1. Contexte scientifique

Depuis le début des années soixante-dix, les techniques de haute résolution angulaire pour l'optique et l'infrarouge ont fait des progrès croissants. Le niveau de maturité suffisant de l'interférométrie optique/infrarouge et de l'optique adaptative ont permis d'imaginer de grands interféromètres en cours de réalisation (VLTI et KeckI) qui seront ouverts à toute la communauté des astronomes contrastant ainsi avec les instruments d'équipe construits jusqu'à présent. Jusqu'alors limitée à l'étude de la physique stellaire, l'interférométrie va donner accès à des sources extragalactiques précédemment trop faibles en raison de la taille modeste des pupilles. Le VLTI et l'interféromètre Keck auront une résolution de 3 millisecondes d'angle à 2 µm. Cette résolution angulaire se traduit, par exemple, par une résolution linéaire sur des noyaux actifs de galaxie distants de 20 Mpc de 0.3 pc ce qui permet en théorie de résoudre le tore de poussière mais laisse non résolu le disque d'accrétion situé au centre dans la « broad line region ». Le même constat peut être fait pour d'autres types d'objets nécessitant une résolution angulaire supérieure à celle apportée par Keck et VLTI. Il est donc nécessaire de gagner un ordre de grandeur sur la résolution angulaire pour permettre l'étude d'objets dont la distribution spatiale d'intensité reste très piquée. Il faut pour cela se lancer dans la réalisation de projets interférométriques de base kilométrique. Telle est la justification astrophysique du projet `OHANA qui sera développée ci-dessous à propos de quatre exemples : noyaux actifs de galaxie, objets jeunes, naines brunes, étoiles céphéides.

D'un point de vue technique, l'avènement de grands télescopes corrigés par optique adaptative permet de concevoir des interféromètres très résolvants pour deux raisons. Tout d'abord, le gain en sensibilité dû aux grandes pupilles permet l'observation de sources plus faibles et plus lointaines qui nécessitent donc une résolution plus importante. Dans les cas de sources plus brillantes résolues, la fraction d'énergie disponible à hautes fréquences spatiales est faible et il est donc nécessaire de disposer d'un instrument sensible pour pouvoir mesurer de telles fréquences spatiales. En complément aux grandes pupilles se pose le problème du transport des faisceaux pour des bases kilométriques. La technologie des fibres monomodes a atteint, dans le proche infrarouge (de 1 à 2,5 µm), un niveau de maturité suffisant pour offrir une solution au problème du transport des faisceaux en interférométrie très longue base. Telles sont les deux justifications techniques du projet `OHANA.
 
 

2. `OHANA

2.1. Description générale

Le sommet du Mauna Kea possède un parc de télescopes comprenant 2 miroirs monolithiques de 8 mètres de diamètre, 2 miroirs ségmentés de 11 mètres de diamètre et 3 télesccopes de classe 4 mètres, tous équipés de systèmes d'optique adaptative. Ces télescopes sont repartis sur un rectangle d'environ 300 sur 800 mètres de côté orienté selon deux axes Nord-Ouest et Sud-Est. C'est un site reconnu pour la qualité de son ciel (bonne transparence, peu de turbulence), idéal pour la haute résolution angulaire. L'idée de relier tous ces télescopes pour former un interféromètre géant a initialement été proposée par l'Observatoire de Paris (J.-M. Mariotti et al., 1996, A&AS 116, 381).

La figure 1. montre la disposition des télescopes du Mauna Kea, ainsi que les bases possibles. Le site offre à la fois des bases longues et des bases courtes, la base la plus courte étant de 160 mètres entre GEMINI et CFH (si l'on exclue l'interféromètre Keck). La table ci-dessous donne les positions relatives des télescopes du site du Mauna Kea (information P. Wizinowich, Keck)
 

Le réseau de télescopes permet une bonne couverture du plan des fréquences spatiales comme le montre la figure ci-dessous simulant l'observation d'une source non résolue de déclinaison 20° (les traces dans le plan des fréquences spatiales sont limitées à des distances zénithale de la source supérieure à 60°)

La comparaison avec Keck et VLTI montre qu'OHANA fournira des données complémentaires à ces deux interféromètres et qu'une chaîne de résolution complète peut être établie depuis 50 mas jusqu'à 0,5 mas (télescope 8-10m -- VLTI et Keck -- `OHANA).

