1 / 31

Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope

Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope. Application aux Etoiles Céphéides. Pierre Kervella. Observatoire Européen Austral DESPA - Observatoire de Paris Université Paris 7. Introduction. Travail de thèse réalisé à l’E.S.O. Garching

justine-gilmore
Download Presentation

Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  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 • Travail de thèse réalisé à l’E.S.O. Garching • VINCI = instrument de recombinaison à deux télescopes pourle 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 Partie I: Notions d’Interférométrie

  4. Résolution angulaire Résolution Télescope monolithique • Télescope = filtre spatial passe-bas (fins détails perdus) • Détails limités par le diamètre D Interféromètre • Dépend de la base Bet non plus du diamètre des télescopes • Information àune 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 Degré de cohérence (visibilité) Théorème de Zernike-Van Cittert Notions d’Interférométrie Optique

  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. 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. Etoile Principe de fonctionnement de VINCI Fonctionnement Table VINCI 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. 3-Réduction 4-Analyse 1-Préparation 2-Observation Travail personnel Mise en oeuvre de VINCI M ise en oeuvre • VINCI suit la norme VLT L’Instrument VINCI

  14. Autotest Thermique Temps Laser K Différence de marche Travail personnel En laboratoire En laboratoire Autocollimation • 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. R Leonis 4 avril 2001, DU = 24,38 ± 0,02 mas  Hydrae 17 mars 2001, DU = 9,28 ± 0,17 mas (cycles/arcsec) Premières Franges ! Sur le ciel Performances de VINCI Travail personnel

  16. Travail personnel Précision de mesure 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 L’atmosphère • 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 Wilsontypique: • 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. Supernovae Céphéides RR Lyr Parallaxe Redshift Méthodes statistiques Etoiles doubles W Vir L’estimation des distances dans l’Univers Distances • Un problème central en Astronomie • Différentes méthodes pour différentes échelles 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 Incertitude • 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. 1) Méthode mixte Baade-Wesselink/Interférométrie - Diamètre intrinsèque D de l’étoile par la méthode BW (spectro-photométrie) - Diamètre angulaire moyen  par interférométrie Ce que peut apporter l’interférométrie Interférométrie Distances précises aux Céphéides les plus proches par deux méthodes: Relation P-L des Céphéides • 2) Méthode directe: parallaxe de la pulsation

  22. Vélocimétrie radiale Parallaxe de la pulsation Méthode directe • 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 Pulsation non détectée, mais diamètre mesuré avec précision: UD = 1,64 ±0,16 mas • 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 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. Point zéro MK=a(Log(P)-1)+b: b = -5,62 ±0,17 Magnitude Absolue K Gieren et al (1998): b = -5,701 ± 0,025 Calibration de la relation P-L Calibration interf. • Mesures des interféromètres actifs sur les Céphéides Relation P-L des Céphéides Précision encore insuffisante VINCI peut apporter une contribution importante Travail personnel

  25. VINCI/VLTI FLUOR/IOTA Travail personnel Programme d’étude des Céphéides Les Céphéides • 31 étoiles observables avec VINCI (très petites) • Périodes entre 6 et 35 jours • Bande Kfavorable (faible dispersion P-L) • Précision finale0,01 mag • Temps nécessaire ~230 h Programmes d’observation

  26. Conclusion VINCI est aujourd’hui un instrumentfonctionnelet productif Le VLTI est une installation unique par saphilosophieet sesperformances L’Interférométrie peut contribuer de manière importante à notre connaissance de la relation P-L des Céphéides, etdonc à notre connaissance deH0 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 • Suivides 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. avec les UT HD 217987  Pic K=3,4 K=3,5 Fomalhaut K=1,5  Phe  Phe BD -04 782 K = 6,3 K = -0,6 K=1,3 Franges… Premières franges avec les UT

  30. K = 1,2  Car  Carinae  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

More Related