Lorsque les astronomes parlent d'un télescope optique, ils mentionnent souvent la taille de son miroir. C'est parce que plus votre miroir est grand, plus votre vue du ciel peut être nette. Il est connu sous le nom de pouvoir de résolution, et il est dû à une propriété de la lumière appelée diffraction. Lorsque la lumière passe à travers une ouverture, comme l'ouverture du télescope, elle aura tendance à s'étaler ou à se diffracter. Plus l'ouverture est petite, plus la lumière se propage rendant votre image plus floue. C'est pourquoi les télescopes plus grands peuvent capturer une image plus nette que les plus petits.
La diffraction ne dépend pas seulement de la taille de votre télescope, elle dépend aussi de la longueur d'onde de la lumière que vous observez. Plus la longueur d'onde est longue, plus la lumière diffracte pour une taille d'ouverture donnée. La longueur d'onde de la lumière visible est très petite, inférieure à un millionième de mètre. Mais la lumière radio a une longueur d'onde mille fois plus longue. Si vous voulez capturer des images aussi nettes que celles des télescopes optiques, vous avez besoin d'un radiotélescope mille fois plus grand qu'un optique. Heureusement, nous pouvons construire des radiotélescopes de cette taille grâce à une technique connue sous le nom d'interférométrie.
Pour construire un radiotélescope haute résolution, vous ne pouvez pas simplement construire une énorme antenne parabolique. Vous auriez besoin d'un plat de plus de 10 kilomètres de diamètre. Même la plus grande antenne radio, le télescope FAST de Chine, ne fait que 500 mètres de diamètre. Ainsi, au lieu de construire un seul grand plat, vous construisez des dizaines ou des centaines de petits plats qui peuvent fonctionner ensemble. C'est un peu comme n'utiliser que des parties d'un grand grand miroir au lieu du tout. Si vous faisiez cela avec un télescope optique, votre image ne serait pas aussi lumineuse, mais elle serait presque aussi nette.
Mais ce n'est pas aussi simple que de construire beaucoup de petites antennes paraboliques. Avec un seul télescope, la lumière d'un objet distant pénètre dans le télescope et est focalisée par le miroir ou la lentille sur un détecteur. La lumière qui a quitté l'objet en même temps atteint le détecteur en même temps, donc votre image est synchronisée. Lorsque vous disposez d'un ensemble d'antennes paraboliques, chacune avec son propre détecteur, la lumière de votre objet atteindra certains détecteurs d'antenne plus tôt que d'autres. Si vous venez de combiner toutes vos données, vous auriez un désordre brouillé. C'est là que l'interférométrie entre en jeu.
Chaque antenne de votre réseau observe le même objet et, comme elles, elles marquent chacune l'heure de l'observation de façon très précise. De cette façon, vous avez des dizaines ou des centaines de flux de données, chacun avec des horodatages uniques. À partir des horodatages, vous pouvez remettre toutes les données en synchronisation. Si vous savez que la parabole B obtient une seule 2 microsecondes après la parabole A, vous savez que le signal B doit être décalé de 2 microsecondes vers l'avant pour être synchronisé.
Le calcul pour cela devient vraiment compliqué. Pour que l'interférométrie fonctionne, vous devez connaître la différence de temps entre chaque paire d'antennes paraboliques. Pour 5 plats de 15 paires. Mais le VLA a 27 plats actifs ou 351 paires. ALMA a 66 plats, ce qui représente 2145 paires. Non seulement cela, car la Terre tourne la direction de votre objet se déplace par rapport aux antennes paraboliques, ce qui signifie que le temps entre les signaux change lorsque vous faites des observations. Vous devez garder une trace de tout cela afin de corréler les signaux. Cela se fait avec un supercalculateur spécialisé appelé corrélateur. Il est spécialement conçu pour effectuer ce seul calcul. C'est le corrélateur qui permet à des dizaines d'antennes paraboliques d'agir comme un seul télescope.
Il a fallu des décennies pour affiner et améliorer la radio-interférométrie, mais c'est devenu un outil courant pour la radio-astronomie. De l'inauguration du VLA en 1980 aux premières lueurs de l'ALMA en 2013, l'interférométrie nous a donné des images d'une résolution extraordinairement élevée. La technique est maintenant si puissante qu'elle peut être utilisée pour connecter des télescopes partout dans le monde.
En 2009, les observatoires de radio du monde entier ont convenu de travailler ensemble sur un projet ambitieux. Ils ont utilisé l'interférométrie pour combiner leurs télescopes pour créer un télescope virtuel aussi grand qu'une planète. Il est connu comme le télescope Event Horizon, et en 2019, il nous a donné notre première image d'un trou noir.
Grâce au travail d'équipe et à l'interférométrie, nous pouvons désormais étudier l'un des objets les plus mystérieux et extrêmes de l'univers.
