The ability of a telescope to resolve small-scale structures of astronomical sources is ultimately limited by its size. The larger the telescope, the higher its angular resolution. The current largest telescopes have diameters of 8 to 10 m. The size of the next generation telescopes will increase to a few tens of meters with 100 m appearing as a technological limit for single-aperture systems. This limit can be overcome if the light of distinct collectors is coherently recombined. The distance between telescopes then gives the resulting angular resolution. This technique known as astronomical interferometry was first suggested by Hyppolite Fizeau in the XIXth century and demonstrated by Albert A. Michelson with a single telescope as a beam combiner. A new era started in 1974 when Antoine Labeyrie first demonstrated interferometric fringes between separate apertures. Since then, about twenty interferometric optical observatories have been in operation and have allowed resolving stellar surfaces and environments otherwise point-like to telescopes. With the advent of very large telescopes equipped with adaptive optics, the Keck Interferometer and the Very Large Telescope Interferometer have inaugurated the era of very sensitive high angular resolution with the very first studies of the environment of the core of active galactic nuclei. Higher angular resolutions are needed to resolve the core which hosts a super-massive black hole.

ohana-f1.jpg

Figure 1 : The Mauna Kea observatory and the 7 telescopes of the project ’OHANA : Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy. OHANA means also "family" in hawaïan language. © Richard Wainscoat Click on the image to enlarge it

Current interferometers have baselines at most a few hundred meters long. Propagating beams over large distances requires a large number of mirrors, which together with the effects of diffraction induce a low throughput. Single-mode fibers can transmit light over even larger distances with potentially lower losses. They may therefore play a key role to build very large arrays of telescopes of kilometric or larger size. The effectiveness of single-mode fibers for this purpose has been studied by Observatoire de Paris and Institut de Recherche en Communications Optique et Micro-ondes in the framework of the ’OHANA (Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy and which also means family in the Hawaiian language) project. 300 m long single-mode fiber cables have been shown to convey the coherence of light in 300 nm large bandwidths in the near infrared with transmissions from 50% to 95%. ’OHANA aims at connecting the seven largest telescopes of the Mauna Kea Observatory in Hawaii (Figure 1). The resulting array will have a diameter of 800 m and will provide unprecedented angular resolution in the near infrared.

Figure 2 : Experiment set-up (1). Routing of single-mode fibers from the Keck Nasmyth foci down to the basement beam combination laboratory. Fibers are attached to the telescope structure like regular cables and go through the cable wrap system to prevent any damage when the telescopes rotate in azimuth. The remaining fiber lengths (approximately 200 m for each arm) are wrapped on spools in the basement (see Figure 3). © W.M. Keck Observatory et Observatoire de Paris Click on the image to enlarge it ohana-f2.jpg

The first interferometric test has been performed between the two 85 m apart Keck telescopes in the astronomical K. band (2-2.3 µm) with fluoride glass single-mode fibers manufactured by the France based company Le Verre Fluoré. Two 300 m long fibers were used in the experiment thus simulating a 500 m long baseline with respect to beam propagation. The fiber inputs were directly set at the adaptive optics corrected Nasmyth focus of each telescope and were routed down to the interferometric laboratory in the basement of the telescopes building (Figure 2). Prior to mixing, the beams output from the fibers were delayed with classical optical delay lines to match the optical paths of the two beams in order to detect the narrow fringe pattern (Figure 3). No long stroke fibered delay line is yet available and this remains a field of research to further develop for future large arrays. Despite cloudy conditions, first fringes were detected on the 4.6 K band magnitude star 107 Herculis (Figure 4).

ohana-f3.jpg

Figure 3 : Experiment set-up (2). Sketch of the interfacing of the output of the ’OHANA fibers with the Keck interferometer delay lines and beam combiner. Only one beam/fiber is shown for the sake of clarity. The two beams follow equivalent paths. The fiber is placed at the focus of an off-axis parabola (OAP) to produce a collimated beam. The beam is reflected with a flat mirror (M10) towards the Long Delay Line. It is then launched into the Fast Delay Line. The beam size is reduced in a Beam Compressor and feeds the Beam Combiner. Click on the image to enlarge it

This first successful ’OHANA test is the beginning of the effort to characterize each ’OHANA baseline before completing the entire array. The next baseline will link the Canada-France-Hawaii and Gemini North telescopes. This success also opens the way to the design of dedicated large interferometric facilities in the optical domain comprising a large number of individual telescopes separated by kilometric distances and which will bring a far more accurate vision of our universe than current facilities. Figure 4 : Fringes on the star 107 Herculis. The interference fringe signal is the high frequency 200 µm large pattern. The low frequency intensity fluctuations are due to vibrations in the top panel. The signals have been high-pass filtered in the bottom panel to remove the low frequency vibrations. Click on the image to enlarge it ohana-f4.jpg

