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Résumé rapide

La synthèse d'ouverture est une technique d'imagerie haute résolution qui permet de dépasser les performances des grands télescopes monolithiques en terme de résolution angulaire, limitées par le diamètre de leur miroir primaire. La méthode consiste à utiliser plusieurs télescopes fonctionnant en réseau, et de combiner les faisceaux lumineux issus de chacun d'entre eux afin de créer un système de franges d'interférences. Ce signal interférométrique permet de remonter à la distribution angulaire d'intensité de la source observée. Il existe à ce jour plusieurs grands instruments fonctionnant sur ce principe, comme le VLTI (Very Large Telescope Interferometer), ou encore le réseau de télescopes CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) à l'observatoire du Mont Wilson en Californie, avec qui nous collaborons depuis plusieurs années.

Ces instruments sont très performants dans le domaine du visible et du proche infrarouge, grâce à la disponibilité de composants en optique intégrée et de capteurs efficaces et peu bruités dans ces domaines spectraux. En revanche, la transposition de ces techniques dans le domaine du moyen infrarouge ou de l'infrarouge lointain (pour l'observation d'exoplanètes ou de naines brunes par exemple) est à l'heure actuelle très difficile, voire impossible, du fait de l'absence de composants adaptés.

Notre équipe de recherche propose donc une approche originale consistant à transposer la longueur d'onde du rayonnement du domaine de l'infrarouge vers le domaine du visible et proche infrarouge en utilisant un processus non linéaire de somme de fréquences dans des cristaux non-linéaires. Nous cherchons dans un premier temps à démontrer les principes physiques mis en jeu en réalisant des conversions de fréquence de la bande H autour de 1550 nm vers le visible. Plusieurs expériences clés montrant la compatibilité de notre technique avec l'imagerie haute résolution ont dores et déjà été réalisées par notre équipe, en laboratoire et sur le ciel. Dans ce cadre, deux missions préliminaires à l'observatoire du Mont Wilson (USA) en 2013 et 2014 ont montré que la conversion de fréquence est compatible avec un grand réseau de télescopes tel que le réseau CHARA, tant sur le plan de la stabilité (mécanique et thermique) que de la sensibilité en mode comptage de photons.

En 2015, nous avons démontré qu'il est possible d'obtenir des franges d'interférences sur le ciel (dans le proche infrarouge) en utilisant notre technique. Nous nous sommes appuyés une nouvelle fois sur le réseau de télescopes CHARA. Les résultats de cette étude ont été publiés en 2016 dans la revue Physical Review Letters.

Nos recherches s'orientent maintenant vers le développement de l'interféromètre à somme de fréquence pour le moyen infrarouge et l'infrarouge lointain. Ces bandes spectrales sont riches en informations astrophysiques, et doivent permettre une démonstration claire des avantages de notre nouvelle génération d'instrument. Nous nous engageons donc vers une étude visant à améliorer les propriétés des divers composants (et en particulier les cristaux non-linéaires utilisés pour la conversion de fréquence), et tendre vers des longueurs d'onde de plus en plus élevées. Nous menons une action de R&T; avec le CNES et le soutien de Thales Alenia Space, dans les directions suivantes :

• élargissement la bande spectrale convertie afin d'augmenter la sensibilité de nos instruments. Ceci nécessite l'utilisation de sources laser de pompe multilongueurs d'onde, stabilisées et parfaitement maîtrisées.
• conversion de rayonnements de longueurs d'onde plus grande, dans le moyen infrarouge dans un premier temps, puis dans l'infrarouge lointain, pour ainsi convertir le flux émis par des objets plus froids que les étoiles (exoplanètes par exemple). Nous travaillons actuellement autour de 3.4 microns, en collaboration avec Femto ST et Femto Engineering (Besançon). Nous souhaitons à plus long terme étendre notre technique de détection vers des domaines de longueurs d'onde plus grands, allant jusqu'à 10 μm.