2.2. Historique du projet

Le projet trouve son acte fondateur dans une proposition faite à l'ESO en 1995 par le groupe d'interférométrie infrarouge de l'Observatoire de Paris d'un « VLTI pas cher » dans laquelle les télescopes de Paranal étaient reliés par des fibres monomodes le tout s'appuyant sur un système VLTI rudimentaire. Le redémarrage du VLTI en 1996 a rendu caduque cette proposition. L'idée était cependant originale et a été revue sous l'impulsion de Jean-Marie Mariotti dans le contexte tout à fait unique du site du Mauna Kea. Elle a donc donné lieu à l'article « Interferometric connection of large ground-based telescopes », J.-M. Mariotti et al., Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 116, 381-393 (1996).

Depuis cet article, des réunions informelles ont eu lieu au printemps 1998 avec des acteurs du Mauna Kea. Une proposition d'action thématique innovante a été faite au CNRS mi-1999. La suite favorable accordée à cette proposition a permis d'engager la discussion sur la réalisation proprement dite du projet. Deux réunions se sont déroulées au CFH en mars et décembre 2000. Parmi les participants étaient notamment présents les directeurs des observatoires locaux ou leurs adjoints. Lors de la première réunion a été crée un comité `OHANA regroupant des représentants de chaque institut impliqué et offrant un cadre de contact et de discussion. Ces deux réunions ont eu pour but de préciser les étapes du projet et de s'assurer de l'intérêt et de l'implication des observatoires faisant partie du comité. En particulier, les directeurs des plus grands observatoires (CFH, GEMINI, Keck, IRTF) apportent leur aide pour la réalisation des deux premières phases en permettant l'accès à leurs télescopes ainsi qu'en donnant quelques nuits de temps technique ou discrétionnaire pour démontrer la faisabilité du projet. Les minutes de ces réunions sont disponibles sur http://www.cfht.hawaii.edu/~lai/ohana.html.
 
 

3. Réalisation

3.1. Phases

Trois phases ont été déterminées :

• Phase I (2000-2001) : étude et démonstration de l'injection au foyer de Keck, Gemini et CFH
• Phase II (2002-2003) : démonstration de la recombinaison d'au moins une base de plus de 150 mètres et de la production de données scientifiques uniques (bases visées : CFH-Gemini, CFH-UKIRT, Gemini-UKIRT, IRTF-Keck, IRTF-Subaru, Subaru-Keck).
• Phase III (post 2003) : réalisation complète d'OHANA.

La phase II permettra la réalisation de l'interféromètre optique le plus grand jamais réalisé avec une base maximale de 454 mètres (IRTF-Subaru). Au niveau de la phase II, les bases les plus longues ne seront pas acessibles mais un jeu important de bases d'orientations quasi perpendiculaires (Est-Ouest et Nord-Sud) permettront l'accès à des données interférométriques uniques.

3.2. Équipes impliquées

`OHANA est pour l'instant géré comme une collaboration entre les différents télescopes impliqués au Mauna Kea, quelques équipes en France, l'Université d'Hawaï et le NOAO à Tucson, le noyau du projet étant constitué par l'Observatoire de Paris et le CFH.

