Interféromètre optique à longue base 1084031 30356865 2008-06-05T20:10:36Z Pld 71269 Onde radio [[Image:Interféromètre optique à longue base.svg|right|350px|thumb|Schéma de principe d'un interféromètre optique à longue base comprenant deux télescopes.<ref name="scheme">A. F. Boden (2000) in [[#lawson-00|{{lang|en|''Principles of Optical Long Baseline Interferometry''}}]], p. 11 (Fig. 2.1)</ref>]] Un '''interféromètre optique à longue base''' est un type d'[[interféromètre]] composé de plusieurs [[télescope]]s et fonctionnant dans le [[spectre visible]] ou [[infrarouge]]. Il est utilisé en [[astronomie]] afin d'obtenir un [[pouvoir de résolution]] (finesse de l'[[image]]) plus grand qu'avec un seul télescope. ==Signification du nom== {{article détaillé|interféromètre}} « [[Interféromètre]] » indique que l'instrument produit des [[interférence]]s à partir de la [[lumière]] reçue de l'[[objet céleste]] observé. La [[Mesure physique|mesure]] effectuée concerne les paramètres des interférences, [[contraste]], [[phase]] et quantités dérivées. {{article détaillé|télescope|optique géométrique|capteur photographique}} « [[Optique]] » signifie que la technologie repose sur les composants classiques d'[[optique géométrique]] : [[lentille optique|lentille]]s et [[miroir]]s utilisés en incidence quasi-normale (plus récemment composants d'[[optique intégrée]]) et [[capteur photographique|capteurs photographiques]]. Les [[longueur d'onde|longueurs d'onde]] vont de l'[[ultraviolet]] (de l'ordre de 0,2 μm) à l'[[infrarouge]] moyen (de l'ordre de 10–20 μm). Le terme s'oppose aux technologies utilisées aux longueurs d'onde plus faible ([[rayon X|rayons X]] et [[rayon gamma|rayons gamma]]) où les miroirs sont utilisés en incidence rasante et aux longueurs d'onde plus élevées (infrarouge lointoin et [[onde radio|ondes radio]]) où le type de composants ([[Antenne radioéléctrique|antenne]]s, transmission électronique du [[signal]]) et de détecteurs ([[détection hétérodyne|hétérodyne]]s le plus souvent) est différent.<ref>A. F. Boden (2000) in [[#lawson-00|{{lang|en|''Principles of Optical Long Baseline Interferometry''}}]], p. 27-28</ref> {{Référence nécessaire|Optique est aussi utilisé pour désigner spécifiquement le [[spectre visible]] ; dans ce cas, l'on précise « optique et infrarouge ».}} {{article détaillé|ligne à retard (optique)}} Le terme « longue base » indique qu'il est composé de plusieurs télescopes séparés typiquement d'une dizaine de mètres ou plus et présente une [[ligne à retard]] compensant la [[différence de marche]] entres les différentes ouvertures.<ref name="scheme" /> {{Référence nécessaire|Il s'oppose à d'autres types d'interféromètres utilisant un seul télescope ([[interférométrie des tavelures]] ou [[interféromètre à masque de pupille]]), dont le [[pouvoir de résolution]] reste limité à celui du dit télescope.}} ==Liste d'interféromètres optiques à longue base== ===Anciens instruments=== {| class="wikitable" style="width: 100%; text-align: center" |+ style="text-align: left; text-justify: both; font-family: serif" |Liste historique d'interféromètres optiques à longue base avec les lignes de bases extrémales ''B'', le nombre de lignes de base ''N{{ind|B}}'', le nombre de télesco pes recombinés ''N''{{ind|tel}}, la longueur d'onde de fonctionnement ''λ'', la résolution spectrale Δ''λ''/Δ''λ'', la magnitude limite ''m''{{ind|lim}}, la précision sur le contraste des franges Δ''V''/''V'', la précision sur la phase différentielle ou de clôture Δ''φ'' et la résolution spatiale ''θ''{{ind|rés}}.'' |---------------------- style="vertical-align: top" !Nom !Opérateur !Lieu !''N{{ind|B}}''<ref name="param-NB">Nombre total de lignes de bases disponibles, avec relocalisation éventuelle des télescopes. Le nombre de lignes de bases observées simultanément peut être plus faible et vaut ''N''{{ind|tel}}(''N''{{ind|tel}}-1)/2.