0
5
10
15
20
25
SNR
C-RED 0.1 e/pixel/ms, V = 0.9
PICNIC 0.1 e/pixel/ms, V = 0.9
C-RED 100.0 e/pixel/ms, V = 0.01
PICNIC 100.0 e/pixel/ms, V = 0.01
Figurev.1– Simulation du SNR en fonction du temps d’intégration cohérent pour deux cas opérationnels de flux
et de contraste des franges, pour la précédente caméra PICNIC de MIRC et la nouvelle caméra C-RED ONE de MIRC-X
La limite opérationnelle pour la détection des franges est défini par SNR > 3. Dans le cas du régime bas flux, la simulation montre une amélioration d’un ordre de grandeur en terme de temps d’intégration nécessaire entre la caméra PICNIC et la caméra C-RED ONE. Cela correspond à un gain en sensibilité de2.5magnitudes. Dans le cas du régime à fort flux, la caméra PICNIC est plus efficace mais la différence est minime en terme de magnitude limite. Dans le cas spécifique de moyenner
v.2 q u e l l e s s e r a i e n t l e s a m é l i o r at i o n s p o s s i b l e s p o u r l’i n s t r u m e n t m i r c-x/m y s t i c? 73
plusieurs expositions sur des étoiles brillantes avec le but d’obtenir un haut SNR, la caméra PICNIC reste théoriquement avantageuse car elle ne souffre pas du facteur d’excès de bruit. Cependant cela n’est pas vrai en pratique car d’autres effets deviennent rapidement dominants, comme le bruit de piston de l’atmosphère ou la précision de la calibration.
Les résultats de cette simulation sont comparables avec les résultats obtenus sur le ciel jusque là. La magnitude limite de l’instrument MIRC avec l’ancienne caméra PICNIC était de H
'
5.5. Depuis l’installation de la caméra C-RED ONE, il a été possible d’observer plusieurs YSOs à des magnitudes de H'
7.5. Globalement, en termes de productivité scientifique pour MIRC-X, le gain en sensibilité obtenu à des régimes bas flux surpasse largement la perte à régime haut flux.v.2 q u e l l e s s e r a i e n t l e s a m é l i o r at i o n s p o s s i b l e s p o u r l’i n s
-t r u m e n -t m i r c-x/m y s t i c?
La section précédente nous montre que MIRC-X apporte déjà un gain en sensibilité considérable. Mais la sensibilité reste un problème majeur pour élargir les applications astrophysiques de l’interféro-métrie à longue ligne de base dans le proche infrarouge. Il reste donc des améliorations à apporter pour repousser les limites de l’instrument MIRC-X. Dans cette section je vais présenter des pistes d’amélioration pour le futur de cet instrument.
v.2.1
Implémentation d’un cryostatPremièrement, on voit qu’avec la caméra C-RED ONE, nous ne sommes plus limités par les per-formances du détecteur, mais par le flux du fond thermique (cf. Figiv.12). Une piste d’amélioration envisageable serait d’installer l’instrument MIRC-X dans un cryostat, ce qui diminuerait considérable-ment le fond thermique perçu par la caméra, et donc de réduire sa contribution au bruit total de la caméra.
Ce concept sera bientôt testé par l’instrument MYSTIC, utilisant lui-même une caméra C-RED ONE, mais dont les optiques seront installées dans un cryostat. Cette étape est nécessaire pour l’instrument MYSTIC, car celui-ci observera en bande K, et la contribution du fond thermique dans cette bande spectrale est bien trop importante à température ambiante.
v.2.2
Amélioration du détecteur e-APDSi l’on diminue le fond thermique, ce sera à nouveau le détecteur qui limitera la sensibilité de l’instrument. Une nouvelle piste d’amélioration de l’instrument MIRC-X serait d’améliorer la technologie e-APD de son détecteur.
L’une des limitations du détecteur e-APD de la caméra C-RED ONE est l’effet de tunneling, qui rend les gains d’avalanche supérieurs à100moins efficaces. Il faudrait alors combattre cet effet pour que sa contribution au bruit total du détecteur ne désavantage plus autant l’utilisation de ces gains d’avalanche.
Une dernière piste d’amélioration serait de réduire le facteur d’excès de bruit suffisamment pour que l’on puisse faire du comptage de photons proportionnel. Cela ferait rentrer l’interférométrie longue ligne de base dans des utilisations et avec des limitations totalement différentes de ce que l’on a jusque là.
