VEGA/CHARA D. MOURARD OCA/FIZEAU et le groupe VEGA (OCA, LAOG, CRAL, CHARA…) 10/11/20101Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

10/11/20102Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA Apport de VEGA Haute résolution angulaire et spectrale (0.3mas et R=6000/30000) Mode 3T HD Mesures différentielles Paramètres fondamentaux Remote control CHARA Array : Integration : Premières observations : Operation en remote : Premiers papiers scientifiques

3 Summary of performances (Mourard et al, A&A ) Spectrograph Characteristics Instrumental visibility Limiting magnitude Polarisation behaviour Differential phase 10/11/2010Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA R0=8cmR0=15cm  V² Cal ≈2%  ≈1-2°

4 Summary of the VEGA Science Programs First science papers – AB Aur: Perraut et al, A&A 516, L1 (2010) – A/B Supergiants: Chesneau et al, A&A in press (2010) – bet Cep Nardetto et al. in press (2010) – ro Ap stars Perraut et al. in press (2010) Circumstellar environments – Kinematics study in the circumstellar environment of Be stars (Delaa et al.) – Interactive massive stars: ups Sgr and bet Lyr (Bonneau et al.) – K Giants stars – Stellar wind – Theta1 OriC – Eps Aur – … Fundamental parameters – Exoplanet host stars, 13 Cyg – sub giants radii and orbits (class IV stars) – Rotation of stars – Delta Scuti – … 10/11/2010Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

5 AB Aur is a prototype of Herbig Ae/Be stars and, as such, it has been fully observed in spectroscopy, in infrared interferometry (PTI, IOTA, …) – Spectral type : A0 – Magnitudes : V = 7.1 / K = 4.4 – Distance : 144 pc – Luminosity : 47 L  – Large infrared excess – No jets, no CO flow – Variability of the H  emission at a scale of a few hours  Stellar activity, link wind and disc, … Fukagawa, Subaru 10/11/2010Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

6 VEGA observations S1S2: Clear spatial resolution of AB Aur in H  W1W2: Fringes but SNR too poor S1S2: Tracking problem PCygni profile Wind modelling V² HH 1

X-Wind D-Wind 7 Interpretation Additional component

A wind only does not allow us to reproduce the spectrum AND the visibility curve, even if this wind is very extended.  Another component has to be considered. We assume a brightness assymetry in agreement with : - the spiral arms detected at few hundreds of AU - the non-null closure phase measured by Millan-Gabet et al. (2006) - the binarity signals recorded by spectro-astrometry by Baines et al. (2006)  7% of ~40mas (5.5 AU) Perspectives: - Observe AB Aur in 2010 with larger baselines to resolve its photosphere - Take benefit of IR fringe tracking 8 Interpretation

9 Interests in the visible of A/B supergiants (e.g. Deneb A2Ia, and Rigel B8Ia): - Very bright and used as stellar candles, - large diameters ( solar radii), Deneb and Rigel are 2-3mas sources - Variability in H  line (R>10000), sensitive to mass-loss and its perturbation, time scale weeks to months. Rigel, Kaufer et al. 1997, PhD thesis Deneb, Przybilla et al /11/2010 Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

10 VEGA/CHARA observations of Deneb: the H  line V  I  Time variability I 10/11/2010 Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA Spatial variability

11 Full 1D modeling of the wind of Deneb 10/11/2010 Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA Parameters from the model of Schiller et al Conclusions: The H  line is complex with subtle opacity effects, The visibility curve is a sensitive indicator of mass-loss rate. The current modeling succeeds in fitting the data by changing the mass-loss rate. The differential phase signals clearly indicates asymmetries in the wind, changing with time. Progresses in the modeling are necessary. Synthetic spectra for different mass-loss rates V I I

Scientific justifications: Anisotropic features at the limit of the resolution (Labeyrie et al. 1974) Observations: 29 measurements, 2 baselines S1S2 and W1W2 at 10 different wavelengths S1S2 W1W2 4 models tested: 1: star + Gaussian (χ^2= 2.5) 2: star + circular ring (χ^2= 1.5) 3: star + Gaussian + companion at 170 mas (χ^2= 2.5). Our data are not sensitive to the companion 4: star + peculiar ring (χ^2= 0.9) model 1: star + Gaussian Etude de l’environnement proche de  Cephei 10/11/201012Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

Orbital period of the star: 12 days The ring (magnetically confined) is “following” the rotation t1 t2 Nardetto et al., A&A in press Etude de l’environnement proche de  Cephei (2) 10/11/201013Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

Scientific justifications (PI : K. Perraut): roAp are bright, pulsate with large amplitudes and in high radial orders. They have strong and large-scale organized magnetic fields. To put constraints on the interior chemical composition, the mixing length parameter and the amount of convective overshooting, asteroseismic data should be associated with high precision stellar diameter (Cunha et al. 2003, MNRAS, 343, 831). This is very challenging due to the small angular diameter (< 1 mas) of these stars. Mesure du diamètre angulaire d’une étoile ro Ap:  Equ 10/11/201014Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