Équipes hawaïennes et américaines :

CFH (G. Fahlman, O. Lai)

Gemini (M. Moutain, J.R. Roy, F. Rigaut)

Keck (F. Chaffe, P. Wizinowich)

Université d'Hawaï (R. Kudriztki, D. Hall)

IRTF (A. Tokunaga, D. O'Connor)

UKIRT (A. Adamson, C. Dainty)

Subaru (J. Nishikawa, H. Ando)

NOAO (S. Ridgway)

Équipes française :

IRCOM Limoges (F. Reynaud)

LAOG (F. Ménard, C. Dougados, F. Malbet)

Observatoire de Paris (8 ITA, 5 chercheurs, 1 doctorant)

Un des objectifs de l'année à venir est de constituer des groupes scientifiques travaillant à la préparation d'observations avec `OHANA. Ces groupes sont ouverts aux bonnes volontés en France et à l'étranger. Pour l'instant, des travaux ont débuté sur les quatre sujets suivants :

- Noyaux actifs de galaxies

- Objets stellaires jeunes

- Naines brunes

- Étoiles Céphéides
 
 

4. Performances anticipées

Une étude des performances anticipées d'OHANA a été présentée à la conférence SPIE de Mars 2000 à Munich (G. Perrin et al., 2000, SPIE 4006, 708). Nous en rappelons ici les résultats.

4.1. Résolution

La résolution maximale est de 0,25 mas en bande J et 0,5 mas en bande K entre Gemini et Subaru.

4.2. Champ

`OHANA est un instrument strictement monomode. Le champ instantanée maximum est donc donné par la résolution des pupilles individuelles. Le champ minimum pour Keck est de 20 mas en bande J et de 40 mas en bande K. Cette limitation en champ n'est pas rédhibitoire. Pour accroître ce champ, une technique de type mapping développée en interférométrie radio pourra par exemple être employée. Comme le montrent les cas scientifiques, beaucoup peut être fait avec cette taille de champ en apparence petite.

4.3. Sensibilité

Le calcul de la sensibilité d'un interféromètre est toujours périlleux car il dépend d'un nombre important de paramètres qui ne sont pas tous exactement connus. Pour cette raison, nous avons calculé une zone de sensibilité fonction des paramètres les plus incertains contenant très probablement la sensibilité réelle d'OHANA. La figure 3 donne le résultat en bande K. La sensibilité moyenne en bandes J, H et K est de magnitude 13. Il s'agit de la sensibilité sans stabilisation de la différence de marche nulle et donc sans possibilité d'intégration. Avec un système suiveur de frange sur source brillante hors axe permettant des poses longues la sensibilité d'OHANA peut être accrue de 5 magnitudes environ.

5. Exemples de sujets d'études astrophysiques pour `OHANA

5.1. Noyaux actifs de galaxies

Le modèle unifié des noyaux actifs de galaxie décrit les structures nécessaires pour expliquer les observations spectroscopiques de ces objets (régions de raies étroites, de raies larges, variabilité, etc). Chacune de ces structures est asscoiée à une échelle de grandeur :

• Les régions de flambée d'étoiles ont des tailles caractéristiques de l'ordre de la centaine de parsec au kiloparsec, facilement observables grâce à l'optique adaptative.

• A l'échelle d'une dizaine de parsec, le modèle unifié décrit la région d'émission des raies étroites que l'on peut commencer à observer avec les optiques adaptatives des télescopes géants, tel que le VLT et Keck.

• Avec un rayon compris entre 0,1 et 1 parsec, on s'attend à trouver le fameux « tore moléculaire », que les interféromètres tels que le Keck et le VLTI pourront nous réveler.
• Enfin, à l'interieur de ce tore moléculaire se trouve la région d'émission des raies larges, probablement ionisée par le disque d'accrétion, source du rayonnement hautes énergies et environnement proche du trou noir. Les connaissances dans ce domaine sont indirectes (étude de variabilité, modèles théoriques) et souvent seulement partielles. Pour un NAG très brillant (e.g. Mrk 421, Mrk 231) situé à une centaine de megaparsec, un simple modèle thermique produit des tailles caractéristiques de l'ordre 0,05 pc, soit 0,1 mas, pour expliquer la largeur de raies. Un tel modèle est certainement trop simple (car il ne peut pas reproduire les rapports de raies observés) et en prenant en compte un taux de photo-ionisation décroissant avec la distance du noyau, la taille de la région qui contient le gaz responsable des raies larges s'étend à l'ordre du parsec soit 2 mas, résolution accessible avec un interféromètre géant tel qu'OHANA.