This first successful ’OHANA test is the beginning of the effort to characterize each ’OHANA baseline before completing the entire array. The next baseline will link the Canada-France-Hawaii and Gemini North telescopes. This success also opens the way to the design of dedicated large interferometric facilities in the optical domain comprising a large number of individual telescopes separated by kilometric distances and which will bring a far more accurate vision of our universe than current facilities. Figure 4 : Fringes on the star 107 Herculis. The interference fringe signal is the high frequency 200 µm large pattern. The low frequency intensity fluctuations are due to vibrations in the top panel. The signals have been high-pass filtered in the bottom panel to remove the low frequency vibrations. Click on the image to enlarge it The ’OHANA project led by Paris Observatory is a collaboration between the Mauna Kea observatories (Canada-France-Hawaii Telescope Corporation, W.M. Keck Observatory, Subaru Telescope, Gemini Observatory, United Kingdom Infra-Red Telescope, Infra-Red Telescope Facility), the Institute for Astronomy of the University of Hawaii, the National Optical Astronomical Observatory, the National Astronomical Observatory of Japan, Institut National de Rercherche en Communication Optique et Micro-Ondes and Institut National des Sciences de l’Univers du CNRS. See also : http://www.keckobservatory.org/news/index.php

Reference Perrin G., et al., 2005 "The first ’OHANA fringes with the Keck telescopes" Science, 2006, 13 January issue

Contact Guy Perrin (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 4 mars 2013

La limite ultime à la capacité d’un télescope à résoudre des structures de petite taille de sources astronomiques est sa taille. Plus le télescope est grand et plus la résolution angulaire est importante. Les plus grands télescopes actuels ont des diamètres de 8 à 10 m. La taille de la prochaine génération de télescopes atteindra jusqu’à quelques dizaines de mètres, 100 m apparaissant comme une limite technologique pour des systèmes à pupille unique. Cette limite peut-être dépassée si la lumière de plusieurs télescopes est recombinée de façon cohérente. La résolution angulaire est alors déterminée par la distance entre télescopes. Cette technique, l’interférométrie astronomique, a d’abord été suggérée par Hyppolite Fizeau au XIXème siècle et démontrée par Albert A. Michelson avec un télescope pour recombinateur de faisceaux. Antoine Labeyrie a ouvert une nouvelle ère en 1974 lorsqu’il est parvenu à obtenir des franges d’interférences entre deux télescopes distincts. Depuis, une vingtaine d’observatoires interférométriques ont été en opération et ont permis de résoudre des surfaces stellaires ou leurs environnements jusqu’alors restés ponctuels. Avec l’avènement de l’optique adaptative pour les très grands télescopes, l’interféromètre Keck et l’interféromètre du Very Large Telescope (VLTI) ont inauguré l’ère de la très haute résolution angulaire à haute sensibilité avec les toutes premières études d’environnements de coeurs de noyaux actifs de galaxies. Une résolution angulaire plus importante est nécessaire pour accéder au coeur qui abrite un trou noir super-massif.

ohana-f1.jpg

Figure 1 : L’Observatoire du Mauna Kea et les 7 télescopes du projet ’OHANA : Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy. ’OHANA signifie également famille en langue hawaïenne. © Richard Wainscoat Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Les interféromètres actuels ont des bases d’au plus quelques centaines de mètres de longueur. La propagation de faisceaux sur de longues distances nécessite un grand nombre de miroirs ce qui, combiné aux effets de la diffraction, aboutit à une transmission faible. Les fibres monomodes ont le potentiel de transporter la lumière sur de longues distances avec peu de pertes. Elles peuvent par conséquent jouer un rôle clé pour la construction de très grands réseaux de télescopes de taille kilométrique voire supérieure. L’intérêt des fibres monomodes a été étudié par l’Observatoire de Paris et l’Institut de Recherche en Communications Optique et Microondes dans le cadre du projet ’OHANA. Il a ainsi pu être montré que des fibres de 300 m de long pouvaient transporter la cohérence de la lumière dans des bandes de 300 nm de large dans le proche infrarouge avec une transmission de 50% à 95%. L’objectif d’OHANA est de relier les sept plus grands télescopes du sommet du Mauna Kea à Hawaï (Figure 1). Le réseau ainsi réalisé aura un diamètre de 800 m et apportera une résolution inédite dans le proche infrarouge.

