et on peut observer par exemple une étoile double, dont on verra bien les deux composantes.

A noter que le densifieur de pupille est, encore, une invention d’Antoine Labeyrie…

Le procédé est moins bon lorsqu’on s’écarte de l’axe du miroir. Aussi, son champ est-il assez limité. C’est un inconvénient de l’hypertélescope.

Les interféromètres actuels (dont le VLTI), utilisent des télescopes indépendants, en mélangeant leur lumière. Mais ces télescopes ne sont pas à la même distance de l’astre observé. Il s’ensuit que leurs miroirs ne constituent pas une même surface sphérique. Alors, pour rétablir la situation d’une onde plane, il faut intercaler dans le trajet des faisceaux lumineux, avant qu’ils n’interfèrent, des lignes à retard, qui permettent à tous les faisceaux d’arriver en même temps. Ces lignes à retard sont complexes, coûteuses, et limitent le nombre d’ouvertures envisageables (4 pour le VLTI, 8 avec les AT).

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Photo A. Labeyrie

Un morceau de papier d’aluminium froissé, puis défroissé permet, placé au soleil, de donner une image semblable à celle d’une constellation. Un autre morceau de papier d’aluminium, placé devant l’objectif d’un APN, laisse passer la lumière par un ensemble de petits trous (sténopés). On remarque que :

  • avec 15 petits trous, on voit un halo de lumière, et ne distingue rien d’autre ;
  • avec 50 trous, on commence à distinguer les points les plus brillants ;
  • avec 235 trous, on commence à bien distinguer une image assez proche de la réalité ;
  • avec 600 trous, on a une image très bonne, qui ressemble pas mal à l’image obtenue sans l’écran percé (en pleine ouverture).

Dans cette petite expérience simple, on n’a pas densifié la pupille, ce qui est la cause du halo entourant l’image avec les 600 trous. Mais on voit bien, expérimentalement, que l’image s’améliore si on augmente le nombre de fragments du miroir dilué.

Maintenant, une question se pose : quel doit être le diamètre des miroirs composants, pour obtenir la meilleure qualité possible ? Une autre expérience a amené le résultat : il est bien préférable d’augmenter le nombre de fragments, plutôt que leur diamètre. A surface collectrice égale, le plus grand nombre de miroirs est le mieux :

comparaison
photo A. Labeyrie

La comparaison porte sur deux miroirs de même surface totale, le premier comportant 6 miroirs, et le second 600. Puisque la surface collectrice totale est la même S, le rayon des composants est R2 = S / 6 π et r2 = S / 600π. Donc R = 10 r. Par exemple, 6 miroirs de 1 m ou bien 600 miroirs de 10 cm ! Il ne doit pas être plus difficile de fabriquer 600 miroirs de 10 cm, bien que le nombre semble énorme, que 6 d’un mètre…

Au centre, on voit les images données par les deux miroirs dilués, et on constate aisément que celui qui comporte 600 petits miroirs donne une image intelligible, ce qui n’est pas le cas de l’autre. A droite, on voit une partie de l’image agrandie, qui montre bien la différence. La rotation apporte peu, mais nous allons voir son utilité.

300etoiles
photo A. Labeyrie

A droite, on voit l’image, prise sans rotation, et on constate qu’elle est inutilisable. Avec rotation, la différence est impressionnante, on voit une image assez claire. Enfin, si on soustrait le fond, on arrive à une photo tout à fait correcte.

La théorie indique que la résolution d’un ensemble de n2 étoiles nécessite un miroir ayant au moins n miroirs composants. Pour séparer correctement 1.000 étoiles, il faut donc au moins 33 miroirs.

Bien sûr, la résolution (pouvoir séparateur) est d’autant meilleure que le diamètre du miroir dilué est plus grand. Et ce miroir doit être constitué d’un grand nombre de composantes.

On a vu aussi que les pics secondaires sont atténués au profit de la tache centrale par la densification de la pupille. Or les pics secondaires sont produits par la dilution. Donc, si on veut vraiment diluer le miroir pour baisser les coûts, il faut densifier la pupille. Le seul inconvénient de cette densification et la diminution du champ. En effet, si l’on grandit l’image donnée par chaque fragment d’un facteur γ, le champ est réduit de ce facteur γ, alors que le pic central est intensifié par le facteur γ2.