</ref> !''B''<ref name="param-B">Intervalle de lignes de base non projetées</ref><br /> (m) !''λ''<br />(μm) !''N''{{ind|tél}}<ref name="param-Ntel">"Nombre de télescopes recombinés. Le nombre de télescopes présents sur le site peut être plus élevé afin de minimiser les relocalisations de télescopes.</ref> !Période !''λ''/Δ''λ'' !''m''{{ind|lim}}<ref name="param-mlim">Magnitude corrélée, i.e. en tenant compte de la perte de flux si le contraste des franges diminue.</ref><br />(mag) !Δ''V''/''V'' !Δ''φ''<br />(mrad) !''θ''{{ind|rés}}<ref name="param-thres">Intervalle de résolution (permettant d'atteindre premier minimum de visibilité pour une étoile binaire) atteinte pour un objet au zénith, calculée à partir des lignes de bases extrémales et de la bande spectrale. Pour un objet à faible élévation, l'effet de projection de la ligne de base sur le ciel conduit à une moindre résolution, d'un facteur variant entre 1 et 2 pour une élévation de 30⁰. Les interféromètres peuvent mesurer la dimension d'un objet de plus faible taille, d'autant mieux que la précision sur la visibilité |Δ''V''/''V'' est bonne.</ref><br />(mas) |------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------ |rowspan="2" style="text-align: left"|GI2T<ref name="GI2T">Site du [http://www.obs-nice.fr/fresnel/gi2t/en/ Grand interféromètre à 2 télescopes]</ref> |rowspan="2"|[[Observatoire de la Côte d'Azur|OCA]] |rowspan="2"|[[Plateau du Calern|Calern]]<br />([[France]]) |rowspan="2"|—<ref name="GI2Tbases">La base peut être choisie continuement entre 12 et 65 mètres sur un axe nord-sud, voir ''[http://www.obs-nice.fr/fresnel/gi2t/en/telescopes_en.html Technical Characteristics of the Telescopes]''</ref> |rowspan="2"|12–65 |0,40–0,85 |2 |1980–2006<ref name="PLBSI">Peter R. Lawson (2000) in ''[[#lawson-00|Principles of Long Baseline Stellar Interferometry]]'', p. 330</ref> |1700—35000<ref name="GI2Tres">''[http://www.obs-nice.fr/fresnel/gi2t/fr/spectro_fr.html Informations techniques sur le spectrographe visible]''</ref> |''R''=6<ref>''[http://www.obs-nice.fr/fresnel/gi2t/fr/service_fr.html Caractéristiques techniques de la bonnette interférométrique]''</ref> |0,1 |70<ref name="GI2Tphi">Farrokh Vakili et coll., ''[http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/bib_query?1998A&A...335..261V Evidence for one-armed oscillations in the equatorial disk of zeta Tauri from GI2T spectrally resolved interferometry]'' in ''Astronomy & Astrophysics'', vol. 335, p. 261</ref> |1–14 |---- |1,1–2,4<ref name="GI2TIR">Un recombineur proche-infrarouge pour le GI2T est décrit par Gerd Weigelt et coll. dans ''[http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0004184 GI2T/REGAIN spectro-interferometry with a new infrared beam combiner]'', in ''Interferometry in Optical Astronomy'' éd. Pierre Léna & Andreas Quirrenbach, Proceedings of the SPIE, vol. 4006, pp. 617-626</ref> |2 |1999 |1500<ref name="GI2TIR" /> |? |0,1<ref>Déduit des graphiques de l'article de <sup>[[# note-GI2TIR|Gerd Weigelt et coll.]]