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769791850 Yves Rabbia from dellyr Dernière impression le 18/04/2017 03:44:00 Page 1 sur 7 prepa cours Synthese d'Ouverture, notes provisoires Yves , version 3, mer 5 dec 2001 aspects theoriques et pratiques de la synthese d'ouverture Introduction definition / vocabulaire/ but et motivation / exemples de besoins astrophys : de la mesure de dimensions aux images / bref historique La Synthese d'Ouverture ( SO dans la suite) est une méthode d'observation qui utilise plusieurs collecteurs ( T1,...Tj,Tk, ..TN) séparés par des distance Bkj ( bases) pour atteindre un pouvoir de résolution équivalent à celui d'une ouverture fictive qui aurait comme diamètre la base maximale max ( Bkj). Cette méthode fait partie des méthodes d'observation à Haute Resolution Angulaire (HRA dans la suite) dessin : donné en cours quelques remarques de vocabulaire : • pourquoi "synthèse" ? Synthètiser une ouverture signifie ici construire progressivement l'information qui serait fournie d'un seul coup par une ouverture fictive, qui n'est pas disponible (et qui n'est peut etre pas réalisable matériellement). C'est une approche similaire à la synthèse d'un timbre sonore à partir des harmoniques qui lui donnent son identité (spectre). En SO il ne s'agit plus de fréquences temporelles mais de fréquences spatiales dont la distribution constitue le spectre spatial de la source (spectre complexe : module et phase). La SO conduit à construire ce spectre ( ou un échantillonnage de ce spectre). Avec cette information spectrale on peut retrouver une information sur la distribution spatiale de brillance de la source ( c'est-à-dire sur sa physionomie , sa morphologie). Un signal électrique peut être décrit soit par son comportement temporel ( espace direct) soit par le spectre des fréquences qui le composent ( espace de Fourier). De façon similaire on peut décrire une source soit par sa distribution de brillance ( espace direct) soit par le spectre des fréquences spatiales qui la composent ( espace de Fourier). 769791850 Yves Rabbia from dellyr Dernière impression le 18/04/2017 03:44:00 Page 2 sur 7 La SO consiste à aller chercher l'information dans l'espace des fréquences spatiales généralement appelé plan (u,v) car il est d'usage de noter u et v les variables conjuguées (par Transf de Fourier) des variables ( angulaires) d'espace et . Puisque le spectre et l'image sont liés par transformation de Fourier, on devine que l'échantillonnage du spectre conditionne la qualité et la pertinence de l'image qu'on voudrait reconstituer par TF inverse. • pouvoir de résolution et image Quand on dit "pouvoir de résolution" on pense à "image". C'est bien l'image de la source par l'ouverture fictive que l'on cherche à obtenir, et c'est ce que font les radioastronomes, mais dans le domaine optique ce but ultime qui commence à peine à être atteint ( Baldwin et al., 1998 ?) reste encore au delà du cas général. Si on dit "pouvoir de résolution" plutôt qu'image c'est qu'on n'accède pas forcément à la totalité de l'information contenue dans l'image. On a vu que l'échantillonnage du spectre spatial conditionne le retour à l'espace direct et justement cet échantillonnage est parfois très pauvre et ne permet pas un retour sain et fiable. Toutefois, avant d'arriver à une image, il y a divers degrés d'information spatiale que l'on peut obtenir et qui sont déjà très utiles. Même si on ne reconstitue pas l'image complète on est content d'acquérir des informations avec la finesse de détails que fournit le pouvoir de résolution. Par exemple, le pouvoir de resolution ( pixel angulaire avec lequel on sonde la morphologie de l'objet) nous permettrait de dire si l'objet a une dimension angulaire inférieure ou superieure à ce pouvoir de résolution. C'est déjà une information décisive dans certains cas Le pouvoir de résolution est déterminé par la plus haute fréquence spatiale accessible à l'observation, on verra ( ou on sait déjà) qu'elle est donnée par Bmax umax = (avec : longueur d'onde de travail) . Ainsi, comme on l'a vu avec la TF discrète , la résolution dans l'espace direct est de l'ordre de B , on échantillonne la distribution de brillance de la source avec cette max finesse angulaire, qui est en gros celle que fournirait l'ouverture ( fictive ) de diamètre Bmax. . 