Turbulence

Il reste une limitation, due à l’atmosphère. Celle-ci contient des bulles d’air qui déphasent la lumière provenant d’une étoile. Ainsi, on ne peut pas avoir une interférence constructive comme on l’attendrait.

On a deux solutions pour cela, qui sont maintenant classiques : l’interférométrie des tavelures, et l’optique adaptative. La seconde nécessite un matériel important et coûteux. On pourra dans un premier temps utiliser la première, qui ne nécessite qu’un appareil de photo très rapide, permettant de prendre des photos pendant les instants de stabilité de l’atmosphère. L’interférométrie des tavelures a été développée par Antoine Labeyrie.

tavelures
Tavelures produites par une étoile

Les tavelures sont des images instantanées des étoiles. En additionnant de nombreuses images instantanées, on peut construire une image de très bonne qualité. C’est le principe de la méthode nommée imagerie des tavelures (speckle imaging). L’astronome indien Arun Surya vient de montrer que la méthode est applicable aux hypertélescopes.

Comparaison avec un Schmidt

Un télescope de Schmidt possède un miroir principal sphérique, plus grand que la lame de fermeture. Ainsi, les faisceaux lumineux arrivant d’étoiles éloignées (angulairement) et passant par la lame, arrivent sur des portions différentes du miroir principal. Pour une étoile donnée, seule une partie est utilisée. Mais les différentes parties permettent d’imager des étoiles différentes, et offrent un grand champ.

L’éloignement angulaire de deux étoiles dans un Schmidt peut être comparé aux deux positions successives d’une même étoile, à des instants différents.

N’oublions pas que le miroir de l’hypertélescope n’a pas de monture globale, et ne peut être déplacé. Aussi, le suivi d’une étoile est-il problématique. Mais si on accepte de mettre des miroirs sur une surface bien plus grande que celle qui sera utilisée, alors au cours de la nuit, l’image va se déplacer de miroirs en miroirs, pour être toujours visible. A chaque instant, une portion seulement des fragments sera utilisée.

Cette disposition pourrait être considérée comme un gaspillage. Ce qui est vrai, puisqu’une partie seulement est utilisée. Considérons maintenant une partie inutilisée à un instant donné. Pour la rentabiliser, il suffirait de récupérer la lumière qu’elle renvoie ! Par conséquent, de placer une seconde nacelle, portant une optique semblable à la première.

On peut donc construire des hypertélescopes à miroir sphérique, et plusieurs nacelles, et mener plusieurs observations simultanément… Ce qui était un gaspillage devient un gros avantage ! La multiplication des fragments permet de suivre un même objet pendant une longue durée, sans monture ; elle permet aussi de faire plusieurs observations en parallèle.

Les hypertélescopes au sol

Le premier

Le premier hypertélescope a été construit avec un objectif dilué de… 10 cm ! On ne s’attend pas à faire de grandes découvertes avec lui, ça va de soi.

Il est formé sur une lunette de 10 cm d’ouverture, devant laquelle est placé un masque percé de 64 trous de 0,8 mm régulièrement espacés. L’oculaire de la lunette est mis au point à l’infini, et donne de chaque trou une image de 0,1 mm de diamètre. Ces images sont espacées de 1 mm. Il possède un densifieur de pupille formé de microlentilles, ayant un rapport γ de 10. Les images des trous font donc en sortie 1 mm de diamètre, et sont pratiquement jointives. Nous avons vu que l’amplification du pic central est en γ 2, donc ici il est de 100 fois.

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Schéma du premier hypertélescope

Sur le schéma, remarquez d’abord les images données directement par la lunette masquée à gauche, puis après densification à droite. Ceci illustre bien l’effet de la densification.

Cet instrument miniature a permi de valider le concept de densifieur de pupille, et donc d’hypertélescope globalement.

