L'interférométrie : combiner des télescopes pour voir grand comme la Terre
Un télescope ne peut pas distinguer des détails plus fins qu'une limite fixée par sa taille. En combinant la lumière de plusieurs instruments éloignés, les astronomes repoussent cette limite, jusqu'à photographier l'ombre d'un trou noir.
Pourquoi construire des télescopes toujours plus grands ? Pour recueillir plus de lumière, mais aussi pour voir plus fin. La lumière est une onde, et une onde qui traverse une ouverture se diffracte : même un instrument parfait donne d'une étoile ponctuelle une petite tache, et non un point. Deux objets plus proches que la taille de cette tache se confondent. Pour un miroir de diamètre D observant à la longueur d'onde \lambda, l'angle minimal que l'on peut séparer vaut environ :
\theta \approx 1{,}22\,\frac{\lambda}{D}
Pour voir deux fois plus fin, il faut un miroir deux fois plus grand. Mais on ne peut pas construire des miroirs de plusieurs centaines de mètres. L'interférométrie contourne l'obstacle.
L'idée de Michelson
À la fin du XIXᵉ siècle, le physicien américain Albert Michelson propose une astuce. Au lieu d'un grand miroir, on recueille la lumière en deux points éloignés d'une distance B, la ligne de base, et on la fait se superposer. Les deux ondes interfèrent : selon leur décalage, elles se renforcent ou s'annulent, et produisent des franges claires et sombres. La netteté de ces franges renseigne sur la structure de la source avec une finesse de l'ordre de \lambda/B, comme si l'on disposait d'un miroir de diamètre B.
Michelson applique l'idée au télescope du mont Wilson, en Californie : en 1920, avec Francis Pease, il mesure pour la première fois le diamètre d'une étoile autre que le Soleil, la supergéante Bételgeuse. Le prix à payer est une précision extrême. Les chemins parcourus par la lumière depuis chaque point de collecte doivent rester égaux à une fraction de longueur d'onde près.
Le VLTI : quatre géants qui n'en font qu'un
Au Chili, sur le mont Paranal, l'ESO exploite le Very Large Telescope Interferometer (VLTI). Il combine la lumière des quatre télescopes principaux de 8,2 mètres, ou de quatre télescopes mobiles de 1,8 mètre. Ces derniers peuvent être écartés jusqu'à 200 mètres : le réseau voit alors aussi fin qu'un télescope virtuel de 200 mètres de diamètre, environ 17 fois plus fin qu'un seul des grands télescopes. Dans des tunnels souterrains, des miroirs montés sur chariots égalisent les trajets lumineux à un millième de millimètre près.
Des instruments comme GRAVITY ou MATISSE ont permis d'observer la surface d'étoiles, de photographier directement des exoplanètes et de suivre les étoiles qui tournent autour du trou noir central de notre Galaxie, des travaux distingués par le prix Nobel de physique 2020.
ALMA et l'Event Horizon Telescope
Aux longueurs d'onde millimétriques, l'interférométrie est plus facile à mettre en œuvre, car la tolérance sur l'égalité des trajets, proportionnelle à la longueur d'onde, y est bien plus large. Sur le plateau de Chajnantor, à environ 5 000 mètres d'altitude, l'observatoire ALMA réunit 66 antennes, qui peuvent être dispersées sur 16 kilomètres. Il observe le gaz et la poussière froids où naissent les étoiles et les planètes, avec une finesse jusqu'à dix fois supérieure à celle de Hubble.
En reliant des radiotélescopes répartis sur plusieurs continents, on obtient une ligne de base de la taille de la Terre. C'est l'Event Horizon Telescope (EHT), dont ALMA est un maillon. Chaque station enregistre ses données en les datant précisément, et la combinaison se fait ensuite par ordinateur. À \lambda = 1{,}3 mm, avec B \approx 12\,700 km, le diamètre de la Terre, on trouve \lambda/B \approx 10^{-10} radian, soit une vingtaine de millionièmes de seconde d'arc.
Le 10 avril 2019, la collaboration EHT a publié la première image de l'ombre d'un trou noir : celui de la galaxie M87, à 55 millions d'années-lumière, d'une masse de 6,5 milliards de soleils. Le 12 mai 2022 a suivi celle de Sagittarius A*, au centre de notre Galaxie, à 27 000 années-lumière. Sur le ciel, elle a à peu près la taille d'un beignet posé sur la Lune.
Et sur Terre ?
Les interféromètres sont des outils quotidiens de l'industrie. Ils contrôlent la forme de surfaces optiques au nanomètre près et mesurent des distances avec une grande exactitude. En médecine, une technique d'imagerie fondée sur le même principe, la tomographie par cohérence optique, permet d'examiner les couches de la rétine. Et les satellites radar qui comparent deux images d'une même région détectent des mouvements du sol de quelques millimètres, utiles pour surveiller glissements de terrain et affaissements.
Dans l'espace, une flotte de télescopes interférométriques pourrait un jour éteindre la lumière d'une étoile pour faire apparaître ses planètes : c'est l'interférométrie annulante, dont une marche d'Anthropolaris vise la démonstration sur un banc de laboratoire européen (voir la marche G-SGT-09).
Vers des lignes de base spatiales
La Terre limite désormais l'EHT : pour voir plus fin, il faudrait placer des antennes en orbite, ou observer à des longueurs d'onde plus courtes. Dans l'infrarouge, des télescopes spatiaux volant en formation pourraient un jour analyser l'atmosphère de planètes semblables à la Terre. Le principe posé par Michelson il y a plus d'un siècle n'a pas fini de servir.