Le masquage de pupille et les origines de FIRST
Mais d’où partons-nous et, surtout, où allons-nous ? Toujours cette même quête du Graal des astronomes et astrophysiciens : voir plus loin, dans notre galaxie ou dans l’Univers plus lointain, voir mieux et surtout, comprendre et expliquer ce que l’on voit. Pour voir toujours plus loin, les astronomes ont entrepris, depuis des décennies, ce combat contre le flou, le flou des images induit par la turbulence atmosphérique (Cf l’ouvrage Une histoire de flou, Pierre Léna).
La turbulence atmosphérique vient en effet brouiller l’image qui se forme au foyer du télescope. Il est alors possible de contrer ces déformations en ayant recours à l’optique adaptative qui équipe de nos jours tout télescope qui fait de l’imagerie. Cette correction n’étant jamais parfaite, une solution complémentaire, qui fait l’objet des recherches présentées dans cet article, consiste à transformer le télescope en un interféromètre, afin de restaurer sa résolution angulaire ultime. Cela pourrait sembler simple… mais c’est tout le contraire et le début d’une belle aventure, très prometteuse et qui se poursuit encore en 2026.
L’idée originelle, dite de « masquage de pupille », est de reproduire l’effet d’un interféromètre à partir d’un dispositif placé sur l’ouverture même du télescope. Il s’agit d’un masque qui va venir occulter le télescope et dans lequel on va « percer des trous ». Ces ouvertures seront autant de « mini-télescopes » dont la lumière collectée va interférer au foyer du télescope. La mise en œuvre de ce concept, pour la formation des étudiant·e·s de l’Observatoire, est illustrée par la figure 1.
Les trous vont être disposés sur le masque, bien évidemment pas au hasard, et de manière non redondante. Ceci signifie que chaque paire de trous forme une base unique. Lorsque l’on superpose la lumière de ces ouvertures au foyer du télescope, on met en évidence ce que l’on appelle des « franges d’interférences », qui sont des lignes lumineuses et sombres. L’orientation et la période des franges dépend de celle des trous et de la distance qui les sépare.
Chaque réseau de franges est donc unique. On récupère ensuite ces images de franges, que l’on analyse pour estimer le contraste (amplitude entre la partie lumineuse et la partie sombre des franges) et la phase (déplacement des franges). C’est ce qui porte l’information de l’objet qu’on observe et permet de le caractériser, par exemple de déterminer si l’étoile observée est accompagnée d’une autre étoile (binaire ou compagnon). Un exemple de franges d’interférences obtenues au foyer de l’instrument SPHERE du VLT est illustré par la figure 2 ci-dessous.
La limite de ce premier dispositif est que la déperdition des photons est très importante puisque le masque bloque typiquement 90% environ de la lumière qui arrive sur le télescope, pour ne laisser passer que quelques pourcents à travers les trous. Des résultats impressionnants sont obtenus, notamment au télescope Keck en 1999, mais on reste contraints de n’observer que des objets très lumineux. De fait, des améliorations sont nécessaires.
Fort de ce constat et du potentiel de la technique, Guy Perrin a l’idée d’injecter la lumière de ces sous-pupilles (les trous dont nous avons parlé plus haut) dans des fibres optiques. Ces fibres optiques, similaires à celles qui permettent la connexion à internet, transportent la lumière de façon à ce que les interférences aient lieu à leur sortie. Cette idée lui vient en 1999, alors qu’il se consacre au projet ‘OHANA, qui a pour but de relier les télescopes du Mauna Kea… par fibres optiques. Quatre ans plus tard, Sylvestre Lacour débute sa thèse avec, pour sujet d’étude, la mise en œuvre de la technique dite du « réarrangement de pupille ». Le projet FIRST (Fibered Imager foR a Single Telescope) est né.
