Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope

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

2 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

3 Partie I: Notions d ’Interférométrie

4 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

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

6 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

7 Partie II: L’Instrument VINCI
Partie II: Céphéides

8 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

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

10 Images L’Instrument VINCI

11 Images L’Instrument VINCI

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

13 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

14 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

15 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

16 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 :

17 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

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

19 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

20 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

21 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

22 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,...

23 Etude de Zeta Gem avec FLUOR
Zeta Geminorum Zeta Gem a été observée avec FLUOR/IOTA en 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

24 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

25 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

26 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,…

27 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

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 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

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

30  Carinae  Car K = 1,2  Carinae

31 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