769791850 Yves Rabbia from dellyr Dernière impression le 18/04/2017 03:44:00 Page 3 sur 7 Note : En imagerie directe la "pixelisation" de l'image de la source n'est pas forcément apparente mais elle existe pourtant et sa limite est donnée aussi par D si D est le diamètre du télescope fournissant l'image. Motivation pour la SO : les besoins astrophysiques ( voir dessins et viewgraphs données en cours) Pourquoi se compliquer la vie à chercher l'info dans l'espace de Fourier ? surtout qu' au bout du compte on retrouve moins bien qu'une image. Pour répondre il est utile de considérer les besoins concernant la HRA et en particulier pourquoi les braves telescopes imageurs ne conviennent pas. L'un des buts de l'astrophysique est de décrire la distribution de brillance de la source I, en fonction de divers paramètres : I(,,t,Polar). . Pour résumer disons que l'on veut connaitre la distribution I(,t, (t),- , -> P ) avec : 0 0 ----> spectrographie ( continuum et raies spectrales), conditions physico chimiques t ---> variabilité ( évolution, pulsation, structure interne, environnement stellaire) 0(t) ---> astrométrie ( parallaxes, mouvements propres: distances, struct galaxie, age) -0 --> distribution spatiale: morphologie (binarité , dim. angulaire, enveloppes) -> P --> polarisation de la lumière émise (anisotropies diverses, état du milieu émissif ) Cela dit, on remarque que tous ces types d'information sont déjà accessibles pour beaucoup d'objets ( soleil, planètes, galaxies,nuages moléculaires, ...). D'accord mais pour d'autres objets ils ne le sont pas tous : en particulier pour les étoiles ( mais il y a aussi d'autres objets) on ne peut pas connaitre I(-0) avec les méthodes traditionnelles. Exemple, dimension angulaire typique pour les étoiles : quelques marcsec ( 1 marcsec = 5.10-9 rad, un petit pois vu à 1000 km) La situation sans HRA : voir transparents montrés en cours La spectrographie permet d'imaginer des structures mais elles ne sont pas directement controlées par l'observation ( absence de nombres) La hiérarchie des besoins voir transparents montrés en cours : on passe de la mesure d'une dimension angulaire à la reconstitution d'une vraie image selon qu'on s'interesse à une binarité ou à un diamètre angulaire où à l'étude d'un objet complexe comme une mira. 769791850 Yves Rabbia from dellyr Dernière impression le 18/04/2017 03:44:00 Page 4 sur 7 Pourquoi l'imagerie directe est-elle disqualifiée dans notre quête ? D'une part la taille requise pour les collecteurs : en visible quelques centaines de metres, en radio quelques km ou milliers de km. D'autre part , pour l'observation au sol, la dégradation des images par la turbulence Et pourquoi la SO ferait elle mieux ? D'une part, parce qu'avec des ouvertures conventionnelles elle atteint le pouvoir de résolution requis. D'autre part, la recherche de l'information dans l'espace de Fourier permet de contourner ou de réduire les problèmes de turbulence qui sont responsables des dégradations de l'image et par suite de la perte de résolution angulaire. Et comment fait-elle tout ça ? Au moyen de l'interféromètrie ( mesurer qq chose aà partir d'interférences) C'est quoi ? C'est l'objet de ce cours qui en gros se propose de regarder les problèmes et les solutions possibles pour l'interferomètrie à deux telescopes, ce qui est le point clef pour observer en SO. Pour un réseau de plus de deux télescopes