Grâce à l’utilisation des fibres optiques, il est possible d’exploiter une plus grande partie de la surface du télescope car la contrainte de non redondance disparaît, décuplant ainsi les performances en imagerie de la technique. Les fibres ont, de plus, une propriété essentielle de filtrage des aberrations optiques, permettant des mesures encore plus précises. Ce réarrangement de la pupille permet, en outre, de coupler la formation des franges avec un spectrographe. Autrement dit, on mesure les franges en fonction de leur longueur d’onde : on a alors un spectro-interféromètre. Ceci présente le grand intérêt de fournir des informations sur la composition de l’objet observé : surface et atmosphère d’une étoile, d’une planète ou d’un nuage de poussières.
FIRST au laboratoire… puis en route vers le ciel !
En 2010, à la suite de la thèse de Sylvestre Lacour, mais également du travail de post-doctorat de Takuyki Kotani, l’instrument FIRST est à l’état de prototype dans le laboratoire du LESIA, à Meudon. Il s’agit d’une version appelée aujourd’hui FIRST-FIZ, dont les éléments clés sont illustrés par la figure 3 ci-dessous. Le suffixe FIZ fait référence à la façon dont les faisceaux sont superposés sur la caméra, comme l’a imaginé Fizeau, dès 1851, pour l’interférométrie stellaire. À la suite de ces étapes, il évolue pour être porté sur un télescope, dans un premier temps, à l’Observatoire Lick en Californie, puis à l’Observatoire du Mauna Kea, à Hawaï, grâce aux travaux de thèse d’Elsa Huby.
Grâce à une collaboration avec Franck Marchis, il est installé sur le télescope Shane de 3m de diamètre à l’Observatoire Lick en Californie. Dès le début des tests, les résultats sont prometteurs pour des développements futurs en masquage et réarrangement de pupille. Ils permettent, au fil des années de perfectionnements, de faire de la spectroscopie à haute résolution angulaire. Il est ainsi possible d’observer des objets très compacts, tels que des systèmes d’étoiles doubles très proches l’une de l’autre. La sensibilité de l’instrument reste encore à améliorer, mais la détection de systèmes exoplanétaires demeure l’objectif du concept développé dans FIRST.
Les années passent, la technologie se perfectionne et FIRST n’est plus un prototype mais un instrument à part entière. Autre rencontre décisive : celle d’Olivier Guyon qui dirige la plateforme SCExAO (Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics), sur le télescope Subaru de 8 m, au Mauna Kea, à Hawaï. SCExAO a pour but de repousser les limites de détection, notamment pour l’imagerie directe de systèmes exoplanétaires et leur caractérisation spectrale.
Olivier Guyon propose d’installer FIRST sur SCExAO qui n’est pas qu’une « super optique adaptative » mais aussi une plateforme de test de nouveaux concepts, grâce à l’enthousiasme et à l’ouverture d’Olivier. Ainsi, à la faveur de ce « couplage » avec SCExAO, en 2013, un nouveau pas est franchi pour FIRST, désormais un module en développement de SCExAO.
Le virage vers la photonique
En 2016, un nouveau tournant est pris : il est décidé de réaliser la recombinaison interférométrique décrite plus haut à travers des puces d’optique intégrée, menant à la version FIRST-PIC (pour Photonic Integrated Circuits). Les développements de la puce d’optique intégrée sont menés en étroite collaboration avec Guillermo Martin, chercheur à l’IPAG. C’est l’objet des travaux de post-doc de Nick Cvetojevic et Harry-Dean Kenchington Goldsmith, et de la thèse de Kevin Barjot, soutenue en 2023. Il s’agit d’un dispositif qui ressemble aux circuits intégrés en électronique à la différence près que ce ne sont pas des électrons qui circulent dans des circuits, mais des photons, qui se propagent dans des guides d’onde.
En d’autres termes, ce sont des fibres optiques gravées dans un morceau de verre. Quand on rapproche deux guides, la lumière qu’ils transportent se mélange : les deux faisceaux interfèrent. C’est une autre façon de produire des franges d’interférences, grâce à un composant stable et robuste, qui tient au creux d’une main, comme les puces illustrées sur la figure 5 ci-dessous.
