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Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope Pierre Kervella Observatoire Européen AustralDESPA - Observatoire de Paris Université Paris 7 Application.

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1 Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope Pierre Kervella Observatoire Européen AustralDESPA - Observatoire de Paris Université Paris 7 Application aux Etoiles Céphéides

2 Introduction Travail de thèse réalisé à lE.S.O. Garching VINCI = instrument de recombinaison à deux télescopes pour le VLTI (VLT INterferometer Commissionning Instrument) Introduction Plan: I) Notions dInterférométrie Optique II) Linstrument VINCI pour le VLTI III) Etude des Céphéides par Interférométrie

3 Partie I: Notions d Interférométrie

4 Résolution angulaire Notions dInterférométrie Optique Résolution Télescope monolithique Télescope = filtre spatial passe-bas (fins détails perdus) Détails limités par le diamètre D Dépend de la base B et non plus du diamètre des télescopes Information à une seule fréquence spatiale Un interféromètre produit des données à haute résolution angulaire, car B peut être très grande Interféromètre

5 Formation des Interférences Degré de cohérence (visibilité) Théorème de Zernike-Van Cittert Notions dInterférométrie Optique Cohérence Pupille et diffraction

6 Mesure du facteur de cohérence Estimateur utilisé sur FLUOR et VINCI Notions dInterférométrie Optique Etalonnage de lefficacité interférométrique du système: Observation dune étoile de visibilité connue Mesures VINCI Modèle stellaire

7 Partie II: LInstrument VINCI Partie II: Céphéides

8 Un instrument pour le VLTI Un instrument de test basé sur larchitecture éprouvée de FLUOR –Simple, fiable et adaptable –Recombinaison de deux télescopes en bande K (2,2 m) –Filtrage spatial par fibres monomodes –Haute précision de mesure La difficulté principale du projet: adapter FLUOR à lenvironnement de Paranal –Analyse détaillée du fonctionnement de FLUOR –Opération entièrement à distance –Intégration dans le Data Flow LInstrument VINCI Missions Travail personnel

9 Principe de fonctionnement de VINCI LInstrument VINCI Fonctionnement Etoile Table VINCI Télescopes

10 LInstrument VINCI Images

11 LInstrument VINCI

12 Logiciel de Contrôle Le logiciel est une partie cruciale de linterféromètre LInstrument VINCI Logiciel Adaptable Standardisé Fiable Automatisé Travail personnel

13 VINCI suit la norme VLT 1-Préparation2-Observation 4-Analyse 3-Réduction Mise en oeuvre de VINCI LInstrument VINCI M ise en oeuvre Travail personnel

14 En laboratoire Performances de VINCI En laboratoire AutotestAutocollimation Laser K Thermique Différence de marche Temps Travail personnel Tests de caractérisation de la caméra LISA (effet de mémoire, bruit de lecture,…) Tests de l instrument dans son ensemble (vibrations, linéarité du piezo,…) Performances excellentes

15 Premières Franges ! Performances de VINCI Sur le ciel Hydrae 17 mars 2001, DU = 9,28 ± 0,17 mas (cycles/arcsec) R Leonis 4 avril 2001, DU = 24,38 ± 0,02 mas Travail personnel

16 Précision de mesure Performances de VINCI Précision Magnitude corrélée : 7 étoiles observées Ouverture effective 10cm Deux voies représentées Facteurs correctifs: +2 à 3 avec D = 30 cm +5 à 7 avec AT ou UT sans OA +10 à 12 pour les UT avec OA Travail personnel

17 Latmosphère à Paranal Seeing exceptionnel Temps de cohérence court Performances de VINCI Latmosphère (à = 2,2 microns) Mesure ci-contre: 0 = 26 ms Paranal typique: 0 = 21,2 ms Mt Wilson typique: 0 = 22,7 ms PTI typique: 0 = 38,5 ms DSP du Piston Travail personnel

18 Partie III: Etude des Céphéides par Interférométrie Partie III: Céphéides

19 Lestimation des distances dans lUnivers Un problème central en Astronomie Différentes méthodes pour différentes échelles Relation P-L des Céphéides Distances Les Céphéides: le maillon central Système solaireEtoiles prochesGalaxies proches Galaxies lointaines Parallaxe Etoiles doubles Céphéides RR Lyr W VirMéthodes statistiques Supernovae Redshift 1 UA10 pc10 Mpc1 Gpc