À ma connaissance, les efforts d’améliorations de la technologie e-APD vont plutôt dans le sens d’augmenter le format du détecteur, plutôt que d’améliorer ses performances dans le format déjà existant.
v.3 c o n s é q u e n c e g é n é r a l e s u r l a p o s s i b i l i t é d u c o m p ta g e
d e p h o t o n s
L’engouement pour la caméra C-RED ONE vient du bruit de lecture inférieur à l’électron. Cela amène à envisager l’utilisation de cette caméra pour faire du comptage de photons. Avec la caractérisa-tion de cette caméra que j’ai effectué au cours de ma thèse, je peux conclure sur les capacités de cette caméra à être utilisée pour du comptage de photons.
v.3.1
Comptage proportionnel impossiblePour effectuer du comptage de photons proportionnel, il faut séparer les distributions des différents nombres de photons dans une trame. Les résultats présentés dans la sectioniii.3montrent que cette capacité n’est en fait pas possible avec la caméra C-RED ONE. Il se trouve qu’avec l’ENF annoncé de
1.25cela aurait été difficile (Gach,2018). Mais en plus de cela, les résultats de la sectioniv.3.7montrent que l’ENF de notre caméra C-RED ONE pourrait finalement être plus élevé que celui annoncé, avec un ENF de1.47.
v.3.2
Détection d’un photon possible par utilisation d’un seuilNous pouvons voir sur la figure iii.11 qu’à faible flux, nous pouvons distinguer en partie la distribution des évènements à zéro photon et la distribution des évènements à un photon ou plus. En mettant en place un seuil, on pourrait détecter la présence d’un photon (ou plus) dans chaque trame. Nous n’avons pas implémenté cette possibilité dans le logiciel de réduction de données. En effet, lorsque les données contiennent une proportion significative de trames avec deux photons ou plus, un tel seuil complique énormément le débiaisement du signal du "bi-spectre", impliquant une mesure de la clôture de phase plus compliquée. Une discussion détaillée de l’impact de la mesure statistique sur le "bi-spectre" des franges peut être trouvée dans Basdenet Haniff(2004), Gordonet
Buscher(2012), et Garciaet al. (2016). À noter, notre compréhension de la statistique du signal utilisé
dans le modèle dans la présenté dans la sectioniv.3est utilisée pour le débiaisement du "bi-spectre" qui est en train d’être implémenté dans le pipeline de réduction de données.
PA R T I E 2 : É T U D E S TAT I S T I Q U E D E L A M U LT I P L I C I T É D E S
É T O I L E S M A S S I V E S
vi
O B S E R VAT I O N D E S É T O I L E S M A S S I V E S
Sommaire
vi.1 État de l’art des observations interférométriques . . . 80
vi.1.1 SMASH+ . . . 80
vi.1.2 ORION . . . 81
vi.1.3 Relevé dans l’hémisphère nord avec CHARA . . . 82
vi.2 Observations des étoiles O avec MIRC-X . . . 82
vi.2.1 Contraintes . . . 82
vi.2.2 Liste du grand relevé . . . 83
vi.3 Observations . . . 89
vi.3.1 Nécessité du relevé de démonstration . . . 89
vi.3.2 Stratégie d’observations . . . 89
vi.3.3 Log des observations . . . 89
vi.3.4 Démonstration d’une magnitude limite de H =8 . . . 90
Dans la partie précédente, nous avons vu l’amélioration en sensibilité que pouvait apporter la caméra C-RED ONE, en permettant des observations jusqu’à H =7.5. Cette magnitude limite permet d’observer un nombre suffisant d’étoiles de type O pour réaliser une étude statistique des paramètres de multiplicité des étoiles massives.
Comme rappelé dans la section introductive (sect.i.1.5), l’interférométrie optique à longue ligne de base (OLBI) permet d’explorer les domaines de séparations que ne peuvent atteindre l’imagerie directe, la photométrie et la spectroscopie.
Dans cette partie, je présente les relevés utilisant l’OLBI pour la recherche de compagnons des étoiles massives, ainsi que le relevé que j’ai effectué. Ensuite je présente la méthode de réduction et d’analyse systématique des données acquises avec MIRC-X. Pour finir, je présente les résultats de l’analyse statistique préliminaire effectuée sur mes données d’observations.