En combinant les lumières des télescopes VLTI*, GRAVITY nous promet des résultats spectaculaires

L’interférométrie contourne la difficulté de la taille des télescopes en combinant la lumière de plusieurs d’entre eux. Appliquée aux Very Large Telescopes (VLT) de l’ESO au Chili, grâce au nouvel instrument, GRAVITY, la méthode permet de restituer l’image que recueillerait un télescope d’un diamètre allant jusqu’à 130 mètres de diamètre avec une perspective ultérieure de 200 mètres (le plus grand télescope, en cours de construction, l’ELT – Extremely Large telescope – a un diamètre de 39 mètres et chacun des 4 VLT, un diamètre de 8 mètres utiles). L’interférométrie est donc promise à un bel avenir. Elle n’a été rendue possible dans le domaine des ondes visibles et du proche infrarouge que grâce aux progrès spectaculaires accomplis dans le domaine des lasers, en optique adaptative, en électronique et en informatique.

*Very Large Telescopes en mode Interférométrique.

Il faut bien voir que GRAVITY (General Relativity Analysis via Vlt InTerferometrY) est en soi une « première ». Il étend à quatre grands télescopes fonctionnant dans le domaine du proche infrarouge (longueur d’ondes entre 2 et 2,4 µm*) une technologie très délicate (surtout pratiquée dans le domaine des ondes radio, plus longues). La difficulté de pratiquer l’interférométrie en astronomie avec ces ondes tient précisément à leurs faibles longueurs et en conséquence (1) aux limitations de la détection « hétérodyne » à large bande (transposition des petites longueurs d’ondes reçues dans des longueurs d’ondes plus grandes) qui impose un bruit fondamental très élevé pour les ondes prises en dessous de 10 – 11 µm et, du fait des turbulences atmosphériques, (2) au faible temps de cohérence (temps pendant lequel l’émission est stable) du front d’ondes pour chaque télescope (phénomène contré par l’envoi du faisceau lumineux sélectionné dans un fibre monomode) et (3) au faible temps de cohérence du front d’ondes entre les télescopes.

*L’observation du trou noir central de la galaxie M87 qui a fait “la une” de la Presse le 10 avril dernier a été faite sur une longueur d’onde de 1,3 mm donc nettement plus longue (domaines des micro-ondes, avant les ondes radio). Le domaine du visible s’étend de 0,4 à 0,8 nm et le domaine des infrarouges va de cette limite de 0,8 nm à 1mm (en recouvrant donc les émissions d’ondes micrométriques comme celles utilisées par GRAVITY). L’intérêt des ondes infrarouges par rapport aux ondes visibles c’est de nous transmettre des données sur les astres dont le rayonnement est relativement froid, comme les planètes.

GRAVITY est un instrument interférométrique de seconde génération pour les VLT. La première génération qui impliquait les instruments VINCI puis MIDI, puis AMBER, ne fonctionnait « que » pour deux ou trois unités de ses deux groupes de quatre télescopes (quatre UT – Unit Telescopes – de 8 mètres et quatre AT – Auxilliary Telescope – de 1,8 mètres). GRAVITY a bien eu ensuite un précurseur à quatre télescopes, PIONIER, mais il ne disposait ni de double-champ (voir ci-dessous), ni d’un-suiveur-de-frange (voir ci-dessous), ni d’une métrologie comme GRAVITY. Quand on a conçu les VLT, l’intention était évidemment d’aller dans cette direction, c’est à dire de faire travailler tous les télescopes ensemble, en interférométrie, bien qu’ils puissent aussi fonctionner seuls. GRAVITY qui a été mis en service en 2016 (« première lumière » à quatre UT – la première lumière avec les AT ayant eu lieu en automne 2015) est un grand pas vers la réalisation de cette intention puisqu’il permet le fonctionnement de quatre télescopes ensemble (les quatre Ut ou les quatre AT1) et sur des objets de luminosité faible comme l’environnement du trou noir central de notre galaxie, Sagittarius A* (« Sgr A* »). Cette cible était son objet premier (d’où l’acronyme GRAVITY pour l’instrument) mais la puissance de résolution du VLTI peut évidemment être appliquée à d’autres sources de luminosité faible, comme les planètes (et il l’a déjà effectivement été).