L'on soupçonne que c'est le même phénomène physique qui anime les différents types de noyaux actifs de galaxie et les quasars. Les indices en faveur de cette hypothèse proviennent exclusivement d'études spectroscopiques et ne permettent pas réellement de discerner à quel niveau ces objets ne sont que différentes manifestations d'un même phénomène physique sous-jacent. Par exemple, les objets de type BL Lac ne montrent pas de raies d'émission larges. Une hypothèse pour expliquer ce phénomène est que l'on observe un AGN du modèle unifié selon l'axe du jet et que le flux du noyau est donc dominé par le jet. Si l'on arrive a résoudre spatialement la contribution de la région des raies larges de celle du jet, l'on répond à une question fondamentale du modèle unifié. En mettant en evidence des structures communes à tous ces objets grâce à des observations avec des resolutions spatiales toujours meilleures, on espère pouvoir apporter des contraintes à l'hypothèse que quasars et AGNs ne sont que différentes phases de l'évolution d'un même type d'objet.

5.2. Objets stellaires jeunes

L'observation des disques d'étoiles T Tauri situées dans les zones de formation stellaire les plus proches avec HST et les grands télescopes au sol équipés d'optique adaptative permet d'accéder à la zone située au-delà des 30 u.a. centrales, c'est-à-dire qu'on ne peut accéder facilement aux régions internes du disque, celles situées typiquement à l'intérieur de l'orbite de Neptune dans notre système solaire. L'étude de cette région est néanmoins importante car elle contient la vaste majorité de la matière qui servira à former les planètes. Les interféromètres du Keck et du VLT vont permettre d'accéder à ces régions, jusqu'à quelques u.a. de l'étoile en formation, mais ne permettront sans doute pas de trancher entre les différents scénarios d'accrétion : équatorial classique ou magnétosphérique, ni de différencier entre un disque magnétisé ou non car les différences entre ces modèles ne deviennent importantes qu'à quelques rayons stellaires du centre. Il est cependant fondamental de bien comprendre le mécanisme d'accrétion. L'accrétion permet le transport de moment cinétique et donc régule la masse finale de l'étoile (donc l'IMF), elle fournit aussi, via le disque, l'énergie pour propulser le jet qui en retour contrôle aussi la masse finale de l'étoile dans un processus de rétroaction incessant. La nature magnetisée ou non du disque modifiera les détails du couplage entre l'accrétion et le jet, elle modifiera aussi fortement les structures en température et densité dans le disque. Tous ces phénomènes laissent principalement des traces dans les parties les plus internes du disque. Ils dictent la structure exacte de la distribution de matière dans celui-ci et donc la capacité ou non du disque à former des planètes. La résolution d'OHANA, et sa sensibilité, sont suffisantes pour explorer les régions centrales, situées à moins d'une u.a. de l'étoile. La possibilité de différencier les modèles de disque devient bien réelle dès que la longueur de la base approche 400 m. La configuration de la phase II d'OHANA fournira donc déjà une résolution suffisante pour répondre à ce type de problème sur la nature physique des disques d'accrétion autour des objets jeunes. Ces résultats uniques permettront une avancée formidable dans la compréhension des phases tardives de la formation des étoiles et des planètes.

Simultanément, la perspective de mesurer la taille de l'objet central, avec des rayons typiques photosphériques de quelques rayons solaires, est tout à fait originale et permettra là aussi une meilleure compréhension de la formation des objets stellaires. Pour l'instant, les rayons stellaires pré-séquence principale sont mal connus. Le rayon de l'étoile est cependant une variable qui intervient dans presque tous les modèles. En permettant de mesurer les rayons de quelques objets, c'est toute la physique de la formation stellaire qui fera un bond vers l'avant. Il ne fait aucun doute qu'OHANA est un instrument unique pour l'étude des objets stellaires jeunes.

