A plus long terme

• L'expérience acquise sur les étoiles doubles et multiples permettra de commencer à imager des objets structurés comme des étoiles géantes ou des astéroides. La difficulté vient ici du plus grand nombre de points sur lequel est échantillonné l'objet.
• L'imagerie à comptage de photons fait aussi partie de nos objectifs futurs, mais celle-ci est fortement conditionnée à l'emploi de capteurs les plus parfaits possibles.
• Enfin l'application à la synthèse d'ouverture sera envisagée. Ce point a été évoqué au paragraphe  et une courte mention lui a été dédiée dans la communication présentée à San Diego en Juillet 1990 [8]. L'idée serait la suivante. Considérons la densité de probabilité du deuxième ordre fonction de deux intensités et d'un décalage spatial mesuré au plan focal. La transformée de Fourier de cette fonction par rapport à la variable s'écrit et est une fonction continue de la fréquence spatiale pour un télescope à pupille unique. En fait lors des traitements informatiques la fréquence spatiale est naturellement échantillonnée par le programme de transformation de Fourier et la fonction se comporte comme une succession de plans pour chaque valeur de .

  Un interféromètre à N ouvertures possède N (N-1)/2 bases simultanées et échantillonne N (N-1) fréquences spatiales dans le plan de Fourier. Il donnerait donc accès en imagerie probabiliste à N (N-1) plans de la fonction qui présenterait alors des ``trous'' (des plans vides) par rapport à celle qui serait obtenue avec le télescope monopupille de diamètre égal à la plus grande base de l'interféromètre. Un processus d'imagerie possible avec un télescope à pupille diluée pourrait alors être le suivant :

  • obtention d'images avec l'interféromètre (système de franges compliqué),
  • calcul de la densité de probabilité ,
  • transformation de Fourier par rapport à  : (cette fonction contient des trous),
  • remplissage des plans vides par interpolation ou par d'autres méthodes : ,
  • transformation de Fourier inverse : on obtient la fonction qui est une estimation de la densité de probabilité idéale des images du télescope monopupille équivalent à l'interféromètre. Cette estimation est d'autant plus fidèle que le nombre de bases est élevé.
  • processus d'imagerie normal à partir de pour obtenir des images proches de la limite de diffraction du télescope dont le diamètre est la plus grande base de l'interféromètre.
  Précisons qu'il ne s'agit là que de réflexions préliminaires sur un sujet que nous n'avons pas du tout abordé. Aucune tentative simulation ni aucune approche théorique n'ont encore été effectuées à ce jour.

ANNEXE I

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POSTER


présenté à

Physique en Herbe 90
Imagerie à haute résolution en astronomie optique

Aussois -- 25-29 Juin 1990

ANNEXE II

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POSTER

présenté à

ESO Conference on High Resolution imaging by Interferometry II
Probability Imaging
€at photon-counting levels

Garching -- 14-18 Octobre 1991