1Pour le moment il n’y a pas de “recombinateur” (voir plus-bas) à plus de quatre faisceaux mais on pourrait utiliser les quatre AT aussi bien que les quatre UT (cependant la station AT au Nord du site n’est pas en service, ce qui empêche d’atteindre les 200 mètres de base pour l’ensemble du VLTI).

Le principe général est que chaque télescope collecte deux faisceaux d’ondes provenant de deux champs (le double-champ mentionné ci-dessus) qui couvre chacun 2’’ (deux secondes) d’arc dans le cas des UT. Le premier champ contient l’objet scientifique visé avec éventuellement une autre source, non résolue, à l’intérieur du même champ. Dans ce cas cette autre source sert de « référence-de-phase » permettant le contrôle de phase interférométrique de la source scientifique par un « suiveur-de-frange » qui corrige les différences de phase entre les pupilles de l’interféromètre. Le second champ contient un astre choisi pour sa brillance plus forte à l’extérieur du champ de l’objet scientifique mais à proximité (quelques secondes d’arc) ; cet autre « appui » permet le réglage de l’optique adaptative du télescope.

Ceci étant dit, le fonctionnement de GRAVITY est extrêmement complexe. En simplifiant : la lumière collectée par chaque télescope est transmise à un recombinateur (en anglais “BCI” pour Beam Combiner Instrument), laboratoire où elle va être « travaillée », par un jeux de miroirs dans des lignes à retard qui vont permettre de traiter tous les faisceaux d’ondes, provenant de tous les télescopes, exactement au même moment de leur ondulation (« phase »). Avant l’entrée dans les lignes à retard, on va sélectionner avec un « séparateur d’étoiles » le faisceau d’ondes provenant de la source extérieure au champ de la cible scientifique (qu’on nomme « étoile de référence ») choisie pour son signal, voisin, relativement fort, pour corriger en optique adaptative les turbulences subies du fait du passage dans l’atmosphère, par les ondes reçues de la cible scientifique. Ce faisceau est projeté par un séparateur d’étoiles dans l’analyseur de front d’onde infrarouge CIAO (Coudé Infrared Adaptative Optics) qui commande aux miroirs déformables du système MACAO (Multi-Application Curvature Adaptative Optics) les mouvements ultra-rapides nécessaires pour contrer l’effet des turbulences sur les faisceaux d’ondes reçus de la source scientifique et de la source servant de « référence de phase » (à l’intérieur du champ de la cible scientifique). Des rayons laser sensibles à ces mouvements ultra-rapides (métrologie laser) vont intervenir sur le sélecteur d’étoile et sur l’araignée du télescope pour corriger en temps réel les effets des turbulences internes du VLTI. Ainsi corrigées les ondes provenant de la cible scientifique et de la référence de phase passent par les lignes à retard et entrent dans le BCI.

A l’entrée du BCI, le cœur de GRAVITY, un « coupleur à fibres optiques » sépare en deux chacun des faisceaux provenant des deux sources et grâce à un sélecteur de champ, les injecte séparément dans des « fibres monomodes » pour bien les individualiser, l’une science, l’autre suiveur de franges. Un « contrôleur fibré » contrôle la polarisation de l’onde pour lui donner un contraste maximum et corrige la différence de marche entre l’onde provenant de l’objet scientifique et celle provenant de la référence de phase (résultant de leur séparation angulaire dans l’espace). Un recombinateur (puce optique intégrée) intervient ensuite pour créer les interférences des faisceaux projetés et le suiveur de franges alimenté par l’étoile de référence extérieure stabilise l’image sur un miroir. L’onde entre alors dans des spectromètres qui l’analysent.

Le tout baigne dans un cryostat à l’azote liquide dont la température, très précisément contrôlée, varie au niveau des diverses sous-ensembles du BCI afin que la température ne perturbe pas l’expression des ondes. Le cryostat fonctionne même avec des tubes à gaz pulsés pour refroidir les détecteurs à une température plus basse que celle de l’azote liquide, à environ 40 degrés Kelvin. Enfin l’optique est guidée par un système de caméra qui intervient au divers stade de la progression des ondes, dès l’entrée dans le BCI.