5.3. Naines brunes

Les récents relevés dans l'infrarouge 2MASS, SLOAN et DENIS ont permis l'identification de naines brunes « orphelines » éloignées de tout compagnon stellaire proche. Ces sources sont donc intéressantes car elles permettent l'étude de cette classe d'objet à haute résolution angulaire sans corruption par un compagnon stellaire proche bien plus brillant. De même que pour des objets stellaires plus traditionnels, la mesure directe d'un paramètre fondamental comme la dimension angulaire et la température effective présentent un enjeu intéressant. C'est en fait le seul moyen pour l'instant de calculer l'âge de ces objets et d'éventuellement déterminer s'il s'agit d'étoiles ou de planètes. Quelques objets situés à environ 10 pc ont une magnitude de l'ordre de K=12 et sont donc a priori observables avec `OHANA. La dimension caractéristique de ces objets est de l'ordre de 0,1 mas, c'est-à-dire juste en-dessous de la résolution théorique d'OHANA. En fait, une mesure de visibilité de grande précision (la visibilité attendue est supérieure à 95%) permet de contraindre un modèle simple de distribution spatiale d'intensité de ces objets et d'en déduire leur diamètre angulaire. Compte-tenu de l'échelle angulaire en jeu, il est clair qu'OHANA est le seul interféromètre susceptible de fournir cette mesure. La mesure du diamètre de ces objets permettra de contraindre l'équation d'état et le modèle de refroidissement des naines brunes et donc de préciser la connaissance physique de ces objets. Une application de cette étude pourrait notamment être la prédiction de luminosité des planètes extrasolaires de taille jovienne.

5.4. Étoiles céphéides

La relation existant entre la période de pulsation des étoiles céphéides et leur luminosité intrinsèque fait des céphéides un étalon précieux des distances dans l'univers. Les méthodes d'étalonnage de cette échelle de distance passe notamment par la détermination de la distance de certains de ces objets. En haute résolution angulaire, deux types de méthodes sont utilisées : la méthode indirecte et la méthode directe. La méthode indirecte consiste à mesurer le diamètre angulaire d'une céphéide et à comparer cette mesure à un modèle prédisant le diamètre linéaire de l'objet. Cette méthode n'est pas exempte de biais puisqu'elle dépend de la qualité du modèle. La méthode indirecte consiste à mesurer les variations angulaires du diamètre de la céphéide d'une part et les variations de vitesse radiale de sa photosphère par spectroscopie d'autre part. La distance de l'objet est alors déduite par simple division des deux mesures. Si cette méthode est plus précise que la méthode indirecte elle n'est pas exempte de biais dans la mesure où la vitesse radiale mesurée par spectroscopie est intégrée sur le disque stellaire et que la vitesse proprement dite de la photosphère doit être déduite par modèle.

Quatre diamètres de céphéides ont été mesurés par interférométrie et une seule pulsation a pu être détermineé de façon indiscutable (Lane et al. Nature, Vol. 407, 485-487, 2000). La principale raison de cette faible quantité de données est l'insuffisante longueur des bases des interféromètres et leur manque de sensibilité. Les très grandes bases d'OHANA et sa grande sensibilité vont en fait permettre de mesurer directement la puslation d'une centaine d'objets en J et d'une soixantaine en K. En bande K, une centaine de diamètres seront mesurables. La calibration de l'échelle de distance basée sur les céphéides va donc gagner considérablement en précision. De plus, les grandes bases d'OHANA vont permettre de mesurer de façon unique la courbe de visibilité des sources les plus proches et de comparer ces mesures avec les modèles de ces sources utilisés pour le calcul de leur distance. `OHANA a donc le potentiel de réduire un biais qui peut être important dans l'échelle des distances basée sur les céphéides.