interférométrie optique avec le very large telescope pierre kervella observatoire européen...
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Interférométrie Optique avec le Interférométrie Optique avec le Very Large TelescopeVery Large Telescope
Pierre KervellaPierre Kervella
Observatoire Européen Austral DESPA - Observatoire de Paris Université Paris 7
Application aux Etoiles Céphéides
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IntroductionIntroduction
• Travail de thèse réalisé à l’E.S.O. Garching
• VINCI = instrument de recombinaison à deux télescopes pour le VLTI (VLT INterferometer Commissionning Instrument)
Intr
od
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Plan:Plan:
I) Notions d’Interférométrie Optique
II) L’instrument VINCI pour le VLTI
III) Etude des Céphéides par Interférométrie
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Partie I:Partie I:Notions d ’InterférométrieNotions d ’Interférométrie
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Résolution angulaireRésolution angulaireN
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Télescope monolithique•Télescope = filtre spatial passe-bas (fins détails perdus)
•Détails limités par le diamètre Dθ ∝
λD
⎛ ⎝ ⎜
⎞ ⎠ ⎟
θ ∝λB
⎛ ⎝ ⎜
⎞ ⎠ ⎟
•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
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1.0
-3 -2 -1 0 1 2 3
Angle (en unités de l/D)
Formation des InterférencesFormation des Interférences
Degré de cohérence (visibilité)
Théorème de Zernike-Van Cittert
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Pupille et diffraction
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-3 -2 -1 0 1 2 3
Angle (en unités de l/D)
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Mesure du facteur de cohérenceMesure du facteur de cohérenceEstimateur utilisé sur FLUOR et VINCI
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Etalonnage de l’efficacité
interférométrique du système:
Observation d’une étoile de visibilité connue 0.0
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Base projetée (m)
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Modèle stellaire
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Partie II:Partie II:L’Instrument VINCIL’Instrument VINCI
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Un instrument pour le VLTIUn instrument pour le VLTI• 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”
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Travail personnel
Travail personnel
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Principe de fonctionnement de VINCIPrincipe de fonctionnement de VINCI
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Etoile
Table VINCI
Télescopes
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Logiciel de ContrôleLogiciel de Contrôle• Le logiciel est une partie cruciale de l’interféromètre
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Adaptable
Standardisé
Fiable
Automatisé
Travail personnel
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• VINCI suit la norme VLT
1-Préparation 2-Observation 4-Analyse
3-Réduction
Mise en oeuvre de VINCIMise en oeuvre de VINCIL
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En laboratoireEn laboratoireP
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AutotestAutotestAutocollimationAutocollimation
Laser KLaser K
ThermiqueThermique
Différence de marche
Temps
Travail personnel
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
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Premières Premières Franges !Franges !
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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
Travail personnel
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Précision de mesurePrécision de mesureP
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m−2,5
⎛
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⎣ ⎢ ⎢
⎤
⎦ ⎥ ⎥
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
Travail personnel
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L’atmosphère à ParanalL’atmosphère à Paranal
• Seeing exceptionnel
• Temps de cohérence court
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L’a
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sph
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(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
Travail personnel
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Partie III:Partie III:Etude des Céphéides par Etude des Céphéides par
InterférométrieInterférométrie
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III:
Cé
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Pa
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III:
Cé
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L’estimation des distances dans l’UniversL’estimation des distances dans l’Univers
• Un problème central en Astronomie
• Différentes méthodes pour différentes échelles
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Les Céphéides: le maillon centralLes Céphéides: le maillon central
Sys
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Eto
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proc
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Gal
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Gal
axie
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Parallaxe
Etoiles doubles
Céphéides
RR Lyr
W VirMéthodes
statistiques
Supernovae
Redshift
1 UA 10 pc 10 Mpc 1 Gpc
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Incertitude actuelle sur la relation P-LIncertitude actuelle sur la relation P-L
• De la forme MM = = aa . Log( . Log(PP) + ) + bb
• La pente pente aa de la relation P-L est connue (SMC, LMC)
• Le point zéro point zéro bb, la “calibration” l’est beaucoup moins
• Les distances à plusieurs Céphéides sont nécessaires
• Différents auteurs trouvent des valeurs incompatiblesincompatibles!!