A quoi va servir GRAVITY ? A voir avec plus de précisions les objets à luminosité faible, ainsi le trou noir central de notre galaxie* ou encore, en direct, les exoplanètes proches détectées par le principe de la vitesse radiale (influence de la gravité générée par leur masse sur leur étoile au cours de leur trajectoire sur leur orbite), le spectre des atmosphères de ces planètes comme l’a démontré l’article de Sylvestre Lacour et al. publié dans Astronomy & Astrophysics au début de cette année. Le pouvoir de résolution du VLTI équipé de GRAVITY (qui résulte de la superposition des franges d’interférence des 4 UT) est 25 fois supérieur à celui d’un seul des UT qui le composent. En fait GRAVITY est un exhausteur des capacités des télescopes terrestres exploitant sur Terre les ondes du proche infrarouge. On peut rêver de la transposition dans l’espace où les turbulences atmosphériques sont évidemment nulles, de ces merveilleuses machines. Il faudra un jour reprendre le projet de flotte de télescopes DARWIN ou encore construire en surface de la face cachée de la Lune ou sur Mars des installations interférométriques qui elles non plus ne seront pas soumises à ces turbulences. Mais sans attendre (ou plutôt après qu’on aura pu combiner les ondes reçues des huit télescopes) on pourrait travailler sur un successeur au VLTI sur Terre avec une base d’observation équivalente à un télescope optique d’une dizaine de km de diamètre. Ceci nous permettrait de résoudre la surface de ces exoplanètes ; ce n’est pas un rêve mais une possibilité à considérer sérieusement par l’ESO une fois que l’ELT sera achevé**.

*Gravity a déjà obtenu deux résultats majeurs concernant le centre galactique : la mesure du rougissement gravitationnel de l’étoile S2 au passage de son péricentre et la détection de mouvements orbitaux à l’occasion de sursauts lumineux près de la dernière orbite circulaire stable, à trois fois le rayon du trou noir (donc à trois rayons de son « horizon des événements »), ce qui est très proche.

**c’est ce que suggère les auteurs du papier sur la première détection de l’atmosphère d’une exoplanète par interférométrie optique mentionné ci-dessus.

GRAVITY est ce qu’on appelle dans le monde de l’astronomie une « collaboration », disons une association constituée pour un but commun. Elle regroupe l’Institut Max Planck en Allemagne (Physique extraterrestre et Astronomie), le LESIA en France (Observatoire de Paris, CNRS, Uni. Paris Sciences et Lettres, Uni. Paris Diderot), IPAG (CNRS et Uni. Grenoble Alpes), l’Uni. De Cologne, le Centre d’Astrophysique et de Gravitation (Portugal), l’ESO. L’instrument n’a coûté que 8 millions d’euros.

NB : Je remercie pour ses avis précieux, Guy Perrin, astronome au LESIA (Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique), Observatoire de Paris, Université PSL (Paris-Sciences-et-Lettres), directeur adjoint scientifique du CNRS-INSU, responsable du domaine Astronomie et Astrophysique.

Illustration de titre: Image composite du Centre Galactique obtenue à partir d’observations NACO. Pour les observations interférométriques de GRAVITY, l’étoile IRS 16C a été utilisée comme source de référence tandis que la cible scientifique était l’étoile S2. La croix orange indique la position du trou noir supermassif Sgr A*. Crédits : ESO/MPE/S. Gillessen et al. NB : NACO est un instrument situé dans l’UT1 : son objet est l’imagerie dans le proche infrarouge (CONICA) avec optique adaptative (NAOS).

Image ci-dessous : vue partielle de l’observatoire du Mont Paranal de l’ESO (désert d’Atacama, nord du Chili, 2635 mètres). Vous voyez ici les quatre UT. Les quatres AT, plus petits, sont mobiles et permettent de faire varier les dimensions du télescope virtuel:

Image ci-dessous : schéma de traitement des ondes reçues par GRAVITY (éléments en bleuté) publié dans Astonomy & Astrophysics in First Light for Gravity: Phase referencing optical interferometry for the VLTI; DOI 10.1051/0004-6361/201730838, copyright ESO 2017. 

