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Interférométrie Optique avec le Very Large Telescope. Application aux Etoiles Céphéides. Pierre Kervella. Observatoire Européen AustralDESPA - Observatoire de Paris Université Paris 7. Introduction. Travail de thèse réalisé à l’E.S.O. Garching - PowerPoint PPT Presentation
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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
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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nIn
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Plan:Plan:
I) Notions d’Interférométrie Optique
II) L’instrument VINCI pour le VLTI
III) Etude des Céphéides par Interférométrie
Partie I:Partie I:Notions d ’InterférométrieNotions d ’Interférométrie
Pa
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Résolution angulaireRésolution angulaireN
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lutio
n
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
0.0
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0.6
0.8
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-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)
Mesure du facteur de cohérenceMesure du facteur de cohérenceEstimateur utilisé sur FLUOR et VINCI
No
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Etalonnage de l’efficacité
interférométrique du système:
Observation d’une étoile de visibilité connue 0.0
0.2
0.4
0.6
0.8
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0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100
Base projetée (m)
4 mas10 mas
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Modèle stellaire
Partie II:Partie II:L’Instrument VINCIL’Instrument VINCI
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des
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
Principe de fonctionnement de VINCIPrincipe de fonctionnement de VINCI
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Etoile
Table VINCI
Télescopes
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I
Logiciel de ContrôleLogiciel de Contrôle• Le logiciel est une partie cruciale de l’interféromètre
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Log
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Adaptable
Standardisé
Fiable
Automatisé
Travail personnel
Travail personnel
• 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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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
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
Précision de mesurePrécision de mesureP
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mcorr =−2,5.Log μ2.10
m−2,5
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟ ⎡
⎣ ⎢ ⎢
⎤
⎦ ⎥ ⎥
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
L’atmosphère à ParanalL’atmosphère à Paranal
• Seeing exceptionnel
• Temps de cohérence court
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L’a
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sph
ère
L’a
tmo
sph
ère
(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
Partie III:Partie III:Etude des Céphéides par Etude des Céphéides par
InterférométrieInterférométrie
Pa
rtie
III:
Cé
phé
ides
Pa
rtie
III:
Cé
phé
ides
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
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Gal
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Parallaxe
Etoiles doubles
Céphéides
RR Lyr
W VirMéthodes
statistiques
Supernovae
Redshift
1 UA 10 pc 10 Mpc 1 Gpc
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!!
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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
Ce que peut apporter l’interférométrieCe que peut apporter l’interférométrie
Distances précises aux Céphéides les plus proches par deux méthodes:
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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
Parallaxe de la pulsationParallaxe de la pulsation
Perpendiculairement au plan du ciel Dans le plan du ciel
• Vélocimétrie radiale • Interférométrie
Distance
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Avantages: indépendance, simplicité, mais p-facteur,...
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
Calibration de la relation P-LCalibration de la relation P-L• Mesures des interféromètres actifs sur les Céphéides
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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
e A
bso
lue
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
Programme d’étude des CéphéidesProgramme d’étude des CéphéidesP
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Phase
Diamètre disque
uniforme (mas)
VINCI/VLTI
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0.5
1.0
1.5
2.0
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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
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
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
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
miè
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fra
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les
UT
Pre
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UT
HD 217987
K=3,4
Franges…Franges…P
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T
Fomalhaut
K=1,5
Phe
K = -0,6
Phe
K=1,3
avec les UTavec les UT
Pic K=3,5
K = 6,3BD -04 782
ηη CarinaeCarinae
ηη
Ca
rina
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η CarK = 1,2
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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