</sup></ref> |<? |3–40 |----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |rowspan="2" style="text-align: left"|[[Infrared Optical Telescope Array|IOTA]]<ref name="IOTA"> Site de l'[http://www.cfa.harvard.edu/iota/ Infrared Optical Telescope Array]</ref> |rowspan="2"|[[Université de Harvard|Harvard]] |rowspan="2"|[[Mont Hopkins]]<br />([[États-Unis|USA]]) |rowspan="2"|136<ref name="IOTAbases">La description des configuration d'IOTA est décrite par Wesley Traub, ''[http://www.cfa.harvard.edu/iota/Publi/Memos/wes.mc.pdf Delay Line Geometry]''</ref> |rowspan="2"|5-38 |3,4–5,2<ref>Observations en L' de G. Chagnon et coll., ''[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002AJ....124.2821C L'-Band Interferometric Observations of Evolved Stars]''</ref><sup>,</sup><ref>Tests en bande M indiqués sur ''[http://cfa-www.harvard.edu/IOTA/history.html IOTA: History]''</ref> |2 |1995–2002 |? |''L''=−1 |0,02 |— |20–200 |--------- |1,1–2,4<ref name="IOTAperf">Les performances d'IOTA sont résumées sur ''[http://www.cfa.harvard.edu/iota/LOGISTIC/ IOTA: Site Logistics]''</ref> |3 |1993–2006 |? |''H''=7 |0,02 |10 |6–100 |------------------------------------------- |style="text-align:left"|Mark III<ref name="MarkIII">M. Shao et coll., ''[http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1988A%26A...193..357S The Mark III stellar interferometer]'', Astronomy and Astrophysics, vol. 193, no. 1-2 (1988)</ref> |[[US Naval Observatory|USNO]] |[[Observatoire du Mont Wilson|Mont Wilson]]<br />([[États-Unis]]) |4 |3–31<ref name="markIIIcap">R. S. Simon et coll., ''[http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1992AAS...181.1912S Recent Results from the Mark III Optical Interferometer]'', American Astronomical Society, 181st AAS Meeting, #19.12; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 24, p.1152 (1993)</ref> |0,5–0,8<ref name="markIIIcap" /> |2 |1986–1992<ref name="PLBSI" /> |20–32 |''V''=3<ref name="MarkIII" /> |0,01–0,10<ref>0,10 à 500 nm et 0,01 à 800 nm, d'après Christian Hummel, in ''[http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997ASPC..130...19H The Mark III Interferometer Spectroscopic Binary Program]'' ''The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research'' éd. Kam-Ching Leung, ASP Conference Serices, vol. 130 (1994)</ref> |— |3–50 |--------------------- |style="text-align:left"|20ft | | | |6 | |2 |1920–1931<ref name="past-inst">[http://olbin.jpl.nasa.gov/links/index.html {{lang|en|''Long Baseline Stellar Interferometers''}}], section « Operational Ground-Based Interferometers »</ref> | | | | | |--------------------- |style="text-align:left"|50ft | | | |15 | |2 |1931–1938<ref name="past-inst" /> | | | | | |---------------------- |style="text-align:left"|II | | | |? | |2 |1964-1976<ref name="past-inst" /> | | | | | |--------------------- |style="text-align:left"|I2T | | | | | |2 |1974–1987<ref name="past-inst" /> | | | | | |----------------------- |style="text-align:left"|Mark I | | | | | |2 |1979<ref name="past-inst" /> | | | | | |------------------------ |style="text-align:left"|Mark II | | | | | |2 |1982–1984<ref name="past-inst" /> | | | | | |------------------------ |style="text-align:left"|11.4m prototype | | |11,4 | | |2 |1985–1988<ref name="past-inst" /> | | | | | |-------------------------- |style="text-align:left"|MIRA-I | | | | | |2 |1998–1999<ref name="past-inst" /> | | | | | |---------------------------- |style="text-align:left"|IRMA | | | | | |2 |1990-1992<ref