Ce type de technologie a beaucoup été développé pour les longueurs d’onde télécom dans l’infrarouge. Mais il devient plus difficile à mettre en œuvre aux longueurs d’onde du visible, plus courtes, nécessitant des structures plus fines - quelques micromètres seulement - pour guider la lumière. En conséquence, encore plus de la moitié des photons sont perdus en cours de route, et le comportement de la puce dépend parfois fortement de la longueur d’onde.
À ce jour, c’est une technologie qui n’est pas encore mature mais prometteuse. On continue donc à la perfectionner… en parallèle d’une nouvelle ramification apparue dans le projet FIRST : la lanterne photonique. C’est l’une des thématiques abordées dans la thèse de Manon Lallement, soutenue en 2024, et l’aboutissement du projet ANR FIRST porté par Elsa Huby qui permit de mener des développements sur la période 2021-2025.
La lanterne photonique, ou diviser pour mieux résoudre
Nous voici parvenus au point de découvrir cette fameuse lanterne qui, en quelque sorte, va « éclairer » notre Univers d’une nouvelle lumière… dans un laps de temps qui reste encore à affiner ! Mais n’est-ce pas là le propre de l’astronomie que de s’inscrire dans le temps long ?
Ce dispositif basé sur la fibre optique a été conçu et fabriqué par le Sydney Astrophotonic Instrumentation Laboratory (SAIL). Il fait partie intégrante du nouveau mode de FIRST, dit FIRST-PL (PL pour lanterne photonique) développé et dirigé conjointement par l’Observatoire de Paris, l’Université d’Hawaï et le télescope Subaru. En préambule, un point essentiel qui a plaidé en faveur de la lanterne, c’est la qualité de la transmission. Elle permet de collecter quasiment tous les photons (90% environ). Dans la communauté des astronomes travaillant en imagerie, la lanterne commence à faire parler d’elle autour de 2020. Toutefois, le concept lui-même date de 2005.
Découvrons maintenant le concept et son fonctionnement ! Ici, plus question de masque. La lanterne est installée directement au foyer du télescope, à l’endroit même où il focalise la lumière. À quoi ressemble la lanterne à présent ? Il s’agit en fait d’une fibre optique un peu spéciale : d’un côté, une entrée dite multimode qui accepte la majorité de la lumière entrante, et de l’autre, 19 fibres dites monomodes de plus petit diamètre (voir figure 6).
La transition entre les deux extrémités se fait « doucement », ce qui est la clé pour conserver la majorité des photons dans le processus. Le principe de fonctionnement de la lanterne réside dans le fait de décomposer la lumière selon sa structure spatiale, en conservant les détails fins qui seraient autrement indiscernables, et ce à très haute résolution angulaire. En d’autres termes, la répartition de la lumière sur les 19 fibres de sortie sera différente suivant que l’objet observé est composé d’une seule étoile ou de deux ou s’il s’agit d’une étoile et d’une planète.
De plus, les 19 fibres de la lanterne photonique viennent alimenter le même spectrographe déjà mentionné qui permet de décomposer les couleurs. Le banc optique de l’instrument et la lanterne photonique elle-même sont montrées sur la figure 7.
Puisque l’on exploite quasiment toute la lumière, on va être désormais capables d’observer des objets à la luminosité plus faible, auparavant inaccessibles, ouvrant ainsi la porte à des objets intéressants, notamment pour la recherche d’exoplanètes en formation.
Les derniers coups d’éclat de la lanterne photonique
Les derniers résultats publiés de la lanterne photonique de FIRST ont été portés par Yoo Jung Kim, doctorante à UCLA (University of California, Los Angeles). Ils ouvrent des perspectives inédites, détaillées dans l’article publié le 22 octobre 2025 dans la revue The Astrophysical Journal Letters.