 LD = mas Perraut et al., A&A in press Collection of photometric and low resolution spectroscopic data Use of Kurucz models for UV and IR parts of the spectrum  Bolometric flux From the bolometric flux and the angular diameter determined with CHARA/VEGA observations :  Effective temperature From the bolometric flux, the angular diameter, and the parallax :  Radius and luminosity = position in the HR diagram Mesure du diamètre angulaire d’une étoile ro Ap (2):  Equ 10/11/201015Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA

Développements en cours Consolidation du traitement des données 3T et 4T – ¼ pixel; Clôture; OIFITS; post-tools Consolidation du pipeline automatique et de la base de données Développement d’un interface mode VO pour les phases amont des observations. Liaison JMMC/ASPRO2 Développements des outils de post-traitement – Visualisation – Mise en forme (OIFITS format) des résultats de mesure Amélioration de la qualité de la source de calibration spectrale et nécessité de développer un nouvel outil de calibration spectrale 10/11/2010Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA16

Contexte Groupe scientifique VEGA (OCA, LAOG, CRAL) très actif. Nombreux programmes scientifiques en cours et activité importante de publications Environ 50 nuits par an dont de plus en plus de remote Ouverture plus large de l’instrument – Nombreuses demandes nationales et internationales – Ouverture de CHARA via les appels NOAO Consolidation du mode VEGA + IR – CLIMB – MIRC – Fringe tracking et Programmes simultanés – Amélioration considérable de la qualité des données 10/11/2010Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA17

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Table des tâches (WorkPackages) à mener (12/2009) 1.Qualification de la réduction des données en mode 3T (2h.mIR), mise en opération routinière (1h.mIR). Outil de préparation des observations associé (2-3h.mAI+PI). 2.Déploiement d’un pipeline automatique de base (1h.mIR+stagiaire+PI) 3.Renforcement des outils d’analyse post-traitement (Groupe scientifique + 3h.m IE) 4.Calibrations spectrales automatiques (2h.m AI+stage+PI) 5.Base de données des observations (3 h.m IE, CDD?) 6.Blinder l’asservissement des franges (0.5h.m IR) 7.Valider les observations en aveugle avec fringe tracking IR: premiers essais concluants mais rendre ce mode routinier en prévision du futur. (0.5h.mIR+PI) 80% 90% 70% 90% 100%

Calendrier de maintenant à mois (12/2009) 1.Calendrier à 6 mois 1.Priorité absolue à la publication des résultats des observations 2T (mars-avril 2010) 2.Publication des résultats de la qualification du mode 3T si les dernières données permettent l’illustration en mode clotûre. (avril 2010) 3.Valider le concept de base de données et rendre opérationnel (mai 2010) 4.Rendre le mode 3T opérationnel en routine et étendre l’outil de préparation des observations pour ce mode 3T (juin 2010) Calendrier à 12 mois Observations conjointes VEGA+FLUOR et VEGA+MIRC. Utilisation routinière du fringe tracker (si mis en place) et des compensateurs de dispersion. 100% 30% 90% 100%

Calendrier général jusqu’à la fin du projet (12/2009) 1.Phase d’exploitation: 2010  Assistance observateurs 2.Déploiement pipeline 3.Base de données opérationnelle 4.Maintenance 2.Perspectives >2012/ Compétitivité de VEGA à analyser: revue à prévoir. 2.Poursuite de la veille sur les détecteurs pour garder le leadership sur les détecteurs comptage visible et exploiter au mieux les possibilités de l’instrument. 3.Accompagner l’arrivée de l’optique adaptative sur les télescopes CHARA en repensant la chambre finale du spectrographe Atelier scientifique en janvier 2011

Besoins identifiés 11/2010 pour 2011 et + Maintenance du système de contrôle de plus en plus allégée mais existante tout de même (JMC, DM) Soutien aux développements de la gestion de l’instrument (PIVOT et base de données) (JMC, DM + CDD) Travail récurrent mais court sur la mise en place des données (AS) Travail de maintenance et upgrade du pipeline de réduction (PhB, DM) Développement des outils d’analyse (Groupe scientifique, CR) – Reconstruction d’images. Visible + IR Budget… 10/11/2010Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA22

Prévision ANR/ERC Physics of Stellar Atmospheres and Surfaces Lagrange, Laog, Lesia Apport de l’interférométrie visible aux exo planètes, à l’astérosismologie et à l’astrométrie – Développements de modèles, notamment sur les processus de transport – Soutiens aux observations inédites avec VEGA/CHARA et aux observations complémentaires 10/11/2010Revue FIZEAU 2010 D. Mourard VEGA23