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

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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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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

0.2

0.4

0.6

0.8

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)

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

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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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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”

L’In

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Travail personnel

Travail personnel

Principe de fonctionnement de VINCIPrincipe de fonctionnement de VINCI

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Etoile

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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

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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Travail personnel

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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

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⎝ ⎜

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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

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

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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

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

InterférométrieInterférométrie

Pa

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III:

Cé

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ides

Pa

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III:

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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

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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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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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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 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)

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HD 217987

K=3,4

Franges…Franges…P

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Fomalhaut

K=1,5

Phe

K = -0,6

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K=1,3

avec les UTavec les UT

Pic K=3,5

K = 6,3BD -04 782

ηη CarinaeCarinae

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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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