La monture

Nous avons signalé plus haut que l’hypertélescope n’avait pas de monture. Si c’était le cas précisément, il ne pourrait pointer un astre qu’au zénith, et pendant un instant très bref. Pour pouvoir faire des poses de longue durée, il faut que le dispositif placé au foyer puisse tourner, afin de suivre la lumière de l’astre. Mais ce faisant, l’instrument focal va sortir du champ de certains fragments, pour entrer dans celui d’autres. Ainsi, il faut que le miroir principal dilué soit physiquement plus grand que ce qui est utilisé à chaque instant.

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Déplacement de la nacelle schéma A. Labeyrie

La limite serait de l’ordre de 1.000 à 1.200 m de diamètre, pour une raison toute bête : il n’y aurait pas de site naturel plus grand permettant d’installer le miroir à coût raisonnable !

Carlina

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Carlina Acanthifolia photo A. Labeyrie

Carlina est le nom de la première réalisation en dimension réelle. Un premier prototype a été réalisé à l’Observatoire de Haute Provence (OHP). Il comprenait au départ deux miroirs, et son but était de mettre au point la partie mécanique de l’ensemble, en fait la nacelle suspendue à un ballon dirigeable. Tout le système permettant à cette nacelle de se maintenir en l’air avec une excellente précision de positionnement était à concevoir. Il a été réalisé par un ensemble de cables, ancrés dans le sol, qui tiraient le ballon dans trois directions à 120°. La nacelle, de son côté, suspendue au ballon, doit pouvoir se déplacer légèrement pour assurer le suivi de l’observation. Le système est inspiré de ce qui a été fait à Arecibo en radiosatronomie.

Le prototype

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Prototype de l’OHP ; ballon et nacelle photo Antoine Labeyrie
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L’ensemble vu de dessous photo Antoine Labeyrie

Reflet544Reflet dans un des miroirs photo Antoine Labeyrie

Un troisième miroir a été ajouté ensuite, rendant le système plus réaliste.

En vraie grandeur

Depuis, un autre prototype, en vraie grandeur, est en cours d’installation au vallon de La Moutière, dans la vallée de l’Ubaye. Le projet commence avec une ouverture de 57 m. La nacelle est équipée d’un correcteur de Mertz à deux miroirs (destiné à corriger l’aberration sphérique donnée par un miroir non parabolisé).

Le site - Situé à 2.000 m d’altitude dans les Alpes du sud, le vallon de La Moutière, non loin de Barcelonette, répond à ces critères. Il bénéficie d’un ciel sans lumières parasites ayant une bonne transparence et une faible turbulence. Sa partie médiane, orientée est-ouest, proche d’une forme cylindrique, se trouve à l’abri des vents dominants et ne souffre quasiment pas des brises thermiques, conditions très favorables à l’installation de la structure suspendue portant l’optique focale.

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Carte routière du site (extrait de la carte Michelin)

Le site se trouve en partie dans le Parc du Mercantour, et de ce fait aucune installation pérenne n’est possible. Il s’agit bien d’un démonstrateur, et non d’un instrument destiné à une exploitation. Aucun bâtiment ne peut donc être construit, et rien ne doit gêner la faune. Cependant, cet instrument restera en place, et sera agrandi, jusqu’à ce que le projet définitif soit mis en place, ce qui prendra quelques années. Après démontage, il ne restera aucune trace.

Le site - Le miroir est constitué de petits miroirs de 15 cm de diamètre, posés sur des supports tripodes ancrés dans le sol. Le miroir dilué fait 200 m de diamètre (57 au début), et les petits miroirs se placent tous dans une même sphère. La nacelle optique ne pèse que quelques kilogrammes, et peut être supportée par un simple cable tendu d’un versant à l’autre. Le vallon étant orienté est-ouest, le cable est nord-sud.

Le cable - Le cable est en Kevlar, ce qui lui donne une grande solidité et une bonne rigidité. Il mesure 800 m de long.

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Implantation (schéma Labeyrie sur fond Google Earth)

La nacelle - La nacelle, suspendue à ce cable à une centaine de mètres du sol, est orientée par 6 petits cables, actionnés par des treuils. Les moteurs des treuils sont des moteurs pas-à-pas. Pour synchroniser les actions des treuils, un réseau wifi a été installé sur le site ! Il permet à un ordinateur de contrôle de commander les actions nécessaires (et éventuellement aux chamois de se connecter sur astronomia.fr…). Naturellement, il faut une alimentation solaire pour donner la puissance à ce matériel.