Image ci-dessous, le recombinateur (BCI) élément central de Gravity. Même source que ci-dessus:

Liens :

First light for GRAVITY in Astronomy & Astrophysics : https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2017/06/aa30838-17.pdf

Rougissement de S2 :

https://www.eso.org/public/news/eso1825/

Détection de sursauts en orbite près du bord du trou noir : https://www.eso.org/public/news/eso1835/

http://lesia.obspm.fr/-GRAVITY-.html

http://lesia.obspm.fr/GRAVITY-un-design-complexe.html

https://www.eso.org/public/france/news/eso1905/

https://fr.wikipedia.org/wiki/Interf%C3%A9rom%C3%A9trie

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Index L’appel de Mars 19 06 17

Pierre Brisson

Pierre Brisson

Pierre Brisson, président de la Mars Society Switzerland, membre du comité directeur de l'Association Planète Mars (France), économiste de formation (Uni.of Virginia), ancien banquier d'entreprises de profession, planétologue depuis toujours.

3 réponses à “En combinant les lumières des télescopes VLTI*, GRAVITY nous promet des résultats spectaculaires

  1. Il est intéressant de relever quelques données de l’étoile S2 : sa période orbitale est de 16 ans et elle est passée au périastre du trou noir central de notre Galaxie (Sgr A*) durant le mois de mai 2018, à une distance de quelque 120 unités astronomiques (UA), soit 16,6 heures-lumière. Comme l’excentricité de son orbite est énorme (0,88466), l’apoastre est, par contre, à 1’950 UA, soit à quelque 271,4 heures-lumière, le demi-grand-axe de son orbite étant donc de 144 heures-lumière. Vue d’ici, à quelque 26’500 années-lumière, l’orbite de S2 a un a diamètre angulaire (avec périastre + apoastre = 288 heures-lumière, ou 12 jours-lumière, ou 2’070 UA) de 0,25‘’ (seconde d’arc) très bien observable.
    En comparaison, l’invisible trou noir central Sgr A* (ayant une masse d’environ 4,1 millions de masses solaires) a lui-même un diamètre estimé à environ 24 millions de km, soit 80 secondes-lumière, ou 1,33 minutes-lumière, correspondant à un diamètre apparent attendu de quelque 20 microsecondes d’arc, un ordre de grandeur 12’500 fois plus petit que le diamètre de l’orbite de S2, ce qui explique la difficulté de le « voir » ! Mais le passage de S2 au périastre, à 16,6 heures-lumière de Sgr A*, s’est fait à seulement 750 fois le diamètre de Sgr A*. Malgré cette proximité, l’étoile S2 ne risque pas d’être avalée par le trou noir central de notre Galaxie. Elle devrait s’en approcher à quelque 16 minutes-lumière pour être déchirée, désagrégée par effet de marée. Le passage au périastre, à 16,6 heures-lumières, s’est fait à la vitesse faramineuse de 7’500 km/s, soit à 2,5% de la célérité de la lumière. L’effet relativiste de cette vitesse et surtout de la gravité énorme exercée par le trou noir a provoqué le décalage d’Einstein, un « décalage gravitationnel fréquentiel vers le rouge » (par dilatation du temps, ou contraction équivalente des longueurs), très bien mesuré en 2018 dans la lumière émise par l’étoile qui est devenue « plus rouge » pour nous, en tant qu’observateurs situés dans un bien plus faible champ gravitationnel que S2.

    1. Un lecteur m’ayant demandé comment on pouvait savoir la taille et la masse du trou noir central, j’ajouterai ceci à mon commentaire ci-dessus :

      Ce sont justement les caractéristiques orbitales de cette étoile S2 qui nous permettent de déterminer la masse du trou noir autour duquel elle tourne. En effet, la 3e Loi de Kepler dit que a^3, le cube du demi-grand axe de l’orbite, est proportionnel à T^2, le carré de la période de révolution, ou, de façon équivalente, que le quotient de ces deux grandeurs est une constante. Grâce à la loi de la gravitation de Newton, on détermine que cette constante vaut G M / (4 π^2) où G est la constante de la gravitation universelle et M est la masse du corps central (la masse du Soleil dans le cas du Système solaire), ici celle de Sgr A*, le trou noir central de notre Galaxie.