Re
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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
Précision réelle de ± 0,1 mag
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Ce que peut apporter l’interférométrieCe que peut apporter l’interférométrie
Distances précises aux Céphéides les plus proches par deux méthodes:
Re
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2) Méthode directe: parallaxe de la pulsation2) Méthode directe: parallaxe de la pulsation
- Diamètre intrinsèque D de l’étoile par la méthode BW (spectro-photométrie)
- Diamètre angulaire moyen par interférométrie
d[pc]=
9,305 D[sol]θ[mas]
1) Méthode mixte Baade-Wesselink/Interférométrie1) Méthode mixte Baade-Wesselink/Interférométrie
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Parallaxe de la pulsationParallaxe de la pulsation
Perpendiculairement au plan du ciel Dans le plan du ciel
• Vélocimétrie radiale • Interférométrie
Distance
Re
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Avantages: indépendance, simplicité, mais p-facteur,...
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Etude de Zeta Gem avec FLUOREtude de Zeta Gem avec FLUOR• 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
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0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
Phase
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
Travail personnel
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Calibration de la relation P-LCalibration de la relation P-L• Mesures des interféromètres actifs sur les Céphéides
Re
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Ca
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rf.
Ca
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Précision encore insuffisante
VINCI peut apporter une contribution importante
Etoile DiamètreB-W (D
§)
DU (mas) Référence d e la mesureinterférométrique
Distance(pc)
ζ Gem 64,9 ±6 1,64 ±0,16 Kervella e tal. (2001) 368 ±78ζ Gem - 1,62 ±0,30 Lan e et al. (2000) 336 ±44η Aql 54,9 ±5 1,69 ±0,04 Armstron g e ta .l (2001) 302 ±46δ Cep 41,6 ±4 1,520 ±0,014 Armstron g e ta .l (2001) 254 ±27δ Cep 41,6 ±4 1,57 ±0,12 Mour ard e ta . l (1997) 247 ±46
Mag
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ud
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bso
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K
Point zéro MK=a(Log(P)-1)+b:
b = -5,62 ±0,17
Gieren et al (1998):
b = -5,701 ± 0,025
Travail personnel
Travail personnel
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Programme d’étude des CéphéidesProgramme d’étude des CéphéidesP
rogr
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me
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1.50
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0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
Phase
Diamètre disque
uniforme (mas)
VINCI/VLTI
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
Phase
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
Travail personnel
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ConclusionConclusion
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,…
VINCI est aujourd’hui un instrument fonctionnel et productif
Le VLTI est une installation unique par sa philosophie et ses performances
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Premières franges des télescopes de 8m !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
![Page 28: Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope Pierre Kervella Observatoire Européen AustralDESPA - Observatoire de Paris Université Paris 7 Application](https://reader035.vdocument.in/reader035/viewer/2022070309/551d9d82497959293b8bb8a2/html5/thumbnails/28.jpg)
En bref...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, η Carinae (1ère!) et… deux Cépheides :
ζ 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)
Pre
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res
fra
nge
s a
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les
UT
Pre
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![Page 29: Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope Pierre Kervella Observatoire Européen AustralDESPA - Observatoire de Paris Université Paris 7 Application](https://reader035.vdocument.in/reader035/viewer/2022070309/551d9d82497959293b8bb8a2/html5/thumbnails/29.jpg)
HD 217987
K=3,4
Franges…Franges…P
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K=1,3
avec les UTavec les UT
Pic K=3,5
K = 6,3BD -04 782
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ηη CarinaeCarinae
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η CarK = 1,2
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Conduite du Projet de RechercheConduite 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 ζ 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 Co
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