MoteurOuest
Le moteur ouest photo Antoine Labeyrie

La nacelle renvoie la lumière vers le point sud du site, où se trouve un petit télescope en monture équatoriale pour la récupérer. L’axe polaire est orienté vers le nord céleste évidemment, mais il doit aussi passer par le centre de courbure du miroir. Pour cela, il suffit de placer le télescope sur la ligne polaire qui passe par ce centre, là où elle rencontre le sol.

La performance - Grâce à ses nombreux petits miroirs espacés, ce prototype aura le même pouvoir séparateur que le VLTI (petit nombre de grands miroirs). Pour un coût n’ayant rien à voir… De plus, Carlina donne une image directement visible, alors qu’un interféromètre classique nécessite une reconstruction de cette image par un algorithme après saisie des données. Pour obtenir toutes les fréquences spatiales, il faut utiliser le plus grand nombre possible de couples de télescopes. Ces observations ne peuvent se faire que successivement, et ne s’adressent donc qu’à des objets stationnaires, excluant ceux à évolution rapide.

La résolution de l’hypertélescope dans sa première version, de 57 m de diamètre, atteindra 2 millisecondes d’arc : à comparer avec les 40 millisecondes du HST, soit 20 fois meilleur ! Dans la version étendue, de 200 m de diamètre, on arrivera à 0,5 milliseconde. Soit 80 fois mieux que le HST, et 120.000 fois mieux que les observations de Tycho-Brahé…

Là où Tycho Brahé ne voyait qu’un seul pixel, nous en verrons 120.000 × 120.000 = 14 millions ! Soit un pavage de 11.039 écrans 17" juxtaposés, en une matrice de 83 en largeur par 133 en hauteur (définition de 1.440 × 900 pixels chacun).

Et ceci n’est qu’un début…

Le ELHyT

ELHyT signifie Extremely Large HyperTelescope. Il s’agit du projet définitif, qui devrait atteindre 1.000 à 1.200 m de diamètre. Pour cela, il faudra l’installer dans une des rares vallées possibles sur Terre. Le site le plus prometteur est en Inde. Il devrait comprendre à terme un millier de miroirs.

Malgré ces dimensions impressionantes, le coût d’un tel instrument serait très raisonnable, puisque tous les miroirs sont à ciel ouvert. Aucune monture n’est à construire, et cela représente une économie majeure pour le projet. Le point critique qu’il reste à valider est celui de l’utilisation de l’optique adaptative, à l’aide d’une étoile guide laser. Cette amélioration permettra d’atteindre une résolution très supérieure à celle des interféromètres actuels. Elle doit donner aussi une amélioration de la sensibilité et de la magnitude limite de l’instrument, supérieures aux actuels.

Un aspect important est la possibilité d’ajouter des miroirs au fur et à mesure. Ainsi, des objectifs scientifiques moins gourmands pourront être acquis alors même que l’instrument ne sera pas terminé.

Pour en revenir à Tycho : définition de 0,1 milliseconde d’arc. Soit 600.000 fois plus que Tycho ! 278.000 écrans 17".

Et ce n’est pas tout…

Les hypertélescopes spatiaux

Pour construire un hypertélescope spatial, il y a deux approches possibles :

  • un ensemble rigide de miroirs, maintenus par une grande structure métallique ;
  • un ensemble de petits satellites indépendants, nommés free-flyers.

La première a été envisagée par la NASA, qui a fait des études dans ce sens (Terrestrial Planet Finder, une poutre de 100 m de longueur comportant plusieurs miroirs). La seconde est européenne, et c’est celle qui est adoptée définitivement.

Le projet Darwin est un interféromètre spatial comprenant 6 miroirs de 2 m disposés sur une surface de 100 m à 1 km de rayon. Ce n’est pas un hypertélescope, puisqu’il met en jeu un petit nombre de miroirs.