name="past-inst" /> | | | | | |---------------------------- |style="text-align:left"|Soir d'été | | | | | |2 |1979–1993<ref name="past-inst" /> | | | | | |} ===Instruments en service=== [[Image:Paranal platform.jpg|right|300px|thumb|Les télescopes unitaires de 8 m composant le [[Very Large Telescope|{{lang|en|''Very Large Telescope Interferometer'']]}} au [[Cerro Paranal]], [[Chili]].]] Sept interféromètres optiques à longue base sont en service en 2006, si l'on exclut les deux qui, tout en fonctionnant aux mêmes longueurs d'onde, utilisent des technologies différentes. Ils possèdent des fonctionnalités complémentaires en termes de longueur d'onde (de 0,45 à 13 μm), de ciel observable (deux dans l'[[hémisphère sud]], SUSI et VLTI), de résolution angulaire (0,2 à 300 millisecondes d'arc).<ref name="table-service">Voir table « Liste d'interféromètres optiques à longue base en service » et la note de pied de tableau.</ref> Les instruments avec une bonne [[magnitude limite]], possèdent une faible couverture des fréquences spatiales car ils comprennent un petit nombre de télescopes de grand diamètre afin de collecter suffisamment de lumière (par ex. KI et VLTI/VIMA) ; de manière complémentaire, ceux qui ont une bonne couverture du [[plan pupille]] nécessitent de petits télescopes (nombreux ou relogeables), ce qui limite leur sensibilité (comme NPOI ou VLTI/VISA).<ref name="table-service" /> Les instruments fonctionnant en infrarouge moyen (aux alentours de 10 μm), le VLTI et le KI, montrent de moins bonnes sensibilité et précision : à ces longueurs d'onde, la détection est limitée par le [[rayonnement thermique]] du ciel et des optiques non refroidies.{{Référence nécessaire}} {| class="wikitable" style="width: 100%; text-align: center;" |+ style="text-align: left; text-justify: both; font-family: serif" |Liste d'interféromètres optiques à longue base en service avec les lignes de bases extrémales ''B'', le nombre de lignes de base ''N{{ind|B}}'', le nombre de télescopes recombinés ''N''{{ind|tel}}, la longueur d'onde de fonctionnement ''λ'', la résolution spectrale ''λ''/Δ''λ'', la magnitude limite ''m''{{ind|lim}}, la précision sur le contraste des franges Δ''V''/''V'', la précision sur la phase différentielle ou de clôture Δ''φ'' et la résolution spatiale ''θ''{{ind|rés}}. Les performances indiquées sont les capacités actuelles de l'instrument, par ex. telles qu'annoncées dans les appels à proposition d'observation dans le cas d'instruments ouverts à la communauté. |---------------------- style="vertical-align: top" !Nom !Opérateur !Lieu !''N{{ind|B}}''<ref name="param-NB" /> !''B''<ref name="param-B" /> !''λ''<br />(μm) !''N''{{ind|tél}}<ref name="param-Ntel" /> !Début<ref>Année des premières franges sur le ciel.</ref> !''λ''/Δ''λ'' !''m''{{ind|lim}}<ref name="param-mlim" /><br />(mag) !Δ''V''/''V'' !Δ''φ''<br />(mrad) !''θ''{{ind|rés}}<ref name="param-thres" /> |----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |rowspan="2" style="text-align: left"| COAST<ref name="COAST">Site web du [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/ Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope]</ref> |rowspan="2"|[[Université de Cambridge|Cambridge]] |rowspan="2"|[[Royaume-Uni|UK]] |rowspan="2"|10<ref name="COASTdesc">Les caractéristiques instrumentales sont données par Chris Haniff et coll., ''[ftp://ftp.mrao.cam.ac.uk/pub/coast/spie4838-03-letter.pdf Progress at COAST 2000-2002]'', In ''Interferometry for Optical Astronomy II'', vol. 