20 Incertitude actuelle sur la relation P-L M = a. Log(P) + bDe la forme M = a. Log(P) + b pente aLa pente a de la relation P-L est connue (SMC, LMC) point zéro bLe point zéro b, la calibration lest beaucoup moins Les distances à plusieurs Céphéides sont nécessaires incompatiblesDifférents auteurs trouvent des valeurs incompatibles!! Relation P-L des Céphéides Incertitude Avec une relation de la forme: M v = a Log(P [jours]) + b Lanoix et al. (Hipparcos, 1999): -1,44 ± 0,05 mag Gieren et al. (1998): -1,29 ± 0,08 mag Précision réelle de ± 0,1 mag

21 Ce que peut apporter linterférométrie Distances précises aux Céphéides les plus proches par deux méthodes: Relation P-L des Céphéides Interférométrie 2) Méthode directe: parallaxe de la pulsation - Diamètre intrinsèque D de létoile par la méthode BW (spectro-photométrie) - Diamètre angulaire moyen par interférométrie 1) Méthode mixte Baade-Wesselink/Interférométrie

22 Parallaxe de la pulsation Perpendiculairement au plan du cielDans le plan du ciel Vélocimétrie radialeInterférométrie Distance Relation P-L des Céphéides Méthode directe Avantages: indépendance, simplicité, mais p-facteur,...

23 Etude de Zeta Gem avec FLUOR Zeta Gem a été observée avec FLUOR/IOTA en Céphéide brillante (mV=3,6, mK=2,1) et parmi les plus étendues angulairement Relation P-L des Céphéides Zeta Geminorum Pulsation non détectée, mais diamètre mesuré avec précision: UD = 1,64 ±0,16 mas Pour ce programme, IOTA est limité: En résolution (longueur de base) En stabilité (fonction de transfert) Résultat cohérent avec la mesure du PTI: UD = 1,65 ±0,3 mas Travail personnel

24 Calibration de la relation P-L Mesures des interféromètres actifs sur les Céphéides Relation P-L des Céphéides Calibration interf. Précision encore insuffisante VINCI peut apporter une contribution importante Magnitude Absolue K Point zéro M K =a(Log(P)-1)+b: b = -5,62 ±0,17 Gieren et al (1998): b = -5,701 ± 0,025 Travail personnel

25 Programme détude des Céphéides Programmes dobservation Les Céphéides VINCI/VLTI FLUOR/IOTA 31 étoiles observables avec VINCI (très petites) Périodes entre 6 et 35 jours Bande K favorable (faible dispersion P-L) Précision finale 0,01 mag Temps nécessaire ~230 h Travail personnel

26 Conclusion LInterférométrie peut contribuer de manière importante à notre connaissance de la relation P-L des Céphéides, et donc à notre connaissance de H 0 Dautres programmes dobservation novateurs sont dès maintenant possibles: physique stellaire, environnements complexes, exoplanètes,… VINCI est aujourdhui un instrument fonctionnel et productif Le VLTI est une installation unique par sa philosophie et ses performances

27 Premières franges des télescopes de 8m ! Le 29 Octobre 2001, la lumière de létoile Eridani provenant des télescopes Antu (UT1) et Melipal (UT3) a été recombinée pour la première fois dans linstrument VINCI

28 En bref... Franges obtenues la première nuit, sur le premier objet pointé, après moins de 30 minutes de recherche 32 mesures effectuées sur 17 objets en 4 nuits Trois naines rouges, trois étoiles à disques, Carinae (1ère!) et… deux Cépheides : Gem : 1,78 ± 0,02 mas, Dor : 2,00 ± 0,04 mas Suivi des franges effecué avec succès jusquà K = 6,3 Modèle de DDM calculé la première nuit à mieux que 2 mm Marge de progression sur la caméra LISA (modes de lecture, imagerie des sorties) Premières franges avec les UT

29 HD K=3,4Franges… Premières franges avec les UT Fomalhaut K=1,5 Phe K = -0,6 Phe K=1,3 avec les UT Pic K=3,5K = 6,3 BD

30 Carinae Carinae Car K = 1,2

31 Conduite du Projet de Recherche Durée du séjour à lESO: 38 mois Plan de mon travail: Initiation à linterférométrie (1 mois) Formation aux techniques dobservation sur IOTA et PTI (4 mois) Lancement du projet VINCI et définition fonctionnelle (12 mois) Observations de Gem et publications (16 mois) Construction et tests de la caméra LISA à Garching (12 mois) Suivi de la réalisation de VINCI (10 mois) Programmes scientifiques VINCI/VLTI (6 mois) Réalisation des premières observations à Paranal (6 mois) Rédaction de ma thèse et préparation de la soutenance (5 mois) Budget global: 108 kEuro Trois axes de formation: Astrophysique, Instrumentation et Observations (163 nuits...) Pierre Kervella - Soutenance de thèse - 14 novembre 2001 Conduite du Projet de Recherche Conduite du Projet de Recherche


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