on en parlera un peu, mais c'est le thème d'un autre module de cours. Un peu de chronologie ( dates plutôt très approximatives): 1868 Fizeau, suggère d'utiliser des fraznges d'interférence (type Young) pour évaluer l'extension angulaire d'une étoile 1880 Stephan , Obs. Marseille, franges sur étoile avec masque deux ouvertures sur un telescope 1920 Michelson et al.? Mt Wilson ( LA,USA) mesures de diamètre de qq étoiles, avec masque sur le telescope de 2.5m, puis tentatives avec poutre et base de 7m. 1950 et plus, RadioInterferometrie : synthèse d'ouverture à N antennes séparées 1969? HanburyBrown et al., Narrabri, Australie, mesures de diamètres stellaires, telescopes separés, interferometrie d'intensite 1974 Labeyrie, Obs Nice, interf d'amplitude, franges sur Vega avec telescopes separés 1976 - 1996, I2T, Obs de Calern, mesures de diametres en visible et en IR 1989-93 ? Mark III, Mt Wilson, diamètres , séparations angulaires, études sur turbulence 1990? et plus InfraredSpatial Interferometer, Heterodyne , 11 µm, Mt Wilson 1990 et plus, SUSI, Australie, diamètres stellaires , séparations angulaires 1990 et plus.. GI2T, obs de Calern, diametres, enveloppes, asymétries, spectro interf 1995? et plus FLUOR interferometrie avec utilisation de fibres optiques 1998? COAST, Cambridge, UK. 769791850 Yves Rabbia from dellyr Dernière impression le 18/04/2017 03:44:00 Page 5 sur 7 deux dernieres decennies ( 1980-2000) emergence de plusieurs projets nationaux et internationaux au sol : CHARA, VLTI, Keck, PalomarTestBed,... et pour l'espace : SIM, DARWIN, TPF,.... plan pour la suite du cours generalites, principes fondamentaux resolution angulaire plans "image", plans "pupille" frequences spatiales optique de Fourier detection, addition coherente, addition incoherente degré de coherence ( spatiale et temporelle) th VCZ, spectro de Fourier formation des images : relation objet-image principes de base pour l'interferometrie ( situation idealisée) nature et signification des mesures en interferometrie information brute : visibilités mesurees, facteurs de degradation signification des mesures : courbes et nappes de visibilite limitations methodologiques (voir these Yves) champs recus au sol interf = additioneur coherent interf = filtre de freq spatiales fonctions d'un interferometre collection : pupille d'entree, guidage des faisceaux, pupille de sortie correlation : recombinaison des champs, detection configurations diverses interferometre en mode Fizeau interferometre en mode Michelson recombinaison : codage de l'information champs de franges plan image , plan pupille lumiere filtree lumiere dispersee teinte plate modulée 769791850 Yves Rabbia from dellyr Dernière impression le 18/04/2017 03:44:00 Page 6 sur 7 plan image , plan pupille lumiere filtree lumiere dispersee approches hybrides double Fourier heterodyne mode Courtes approche concrete, situation reelle ( plan à revoir) problemes lies à l'infrastructure interferometrique transfert de pupille, foreshortening effets de polarisation effets de rotation de champ stabilite des chemins optiques calage de la base calage temporel refraction atmospherique differentielle problèmes liés à la turbulence phenomenologie : piston, tilt , speckles parametres caracteristiques effets sur le codage de l'information superposition de pupilles superposition d'images instabilites de chemin optique effets de speckles problemes specifiques au domaine spectral moyens de lutter observation depuis l'espace stabilisation active polarisation refraction differentielle atmospherique rapport signal à bruit, calibration des visibilites exploitation astrophysique supersynthese spectro-interferometrie model-fitting imagerie interferometrique, cloture de phase, cloture d'amplitude, RSC, .... bibliographie 769791850 Yves Rabbia from dellyr Dernière impression le 18/04/2017 03:44:00 Page 7 sur 7