4838, proceedings SPIE, pp. 19, SPIE Press, 2003 et les développements récents sur la [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/ page de l'instrument]</ref> |rowspan="2"|4–67 |0,65–1,0 |4 |1991 |? |7 |0,04 |10 |2–50 |---- |1,0–2,3 |4 |1995 |? |3 |0,2 |10 |3–120 |---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |rowspan="2" style="text-align: left"|VLTI<ref name="VLTI">Site web du [http://www.eso.org/projects/vlti/ Very Large Telescope Interformeter]</ref><br />VIMA<ref name="VIMA">''VLT Interferometer Main Array'' composé des télescopes unitaires de 8 m.</ref> |rowspan="2"|[[Observatoire européen austral|ESO]] |rowspan="2"|[[Cerro Paranal|Paranal]]<br />([[Chili]]) |rowspan="2"|6<ref name="VLTIbases">Les différentes positions des télescopes et les lignes de base correspondantes sont disponibles sur la page ''[http://www.eso.org/observing/etc/doc/vlti/baseline/vltistations.html VLTI Station Layout]''. Toutes les lignes de bases possibles avec les télescopes auxiliaires ne sont pas proposées à la communauté. Au cours d'un trimestre d'observation, une dizaine de lignes de bases est disponible (voir ''[http://www.eso.org/paranal/insnews/vlti_overview.html Paranal Telescope and Instrument News: VLTI overview]'').</ref> |rowspan="2"|47–130 |1,1–2,4 |3 |2004 |30–12000<ref name="AMBER">Les performances du VLTI en infrarouge proche sont résumées sur la ''[http://www.eso.org/instruments/amber/ page de l'instrument AMBER]''</ref> |''K''=2–7<ref name="AMBER" /><sup>,</sup><ref name="VLTIlim">Dépend de la résolution spectrale et du mode d'observations choisis</ref> |0,01–0,03<ref name="AMBERpre">Le chiffre bas concerne la précision différentielle, le chiffre haut la précision absolue. Voir ''[http://www.eso.org/instruments/amber/inst/ AMBER Instrument]'' sur le site de l'ESO.</ref> |10–30<ref name="AMBERphi">Chiffre non officiel. Déduit de la précision sur la visibilité.</ref> |2–10 |---- |8–13 |2 |2002 |30–230<ref name="MIDI">Les performances du VLTI en infrargoue moyen sont indiquées sur la [http://www.eso.org/instruments/midi/overview.html Page de résumé de l'instrument MIDI].</ref> |''N''=2–4<ref name="MIDI" /><sup>,</sup><ref name="VLTIlim" /> |0,1 |250 |13–60 |---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |rowspan="2" style="text-align: left"|VLTI<ref name="VLTI" /><br />VISA<ref name="VISA">''VLT Interferometer Sub-Array'' composé des télescopes unitaires de 8 m et des auxiliaires relogeables de 1,8 m</ref> |rowspan="2"|[[Observatoire européen austral|ESO]] |rowspan="2"|[[Cerro Paranal|Paranal]]<br />([[Chili]]) |rowspan="2"|248<ref name="VLTIbases" /> |rowspan="2"|8–202 |1,1–2,4 |3 |2005<ref name="VLTIpr">Press release de l'ESO ''[http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-06-05.html VLTI First Fringes with Two Auxiliary Telescopes at Paranal]''</ref> |30–2000<ref name="AMBER" /> |''K''=1–5<ref name="AMBER" /><ref name="VLTIlim" /> |0,01–0,02<ref name="AMBERpre" /> |10–20<ref name="AMBERphi" /> |1–60 |---- |8–13 |2 |2005<ref name="VLTIpr" /> |30–230 |''N''=0–1<ref name="MIDI" /><ref name="VLTIlim" /> |0,1{{Référence nécessaire}} |250 |8–300 |---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |style="text-align: left"|PTI<ref name="PTIsite">Site du [http://msc.caltech.edu/missions/Palomar/ Palomar Testbed Interferometer]</ref> |[[Jet Propulsion Laboratory|JPL]] |[[Observatoire du Mont Palomar|Mont Palomar]]<br />([[États-Unis]]) |3<ref name="PTIdesc">Une description de l'instrument est donnée par M. Colavita et coll., ''[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9810262 The Palomar Testbed Interferometer]'', The Astrophysical Journal, vol. 510, t. 1, pp. 505-521 (1998)</ref> |86–110<ref name="PTIdesc" /> |1,6–2,4<ref name="PTIsens">Les capacités sont résumées sur ''[http://msc.caltech.edu/software/PTISupport/PTIoverview.html PTI Visibility Overview]''.