Yoo Jung Kim a utilisé la lanterne photonique pour observer l’étoile beta Canis Minoris (β CMi), située à environ 162 années-lumière de la Terre, un objet très particulier. Qualifiée de Be, cette étoile a une vitesse de rotation très élevée (plusieurs centaines de km/s à son équateur) et est entourée d’un disque où l’hydrogène, porté à une température très élevée, est ionisé et émet très fortement dans la longueur d’onde de la raie Hα de l’hydrogène (couleur rouge).
En analysant les données prises par la lanterne, synchronisées avec celles prises par une caméra de SCExAO, elle a réussi à mesurer l’amplitude de l’effet Doppler provenant du disque : on peut ainsi mesurer un décalage vers le bleu qui provient du gaz qui s’approche de nous et un décalage vers le rouge qui provient de celui qui s’éloigne. Une représentation de ce décalage est illustrée par la figure 8. Grâce à la lanterne photonique et au traitement avancé des données mis en œuvre, l’équipe a mesuré ces décalages de l’image de l’étoile en fonction de la couleur, avec une précision environ cinq fois supérieure à celle obtenue jusqu’à ce jour.
En plus de confirmer la rotation du disque, ils ont découvert que celui-ci était asymétrique. Une telle asymétrie est inédite. Il reviendra aux astrophysiciens de comprendre la singularité de ce système grâce à la modélisation.
Coup de projecteur sur l’avenir de la lanterne photonique
La lanterne photonique ouvre de nouvelles perspectives aux chercheurs. Elsa Huby mentionne, entre autres champs de recherche possibles qui s’ouvrent grâce à elle, la détection et la caractérisation de planètes en formation, ou protoplanètes. En effet, elles sont très lumineuses lorsqu’elles accrètent de la matière et émettent donc dans la raie Hα.
Mais tout d’abord, rappelons qu’une étape essentielle vient d’être franchie avec succès. Ces derniers mois, Elsa Huby, Sébastien Vievard, Sylvestre Lacour et Olivier Guyon (SCExAO) ont passé le processus de « commissioning » de cet instrument. Il est donc, à présent, rendu accessible à la communauté des chercheurs. Ainsi, à partir du 2 février 2026, le mode FIRST-PL est validé et peut être utilisé pour des programmes d’observations scientifiques dédiées, par exemple, pour la détection de protoplanètes.
Maintenant que cette étape est franchie, cette nouvelle approche de l’imagerie va permettre aux astronomes et aux astrophysiciens d’observer des détails d’objets plus petits, dévoilant ainsi certaines énigmes et, comme dans le cas du disque asymétrique autour de β CMi, conduisant à de nouvelles énigmes qui devront être résolues. Lesquelles ? Nul ne peut le prédire à ce jour. Un bel avenir plein de promesses pour notre lanterne que nous ne manquerons pas de mettre en lumière dans les années à venir. Un passionnant feuilleton que nous vous invitons à suivre dès à présent !
Remerciements
Les activités de recherche instrumentale menées dans le projet FIRST ne pourraient avoir lieu sans la participation de nombreux collègues, du bureau d’études et de l’atelier mécanique, du LIRA (anciennement LESIA) et d’ailleurs… Ils et elles ont apporté leur pierre à l’édifice au fil des années : Guy Perrin, Sylvestre Lacour, Takayuki Kotani, Elsa Huby, Claude Collin, Frédéric Chapron, Vartan Arslanyan, Pierre Fédou, Franck Marchis Gaspard Duchêne, Élodie Choquet, Elinor Gates, Olivier Lai, Julien Woillez, Sean Goeble, Olivier Guyon, Sébastien Vievard, Vincent Déo, Julien Lozi, Nemanja Jovanovic, Christophe Clergeon, Guillermo Martin, Nick Cvetocevic, Kevin Barjot, Manon Lallement, Harry-Dean Kenchington Goldsmith, Jehanne Sarrazin...
