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

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

Partie I: Notions d ’Interférométrie

Télescope monolithique Résolution angulaire Résolution Télescope monolithique Télescope = filtre spatial passe-bas (fins détails perdus) Détails limités par le diamètre D Interféromètre 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 Notions d’Interférométrie Optique

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

Mesure du facteur de cohérence Mesures VINCI Estimateur utilisé sur FLUOR et VINCI Modèle stellaire Etalonnage de l’efficacité interférométrique du système: Observation d’une étoile de visibilité connue Notions d’Interférométrie Optique

Partie II: L’Instrument VINCI Partie II: Céphéides

Un instrument pour le VLTI Travail personnel Un instrument pour le VLTI Missions Un instrument de test basé sur l’architecture 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 l’environnement de Paranal Analyse détaillée du fonctionnement de FLUOR Opération entièrement à distance Intégration dans le “Data Flow” L’Instrument VINCI

Principe de fonctionnement de VINCI Table VINCI Etoile L’Instrument VINCI Télescopes

Images L’Instrument VINCI

Images L’Instrument VINCI

Travail personnel Logiciel de Contrôle Logiciel Le logiciel est une partie cruciale de l’interféromètre Adaptable Standardisé Fiable Automatisé L’Instrument VINCI

Mise en oeuvre de VINCI 1-Préparation 2-Observation 4-Analyse Travail personnel 1-Préparation 2-Observation 4-Analyse 3-Réduction VINCI suit la norme VLT M ise en oeuvre L’Instrument VINCI

Travail personnel En laboratoire En laboratoire Autocollimation Autotest Laser K Thermique Différence de marche Temps 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 Performances de VINCI

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

Précision de mesure Magnitude corrélée : Précision 7 étoiles observées Travail personnel Précision 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 Performances de VINCI Magnitude corrélée :

L’atmosphère à Paranal Seeing exceptionnel Temps de cohérence court DSP du Piston (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 Performances de VINCI Travail personnel

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

L’estimation des distances dans l’Univers Un problème central en Astronomie Différentes méthodes pour différentes échelles Méthodes statistiques Supernovae Redshift Parallaxe Etoiles doubles Céphéides RR Lyr W Vir Galaxies lointaines Système solaire Etoiles proches Galaxies proches Relation P-L des Céphéides 1 UA 10 pc 10 Mpc 1 Gpc Les Céphéides: le maillon central

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

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

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

Etude de Zeta Gem avec FLUOR Zeta Geminorum Zeta Gem a été observée avec FLUOR/IOTA en 1999-2000 Céphéide brillante (mV=3,6, mK=2,1) et parmi les plus étendues angulairement Pulsation non détectée, mais diamètre mesuré avec précision: UD = 1,64 ±0,16 mas Résultat cohérent avec la mesure du PTI: UD = 1,65 ±0,3 mas Relation P-L des Céphéides Pour ce programme, IOTA est limité: En résolution (longueur de base) En stabilité (fonction de transfert) Travail personnel

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

Programme d’étude des Céphéides Travail personnel FLUOR/IOTA Les Céphéides VINCI/VLTI 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 Programmes d’observation

Conclusion VINCI est aujourd’hui un instrument fonctionnel et productif Le VLTI est une installation unique par sa philosophie et ses performances L’Interférométrie peut contribuer de manière importante à notre connaissance de la relation P-L des Céphéides, et donc à notre connaissance de H0 D’autres programmes d’observation novateurs sont dès maintenant possibles: physique stellaire, environnements complexes, exoplanètes,…

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

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 jusqu’à 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

Franges… avec les UT  Pic  Phe Premières franges avec les UT  Phe HD 217987 K=3,4  Pic K=3,5 Fomalhaut K=1,5  Phe K=1,3 K = 6,3 BD -04 782  Phe K = -0,6 Premières franges avec les UT

 Carinae  Car K = 1,2  Carinae

Conduite du Projet de Recherche Durée du séjour à l’ESO: 38 mois Plan de mon travail: Initiation à l’interférométrie (1 mois) Formation aux techniques d’observation sur IOTA et PTI (4 mois) Lancement du projet VINCI et définition fonctionnelle (12 mois) Observations de z 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...) Conduite du Projet de Recherche Pierre Kervella - Soutenance de thèse - 14 novembre 2001