</ref> |2 |1995 |25–50<ref name="PTIspec">La résolution spectrale est déduite du nombre de canaux spectraux sur les bandes H et K. L'estimation est cohérente avec une configuration « typique » indiquée par M. Colavita et coll. dans ''[http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9810462 Fringe visibility estimators for the Palomar Testbed Interferometer]'', in ''The Publications of the Astronomical Society of the Pacific'', vol. 111, n{{exp|o}} 755, pp. 111-117 (1999)</ref> |''K''=6<ref name="PTIsens" /> |0,02<ref name="PTIprec">Mark Colavita, ''[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9810462 Fringe Visibility Estimators for the Palomar Testbed Interferometer]'', in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, issue 755, pp. 111-117.</ref> |0,1 |3–6 |---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |rowspan="2" style="text-align: left"|KI<ref>Sit du [http://planetquest.jpl.nasa.gov/Keck/keck_intro.cfm Keck Interferometer]</ref> |rowspan="2"|[[Jet Propulsion Laboratory|JPL]] |rowspan="2"|[[Mauna Kea]]<br />([[États-Unis]]) |rowspan="2"|2 |rowspan="2"|85 |2,0–2,4<ref name="KIstatus">Les performances du Keck Interferometer sont données par M. Colavita dans ''[http://planetquest.jpl.nasa.gov/documents/ki_status.pdf Keck Interferometer status and plans]'', 2004</ref> |2 |2001 |? |''K''=10? |0,04 |1 |4–5 |---- |8–13 |2 |2004<ref>Le KI à 10 microns est résumé dans l'article de Mark Colavita et coll. ''[http://planetquest.jpl.nasa.gov/Keck/NullerSPIE2006d.pdf Nulling at the Keck interferometer]'', in '' Advances in Stellar Interferometry'', éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268</ref> |? |? |? |? |20–30 |---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |style="text-align: left"|[[NPOI]]<ref>Site du [http://ftp.nofs.navy.mil/projects/npoi/ Navy Prototype Optical Interferometer]</ref> |[[US Naval Observatory|USNO]] |[[Observatoire Lowell|Lowell]]<br />([[États-Unis]]) |435 |2–437<ref name="NPOIpub">Les principales caractéristiques de NPOI sont données par J. T. Armstrong et coll. dans ''[http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v496n1/36605/36605.pdf The Navy Prototype Optical Interferometer]'', in ''The Astrophysical Journal'', vol. 496, pp. 550-571 ([[1998]])</ref> |0,45–0,85 |6 |1994<ref name="NPOItl">''[http://ftp.nofs.navy.mil/projects/npoi/develop.htm Development of the NPOI]''</ref> |35–70<ref>Valeur approximative déduite de la bande spectrale et du nombre de canaux spectraux.</ref> |''V''=5<ref>C.A. Hummel, ''[http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..21/PDF/RMxAC..21_hummel.pdf Observations of the triple star η Virginis with a long baseline optical interferometer]'', in ''Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica'' (serie de conferencias), vol. 21, pp. 41-44 (2004) ; le site de NPOI indique pouvoir atteindre V = 8–9 prochainement.