La stabilisation

Puisque la solution des free-flyers est adoptée, il faut résoudre le problème de stabilité de la configuration, qui était dans l’autre cas assurée par la rigidité de la poutre. La stabilisation dans l’espace peut s’envisager par trois méthodes :

  • par des micro-fusées (durée de vie limitée par la quantité de carburant) ;
  • par voile solaire (durée de vie potentiellement infinie, mais temps de réaction long) ;
  • par laser (la pression de radiation d’un laser sur le miroir peut le réorienter).

Le pilotage par micro-fusées a été testé par l’expérience franco-suédoise Prisma. Elle en a montré la faisabilité avec la précision requise.

La solution de voile solaire n’est peut-être pas la meilleure car son temps de réaction pour reconfigurer le miropir est trop long. Mais elle a un avantage considérable : un miroir peut être perdu, c’est-à-dire que pour une raison quelconque, son orientation le met hors d’atteinte des communications terrestres, et il se trouve livré à lui-même. Pire, il peut gêner l’ensemble. Or les voiles solaires peuvent être réalisées (en forme de paraboloïdes), de telle manière que, si le miroir est désorienté, la pression de radiation du soleil le remettra dans la bonne direction (approximative) au bout d’un certain temps.

Le pilotage par laser s’apparente à celui de voile solaire, car il comprend également une voile passive. Mais à la place du rayonnement solaire, cette voile est destinée à reçevoir un faisceau laser produit par le laboratoire central (qui contient l’optique). Diverses études ont été réalisées, qui indiquent que la précision serait meilleure que celle des micro-fusées, pour une durée de vie non limitée.

Epicurus

Epicurus est un projet d’hypertélescope spatial, présenté par Antoine Labeyrie, et comprenant 6, puis 18, et enfin 36 petits miroirs de 30 cm de diamètre, étalés sur plusieurs centaines ou milliers de mètres (soit un pouvoir séparateur de l’ordre de la milliseconde d’arc).

Luciola

Luciola est le projet successeur d’Epicurus. Il s’agit encore d’un projet spatial d’Antoine Labeyrie, concernant un hypertélescope kilométrique. Il comprend un densifieur de pupille. Il a été soumis à l’ESA en juin 2007. Il est dans une phase de simplification pour le rendre opérationnel.

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Le projet Luciola dessin Antoine Labeyrie

La luminosité ne sera pas un problème, malgré l’ouverture diluée (les grands trous). En effet, avec 100 miroirs de 25 cm, on atteint la magnitude limite du HST. Chaque miroir a une surface collectrice s = π r2, donc les 100 miroirs totalisent S = 100 π r2. Ce S est équivalent à un miroir unique de rayon R, donc de surface S = π R2. En égalant les deux expressions de la surface S : π R2 = 100 π r2. On simplifie par π, et il reste  : R2 = 100 r2, soit R = 10 r. Les 100 miroirs sont équivalents à un seul miroir de diamètre 10 fois plus grand, donc de 2,50 m. Or le HST fait 2,40 m. Luciola aura donc la même sensibilité, avec un pouvoir séparateur 400 fois plus important (rapport des diamètres 1.000 m / 2,40 m).

Hors de l’atmosphère, pas d’optique adaptative nécessaire, et pas de pertes en longueur d’onde. Il sera possible d’observer depuis l’ultraviolet 120 nm (raie Lyman α) jusqu’à l’infrarouge 20 µm.

Les méthodes permettant d’augmenter la dynamique de l’image, la coronographie, la spectroscopie, sont utilisables. C’est donc un instrument absolument complet que l’on peut réaliser ainsi. Il rempli les conditions pour satisfaire le programme Cosmo Vision de l’ESA, qui planifie les missions de 2015 à 2025. Cette planification est rendue indispensable par la durée des développements (plus de 20 ans pour Huygens).

Ce concept, comme son correspondant au sol, est par nature extensible. Le nombre de miroirs peut augmenter avec des missions successives, et les bancs optiques (équivalent de la nacelle de Carlina), peuvent être multiples, amenés successivement. Le nombre de miroirs pourrait atteindre 1.000, augmentant considérablement la sensibilité. Ce nombre, avec des miroirs de 25 cm, atteint la même surface qu’un des télescopes du VLT.