      En introduisant dans a^3 / T^2 = G M / (4 π^2) les valeurs numériques de a (144,5 heures-lumière, soit 1,56 10^14 m) et T (16,0518 ans précisément, soit 5,0656 10^8 s) et sachant que la constante G = 6,67384 10^-11 m^3 kg^-1 s^-2, on obtient M = 8,75 10^36 kg. Sachant que la masse du Soleil est de 1,99 10^30 kg, celle du trou noir équivaut à presque 4,4 millions de masses solaires.
      D’autre part, le rayon du trou noir, ou rayon de Schwarzschild, est lié à sa masse selon la simple équation : Rs = 2 G M / c^2 = 1,485 10^-27 M (avec M donné en kg et Rs en m). Avec une masse de 8,75 10^36 kg on obtient un rayon de près de 13 millions de km, soit un diamètre de près de 26 millions de km. C’est donc la connaissance de la masse du trou noir, grâce aux données orbitales de l’étoile S2, qui permet de déterminer le diamètre du trou noir central Sgr A*. Il subsiste une incertitude sur cette masse et ce rayon, mais non pas directement due à une incertitude sur l’orbite de l’étoile S2, dont le diamètre angulaire est bien mesurable (précisément 0,25080 secondes d’arc à 0,4 milliseconde d’arc près !), mais du fait d’une incertitude sur la distance absolue de ce trou noir central qui se situe dans une fourchette assez large, entre 24’500 et 27’300 années-lumière d’ici ; c’est cette incertitude qui entraîne une incertitude sur les dimensions absolues exactes de l’orbite de l’étoile S2.

      Finalement, il est aussi intéressant de savoir que les mesures de cette orbite vont permettre une autre vérification de la Relativité, par l’avance du périastre, analogue à l’anomalie bien connue de l’avance du périhélie de la planète Mercure, ces 42,97 secondes d’arc par siècle étant seulement explicable par la Relativité. Pour l’étoile S2, du fait de sa proximité avec un objet bien plus massif que le Soleil, l’effet est énorme et sera facilement mis en évidence très prochainement.

      1. Ce même lecteur attentif n’a pas lâché sa proie … et m’a rendu attentif au fait que l’on peut déjà avoir une idée de cette anomalie de l’avance séculaire du périastre de l’étoile S2 autour du trou noir central Sgr A*.
        Un calcul rapide avec les données actuellement connues sur l’étoile S2 et le trou noir central Sgr A* donnerait une anomalie de l’avance du périastre de l’étoile S2 de 0,207° (= 745 secondes d’arc) par chaque révolution (soit 7’200 fois plus que les 0,1035 secondes d’arc par révolution pour Mercure). Comme S2 fait seulement 6,230 révolutions par siècle autour de Sgr A*, l’anomalie de l’avance du périastre pour l’étoile S2 serait de 1,29° par siècle, soit 108 fois plus que pour l’anomalie de l’avance du périhélie de Mercure (42,98 secondes d’arc par siècle) qui, lui, fait 415,266 révolutions par siècle autour du Soleil et subit donc un effet relativiste cumulatif plus élevée. On parle bien ici d’anomalie, car il y a une avance du périhélie de Mercure normale, tout à fait explicable par l’effet des autres planètes. L’anomalie d’avance du périhélie de Mercure porte sur la différence entre les 574,64 secondes d’arc par siècle observées et les 531,63 secondes d’arc par siècle expliquées par la mécanique de Newton auxquelles s’ajoute encore un minime effet de 0,0254 secondes d’arc par siècle dû à l’aplatissement du Soleil ! Pour S2 il faudra aussi tenir compte de l’influence des nombreuses autres étoiles voisines qui orbitent aussi autour de Sgr A* pour expliquer l’avance normale de son périastre, car elles exercent chacune leur effet perturbateur sur l’étoile S2, comme cela se passe aussi entre Mercure et les autres planètes du Système solaire. La Terre subit aussi un tel effet relativiste : l’anomalie est de 3,84 secondes d’arc par siècle sur les 0,3236° (= 1’165 secondes d’arc) par siècle mesurés. Il en est de même pour Vénus : 8,62 secondes d’arc par siècle et pour Mars : 1, 35 secondes d’arc par siècle.

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