</ref> |0,04 |10 |0,2–80 |---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |style="text-align: left"|MIRA-I.2<ref name="MIRAI2">''Mitika Optical/Infrared Array'' opéré à [[Tokyo]] ([[Japon]]) par l'Observatoire national du Japon ; les principales caractéristiques sont données par Masanori Yoshizawa dans ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2006SPIE.6268E...8Y MIRA status report: recent progress of MIRA-I.2 and future plans]'', in Advances in Stellar Interferometry. Edited by Monnier, John D.; Schöller, Markus; Danchi, William C.. Proceedings of the SPIE, Volume 6268, pp. (2006)</ref> |[[Observatoire national astronomique du Japon|NAOJ]] |[[Tokyo]]<br />([[Japon]]) |2 |30 |0,6–1,0 |2 |2002<ref>Premières franges sur une ligne de base de test en 2001. Les premières franges sur la ligne de base de 30 m ont été obtenues en 2002. Voir : Koichi Sato et coll., ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003SPIE.4838.1072S The instrumentation, object stars and the first observations of MIRA-I.2 (Mitaka optical and infrared array)]'', in ''Interferometry for Optical Astronomy II.'', éd Wesley A. Traub, Proceedings of the SPIE, vol. 4838, pp. 1072-1079 (2003).</ref> |? |''I''=4,5 |0,10 |— |4–7 |---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |style="text-align: left"|SUSI<ref name="SUSI">Site du [http://www.physics.usyd.edu.au/astron/susi/ Sydney University Stellar Interferometer]</ref> |[[Université de Sydney|Sydney]]<br />[[Australie]] |Narrabi<br />([[Australie]]) |10<ref>L'état actuel de l'instrument se trouve résumé par John Davis et coll. dans ''[http://bookstore.spie.org/index.cfm?fuseaction=DetailPaper&ProductId=668982 SUSI: an update on instrumental developments and science]'' in '' Advances in Stellar Interferometry'', éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268</ref> |5–160 |0,43–0,95 |2 |1991 |? |''B''=2,5, ''I''=5 |0,04 |10 |0,5–40 |--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |style="text-align: left"|CHARA<ref name="CHARA">Site du [http://www.chara.gsu.edu/CHARA/ CHARA Array]</ref> |[[CHARA]] |[[Observatoire du Mont Wilson|Mont Wilson]]<br />([[États-Unis]]) |15<ref name="chara-paper">{{en}} T. A. ten Brummelaar, H. A. McAlister, S. T. Ridgway, W. G. Bagnuolo Jr., N. H. Turner, L. Sturmann, J. Sturmann, D. H. Berger, C. E. Ogden, R. Cadman, W. I. Hartkopf, C. H. Hopper et M. A. Shure, ''[http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v628n1/61658/61658.html First Results from the CHARA Array. I. A Description of the Instrument]'', dans ''Astrophysical Journal'', vol. 628, p. 453-465 (2005)</ref> |34–331<ref name="chara-paper" /> |V, K |2<ref name="chara-paper" /> (4?) | | | | | | |-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- |colspan="13" style="text-align: left; justify: both" | <small>Note : L'instrument ''Infrared Space Interferometer'' (ISI) est un interféromètre à deux télescopes fonctionnant en infrarouge moyen (10 μm). Sa technologie de [[détection hétérodyne]] le rapproche toutefois des [[interféromètre radio|interféromètres radio]]. Le ''Large Binocular Telescope'' (LBT) est un interféromètre optique avec une ligne de base de 16 m ; toutefois les deux [[miroir]]s sont disposés sur une [[monture]] unique, de sorte que sa technologie se rapproche de celles des télescopes classiques, notamment par l'absence de ligne à retard longue.