Pour imager des étoiles, les premiers éléments seront suffisants. Mais pour les exoplanètes, il en faudra un peu plus. A commencer par l’infrarouge, où le constraste est meilleur et où les observations seront possibles assez facilement. Mais pour le visible, il faudra attendre que l’instrument soit plus complet. A ce moment-là, la combinaison des spectres dans l’IR et le visible permettra de détecter de la vie sur une exoplanète.

Luciola est l’équivalent de l’hypertélescope de l’Ubaye : un prototype qui devrait déjà donner des informations extrêmement précieuses. Mais ce n’est qu’une étape, un démonstrateur. La suite est déjà envisageable :

  • EEI : Exo-Earth Imager, d’une centaine de km de diamètre, avec un pouvoir séparateur de 1,2 µseconde, soit 60.000.000 de fois plus que Tycho ;
  • NSI : Neutron Star Imager, atteignant 100.000 km, pouvoir séparateur de 1,2 nanoseconde, soit 60.000.000.000 de fois plus que Tycho…

Le chemin parcouru (enfin, à parcourir encore) est inimaginable.

Il y a un argument pour minimiser la taille des miroirs. En effet, si d est le diamètre des miroirs, la masse du microsatellite est en d3, sa surface en d2. Alors, la miniaturisation diminue d’un facteur 1/d l’accélération nécessaire pour mettre le microsatellite en mouvement (pour reconfigurer le télescope, la poussée sur le satellite est proportionelle à sa surface, alors que l’inertie est proportionelle à sa masse, donc à son volume). Au bout du compte, le temps nécessaire pour reconfigurer est proportionel à d1/2.

Utilisation des hypertélescopes

Avec un hypertélescope au sol, on peut mieux voir les étoiles, leurs planètes, rechercher une vie (éventuellement évoluée), les galaxies, l’Univers lointain.

Observer un passage d’une planète devant son étoile serait faisable, pour les étoiles proches. Par spectroscopie pendant le passage, on peut analyser l’atmosphère de la planète.

Avec un coronographe, on a déjà commencé à imager des exoplanètes (les plus grosses). Cette méthode serait utilisée avec des hypertélescopes. La planète, de type terrestre, est 1 à 10 milliards de fois moins lumineuse que son étoile.

Tout ce qu’on obeserve aujourd’hui constituerait évidemment des cibles : les trous noirs, les noyaux actifs de galaxies, les quasars et micro-quasars (voir si le modèle conçu à partir de ses propriétés est bien réaliste), les lentilles gravitationnelles, les sursauts gamma (contrepartie optique)…

Avec un hypertélescope spatial de 100 km de diamètre, constitué de 100 miroirs de 3 m, on peut imager une planète comme la Terre en 30 mn de pose. L’image permet de distinguer les continents (s’il y en a), et donc de savoir beaucoup de choses à son sujet. En particulier, d’éventuels changement de couleur en fonction de la saison, donc une éventuelle vie.

hypertelescope-terre10alVue de la Terre

L’image ci-dessus montre comment on verrait une planète ressemblant à la Terre dans cet instrument de 100 km, si elle était placée à 10 AL de nous. On y distingue les mers, les continents, les couleurs. S’il y avait un changement de couleur avec la saison, il serait visible. Ceci ne serait pas une preuve de vie sur cette planète, mais ce n’en serait pas bien loin.

Il est évident que le point de Lagrange L2 est un lieu idéal pour installer un tel instrument. Il y règne une microgravité très uniforme, ce qui veut dire des forces de marées très faibles. Or ce sont elles qui sont susceptibles de séparer les microsatellites.

nanosatelliteUn nanosatellite

Les supergéantes sont bien résolues à partir de 18 m.

ELT vis Hypertélescope

Un ELT a un champ bien supérieur à celui d’un hypertélescope. Mais bien sûr, son diamètre étant très inférieur, son pouvoir de résolution l’est également.

