Un interféromètre optique à longue base est un type d'interféromètre composé de plusieurs télescopes et fonctionnant dans le spectre visible ou infrarouge. Il est utilisé en astronomie afin d'obtenir un pouvoir de résolution (finesse de l') plus grand qu'avec un seul télescope.

Signification du nom

« Interféromètre » indique que l'instrument produit des interférences à partir de la lumière reçue de l'objet céleste observé. La mesure effectuée concerne les paramètres des interférences : contraste, phase et quantités dérivées.

« Optique » signifie que la technologie repose sur les composants classiques d'optique géométrique : lentilles et miroirs utilisés en incidence quasi-normale (plus récemment composants d'optique intégrée) et capteurs photographiques. Les longueurs d'onde vont de l'ultraviolet (de l'ordre de ) à l'infrarouge lointain (de l'ordre de 10–). Le terme s'oppose aux technologies utilisées aux longueurs d'onde plus faibles (rayons X et rayons gamma) où les miroirs sont utilisés en incidence rasante et aux longueurs d'onde plus élevées (infrarouge lointain et ondes radio) où le type de composants (antennes, transmission électronique du signal) et de détecteurs (hétérodynes le plus souvent) est différentA. F. Boden (2000) in , p. 27-28.

L'expression « 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 entre les différentes ouvertures. 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, le nombre de télescopes recombinés N, la longueur d'onde de fonctionnement λ, la résolution spectrale λ/Δλ, la magnitude limite m, la précision sur le contraste des franges ΔV/V, la précision sur la phase différentielle ou de clôture Δφ et la résolution spatiale θ.|- style="vertical-align: top" !Nom !Opérateur !Lieu !NNombre 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(N-1)/2. !BIntervalle de lignes de base non projetées (m) !λ(μm) !N"Nombre de télescopes recombinés. Le nombre de télescopes présents sur le site peut être plus élevé afin de minimiser les relocalisations de télescopes. !Période !λ/Δλ!mMagnitude corrélée, i.e. en tenant compte de la perte de flux si le contraste des franges diminue.(mag) !ΔV/V!Δφ(mrad) !θIntervalle 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 |ΔV/V est bonne.(mas) |- |style="text-align: left"|Site du Palomar Testbed Interferometer |JPL |Mont Palomar(États-Unis) |3Une description de l'instrument est donnée par M. Colavita et coll., The Palomar Testbed Interferometer, The Astrophysical Journal, vol. 510, t. 1, p. 505-521 (1998) |86–110 |1,6–2,4Les capacités sont résumées sur PTI Visibility Overview, sur msc.caltech.edu. |2 |1995--2008 |25–50La 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 Fringe visibility estimators for the Palomar Testbed Interferometer, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, , p. 111-117 (1999) |K=6 |0,02 |0,1 |3–6 |- |rowspan="2" style="text-align: left"|KISite du Keck Interferometer |rowspan="2"|JPL |rowspan="2"|Mauna Kea(États-Unis) |rowspan="2"|2 |rowspan="2"|85 |2,0–2,4 M. Colavita, Keck Interferometer status and plans , 2004 : performances du Keck Interferometer |2 |2001--2012 |? |K=10 |0,04 |1 |4–5 |- |8–13 |2 |2004Le KI à 10 micromètres est résumé dans l'article de Mark Colavita et coll. Nulling at the Keck interferometer , in Advances in Stellar Interferometry, éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268 |? |? |? |? |20–30 |- |rowspan="2" style="text-align: left"|GI2TSite du Grand interféromètre à deux télescopes , sur obs-nice.fr. |rowspan="2"|OCA |rowspan="2"|Calern(France) |rowspan="2"|—La base peut être choisie continument entre 12 et 65 mètres sur un axe nord-sud, voir Technical Characteristics of the Telescopes |rowspan="2"|12–65 |0,40–0,85 |2 |1980–2006Peter R. Lawson (2000) in Principles of Long Baseline Stellar Interferometry, p. 330 |1700—35000Informations techniques sur le spectrographe visible , sur obs-nice.fr |R=6Caractéristiques techniques de la bonnette interférométrique , sur obs-nice.fr |0,1 |70Farrokh Vakili et coll., Evidence for one-armed oscillations in the equatorial disk of zeta Tauri from GI2T spectrally resolved interferometry in Astronomy & Astrophysics, , . |1–14 |- |1,1–2,4Un recombineur proche-infrarouge pour le GI2T est décrit dans : . |2 |1999 |1500 |? |0,1Déduit des graphiques de l'article de Gerd Weigelt et al. (). |<? |3–40 |- |rowspan="2" style="text-align: left"|IOTA Infrared Optical Telescope Array , sur cfa.harvard.edu. |rowspan="2"|Harvard |rowspan="2"|(USA) |rowspan="2"|136La description des configurations d'IOTA est décrite par Wesley Traub : Delay Line Geometry , sur cfa.harvard.edu |rowspan="2"|5-38 |3,4–5,2 Observations en L' de G. Chagnon et coll., L'-Band Interferometric Observations of Evolved Stars, sur adsabs.harvard.eduTests en bande M indiqués sur IOTA: History |2 |1995–2002 |? |L=−1 |0,02 |— |20–200 |- |1,1–2,4 Les performances d'IOTA sont résumées sur IOTA: Site Logistics , sur cfa.harvard.edu |3 |1993–2006 |? |H=7 |0,02 |10 |6–100 |- |style="text-align:left"|Mark M. Shao et coll., The Mark III stellar interferometer, Astronomy and Astrophysics, vol. 193, no. 1-2 (1988) |USNO |Mont Wilson(États-Unis) |4 |3–31R. S. Simon et coll., 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) |0,5–0,8 |2 |1986–1992 |20–32 |V=3 |0,01–0,100,10 à 500 nm et 0,01 à 800 nm, d'après Christian Hummel, in 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) |— |3–50 |- |style="text-align:left"|20 ft

|6 | |2 |1920–1931, section « Operational Ground-Based Interferometers »

|style="text-align:left"|50 ft

|15 | |2 |1931–1938

|style="text-align:left"|

|? | |2 |1964-1976

|style="text-align:left"|I2T

|2 |1974–1987

|style="text-align:left"|Mark

|2 |1979

|style="text-align:left"|Mark

|2 |1982–1984

|style="text-align:left"| prototype

|11,4

|2 |1985–1988

|style="text-align:left"|MIRA-I

|2 |1998–1999

|style="text-align:left"|IRMA

|2 |1990-1992

|style="text-align:left"|Soir d'été

|2 |1979–1993

Instruments en service

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 ), de ciel observable (deux dans l'hémisphère sud, SUSI et VLTI), de résolution angulaire (0,2 à d'arc)Voir table « Liste d'interféromètres optiques à longue base en service » et la note de pied de tableau..

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).

Les instruments fonctionnant en infrarouge moyen (aux alentours de ), 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.