</small> |} ==Voir aussi== ===Articles connexes=== * [[Interféromètre]]s de [[interféromètre de Michelson|Michelson]] et de [[fentes de Young|Young]] * [[Interférométrie à très longue base]] ===Liens externes=== * {{en}} [http://olbin.jpl.nasa.gov/ {{lang|en|''Optical Long Baseline Interferometry''}}], bulletin d'information spécialisé hébergé par le [[Jet Propulsion Laboratory]] * {{en}} [http://olbin.jpl.nasa.gov/news/history.html {{lang|en|''Timeline for Stellar Interferometry since 1955''}}] ===Bibliographie=== ====Articles de vulgarisation==== * {{en}} Antoine Labeyrie, {{lang|en|''Stellar interferometry: a widening frontier''}}, dans {{lang|en|''Sky & Telescope''}} {{ISSN|0037-6604}} n° 63 (avril 1983), p. 334-338 * {{en}} Thomas Armstrong, Donald Hutter, Kanneth Johnston et David Mozurkewich, {{lang|en|''Stellar Optical Interferometry in the 1990s''}}, dans {{lang|en|''[[Physics Today]]''}} {{ISSN|0031-9228}}, vol. 48, n° 5 (mai 1995), p. 42-49. * {{fr}} Sacha Loiseau et Guy Perrin, ''Interférométrie optique : ombres et lumières sur l'univers'' dans ''[[La Recherche]]'', n° 292 (novembre 1996), p. 68-72 * {{fr}} Arsen R. Hajian et J. Thomas Armstrong, dans ''Pour la Science'' {{ISSN|0153-4092}} n° 283 (mai 2001) (traduction de {{lang|en|''A Sharper View of the Stars''}} dans {{lang|en|''[[Scientific American]]''}} {{ISSN|0036-8733}} de mars 2001 {{lire en ligne|lien=http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=0000FFB8-76A3-1C70-84A9809EC588EF21}}) {{Lire en ligne|lien=http://www.pourlascience.com/index.php?ids=oBGgfCqUMKYEldQHOnPY&Menu=Pls&Action=3&idn3=536}} * {{en}} William Speed Reed, Amy Eckert (photographie), {{lang|en|''The Very Best Telescope''}}, dans {{lang|en|''Discover''}}, vol. 23, n° 10, octobre 2002, p. ??? {{lire en ligne|lien=http://www.discover.com/issues/oct-02/features/feattelescope/}} * {{en}} Peter R. Lawson, {{lang|en|''Optical interferometry comes of age''}}, {{lang|en|''Sky & Telescope''}} {{ISSN|0037-6604}} n° 82 (mai 2003), p. 30-39 ====Cours de niveau master==== * <span id="lawson-06">{{Ouvrage|lien langue={{en}}|titre=Principles of Long Baseline Stellar Interferometry|auteurs=Peter R. Lawson|éditeur=John Wiley & Sons Inc.|collection=Interscience|année=2006|isbn=0-471-71341-4|pages=600}}</span> * <span id="lawson-00">{{Ouvrage|lien langue={{en}}|titre=Principles of Long Baseline Stellar Interferometry|auteurs=Peter R. Lawson|éditeur=[[Jet Propulsion Laboratory]]|lieu=[[Pasadena]]|année=2000|pages=338|lire en ligne=http://olbin.jpl.nasa.gov/iss1999/index.html|lire en ligne=http://olbin.jpl.nasa.gov/iss1999/coursenotes.html}}</span> ====Articles de revue spécialisés==== * {{en}} Andreas Quirrenbach, {{lang|en|''Optical Interferometry''}}, {{lang|en|''[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]''}}, vol. 39, p. 353-401 (2001) {{ISSN|0066-4146}} {{lire en ligne|lien=http://astro.annualreviews.org/cgi/reprint/39/1/353}} * {{en}} Michael Shao et Mark M. Colavita, {{lang|en|''Long baseline optical and infrared stellar interferometry''}}, {{lang|en|''[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]''}}, vol. 30, p. 457-498 (1992) {{ISSN|0066-4146}} {{lire en ligne|lien=http://arjournals.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev.aa.30.090192.002325}} * {{en}} François Roddier and Pierre Léna, {{lang|en|''Long-baseline Michelson interferometry with large ground-based telescopes operating at optical wavelengths''}}, {{lang|en|''Journal of Optics''}}, vol. 15, issue 4, p. 171-182 (1984) {{ISSN|0150-536X}} {{lire en ligne|lien=http://www.iop.org/EJ/article/0150-536X/15/4/002/jov15i4p171.pdf}} ===Notes et références=== {{Références|colonnes=2}} {{Portail astronomie}} [[Catégorie:Interféromètre]]