Un hypertélescope peut comprendre plusieurs nacelles, et donc constituer en fait plusieurs télescopes simultanés.

champELT1
Groupe d’étoiles dans un ELT

(Extremely Large Telescope)

champHyper1
Le même dans un Hypertélescope

Antoine Labeyrie envisage jusqu’à un hypertélescope formé de miroirs espacé sur un diamètre de 100.000 km ! Un tel instrument, forcément spatial, permettrait d’imager la surface d’une étoile à neutrons (20 km de diamètre).

OVLA

Définition

OVLA (Optical Very Large Array) est un projet d’interféromètre optique de type Michelson, proposé par Antoine Labeyrie. Sa version initiale comporte 27 télescopes de 1,50 m de diamètre placés le long d’une ellipse de plusieurs centaines de mètres de demi petit axe. En effet, le but est de construire un miroir géant parabolique, qui restera virtuel. En l’imaginant pointé vers le ciel, la lumière qu’il intercepterait projeterait au sol une ellipse. C’est donc sur cette ellipse qu’on place les miroirs réels. Le trou qui reste au centre est donc l’équivalent de l’obstruction centrale par le secondaire, dans un télescope classique. Il est évident qu’on peut envisager de combler partiellement ce trou avec d’autres miroirs, qui seraient placés sur des ellipses intérieures. Ceci constituera une extension du projet.

L’instrument étant un interféromètre, il faut recombiner la lumière provenant de chaque télescope dans un laboratoire, qui sera situé en l’un des foyers de l’ellipse. C’est par les foyers coudés des télescopes que la lumière y parviendra.

Les télescopes doivent évidemment constituer à chaque instant la bonne ellipse. Or celle-ci se déforme bien sûr avec le mouvement diurne. Il faut donc que les télescopes puissent se déplacer ! Chacun sera placé sur un support à 6 pattes, et marchera (vous avez bien lu) à une vitesse de quelques centimètres par seconde pour un diamètre instrumental de 500 m par exemple. Les télescopes devront être compacts et légers. La précision des déplacements est de l’ordre de la longueur d’onde de la lumière, mais l’interférométrie relache un peu cette contrainte.

Le nombre 27 = 33 permet de grouper les télescopes par 3 pour assurer la cohérence ; puis chaque groupe par 3 encore ; et enfin ces grappes entre elles.

Le système utilisera une pupille densifiée, ce qui lui permettra d’atteindre un pouvoir de résolution de 10-3 à 10-4 secondes d’arc. De plus, on obtient directement une image utilisable, il est inutile de la reconstruire par calcul.

L’originalité de cette configuration réside dans sa souplesse : selon le type d’objet que l’on veut observer, on peut configurer très rapidement l’ellipse la plus adaptée. Ceci le distingue d’un système du genre VLTI, dans lequel, à cause des lignes à retard, les seuls emplacements possibles sont déterminés à la construction.

Les télescopes sont de type Gregory. Les miroirs seront de 1,52 m de diamètre, en verre ordinaire mince, supportés par 29 actuateurs. Ils seront ouverts à F/1,7. Ce sont des ménisques, afin de limiter le poids. Le secondaire fait 75 mm de diamètre, et un miroir tertiaire renvoie le faisceau vers le foyer coudé.

La monture est une boule, qui a de nombreuses qualités, dont celle de servir également d’abri aux miroirs. Ces télescopes n’ont pas de coupole ! Ce qui fait une économie énorme sur la construction. Le pointage précis est assuré par trois galets, qui supportent la boule et la tournent en même temps. C’est le télescope le plus léger du monde, car il pèse moins d’une tonne, pour un diamètre de 1,52 m.

Cet instrument aura un pouvoir séparateur de 100 à 1.000 fois meilleur que les télescopes actuels, HST ou VLT (avec optique adaptative). Les petits corps, comme des comètes deviennent imageables à distance. Mais la surface de certaines étoiles (Céphéides, RR Lyræ) est également visible. Plus loin, les noyaux actifs de galaxies. Mais le plus spectaculaire sans doute concerne les exoplanètes, qui seront visibles par coronographie, ou nulling interferometry.

Source : Séminaire Astronomia.fr Hypertélescope