Figure 2 : Dispositif expérimental (1). Cheminement des fibres monomodes depuis les foyers Nasmyth jusqu’au laboratoire de recombinaison au sous-sol de l’observatoire. Les fibres sont attachées àla structure des télescopes comme des câbles standards puis passent par l’enrouleur de câbles pour éviter tout dommage dà» au pointage des télescopes. Les longueurs de fibre en excédent (environ 200 m pour chaque bras) sont enroulées sur des bobines stockées au sous-sol (voir Figure 3). (Figure © W.M. Keck Observatory et Observatoire de Paris) Cliquer sur l’image pour l’agrandir ohana-f2.jpg

Le premier test interférométrique a été réalisé avec les deux télescopes Keck distants de 85 m dans la bande astronomique K’ (2-2.3 µm) en utilisant des fibres produites par la société française Le Verre Fluoré. Deux câbles de 300 m de long ont été utilisés simulant ainsi du point de vue de la propagation un interféromètre de 500 m de base. Les entrées des fibres ont été directement placées aux foyers Nasmyth corrigés par optique adaptative. Les câbles reliaient ces foyers au laboratoire de recombinaison situé au sous-sol de l’observatoire (Figure 2). À leur sortie des fibres, la différence de marche entres les faisceaux ont été égalisées au moyen de lignes à retard classiques afin de pouvoir détecter l’étroit paquet de franges (Figure 3). Aucune longue ligne à retard fibrée n’est encore disponible et cela reste un sujet de recherche en développement pour de futurs grands réseaux. Malgré la présence de nuages, les premières franges ont été détectées sur l’étoile 107 Herculis de magnitude 4,6 dans la bande K (figure 4).

ohana-f3.jpg

Figure 3 : Dispositif expérimental (2). Schéma d’interfaçage des fibres ’OHANA avec les lignes àretard et le recombinateur de l’interféromètre Keck. Pour plus de clarté, un seul faisceau / une seule fibre sont représentés. Les deux faisceaux suivent des parcours équivalents. La fibre est placée au foyer d’une parabole hors-axe (OAP) afin de produire un faisceau afocal. Le faisceau est réfléchi par un miroir plan (M10) vers la grande ligne àretard (Long Delay Line). Il est ensuite injecté dans la ligne àretard rapide (Fast Delay Line). La taille du faisceau est réduite par un compresseur de faisceau (Beam Compressor) puis le faisceau est envoyé vers le recombinateur (Beam Combiner). (Dessin © W.M. Keck Observatory) Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Ce premier succès marque le début de l’effort consistant àrecombiner chaque base d’OHANA avant de réaliser le réseau complet. La prochaine étape verra la liaison des télescopes Canada-France-Hawaï et Gemini Nord. Ce succès ouvre aussi la voie vers la conception de grands interféromètres kilométriques àgrand nombre de télescopes pour le domaine optique qui apporteront une vision bien plus précise de notre univers par rapport aux systèmes actuels. Figure 4 : Franges d’interférences enregistrées sur l’étoile 107 Herculis. Les franges d’interférences sont la structure de 200 microns de large. Les fluctuations plus basses fréquences sont dues àdes vibrations sur la figure du haut. Ces fluctuations ont été éliminées sur la figure du bas pour mieux mettre en évidence les franges d’interférences. Cliquer sur l’image pour l’agrandir ohana-f4.jpg

Figure 4 : Franges d’interférences enregistrées sur l’étoile 107 Herculis. Les franges d’interférences sont la structure de 200 microns de large. Les fluctuations plus basses fréquences sont dues àdes vibrations sur la figure du haut. Ces fluctuations ont été éliminées sur la figure du bas pour mieux mettre en évidence les franges d’interférences. Cliquer sur l’image pour l’agrandir Le projet ’OHANA est conduit par Guy Perrin du Laboratoire d’Études Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique de l’Observatoire de Paris en collaboration avec les observatoires du Mauna Kea (Canada-France-Hawaii Telescope Corporation, W.M. Keck Observatory, Subaru Telescope, Gemini Observatory, United Kingdom Infra-Red Telescope, Infra-Red Telescope Facility), l’Institut d’Astronomie de l’Université d’Hawaï, le National Optical Astronomical Observatory, l’Observatoire Astronomique National du Japon, ’Institut National de Recherche en Communication Optique et Microondes, le laboratoire Galaxies, Étoiles, Physique et Instrumentation - GEPI de l’Observatoire de Paris et la Division Technique de l’Institut National des Sciences de l’Univers (INSU du CNRS). Ce projet est financé par l’Institut National des Sciences de l’Univers - CNRS, le Ministère de la Recherche et l’Observatoire de Paris. Voir aussi : http://www.keckobservatory.org/news/index.php

Référence Perrin G., et al., 2005 "The first ’OHANA fringes with the Keck telescopes" Science, 2006, 13 January issue

Contact Guy Perrin (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 22 février 2013