L'interféromètre VL TI et l'instrument MIDI

a. Le VLTI

Leprojet de Very Large Teles ope de l'ESO adonné l'o asion,dès ledébut des

années 80, en protant des ré ents développements en interférométrie optique, de

disposer de plusieurs téles opes de

8 m

de diamètre, séparés de distan es de l'ordre de la entaine de mètres, pour les re ombiner et réaliser un interféromètre. Il est

apparu rapidementque si l'on voulait préserver la possibilitéde faire de l'imagerie,

un réseaude quelques grandstéles opes xes était insusant; il futdon dé idé de

leur adjoindre un ertain nombre de téles opes auxiliaires déplaçables (deux dans

un premiertemps, puis e nombre fut porté à trois, etle nan ement pour un qua-

trièmeestmaintenanta quis).Untempssuspenduaumilieudes années90pour des

raisons budgétaires, le VLTI fut redéni en re entrant son développement sur l'in-

frarouge, tantpro he quethermique. Cela permettait de s'aran hir de la né essité

d'une optique adaptative sur les téles opes de

8 m

dans l'infrarouge thermique, où ils ne sont pas loin d'êtrelimités par la dira tion,tout en préservant lapossibilité

l'ordre de quelques

r0

, 'est-à-dire la distan e ara téristique au-delà de laquelle la phase du front d'onde varie de plus de

1 rad

[

Fried, 1965 ℄

.

Dans e ontexte, un instrument de test, VINCI

[Kervella et al.,

2000℄,

fut pro-

posé et développé, sur le prin ipe de l'instrument FLUOR mis aux normes ESO.

Comme a priori au un développement spé ique n'était né essaire, il devait servir

de pré urseur et de validateur du VLTI en prévision de l'arrivée des deux instru-

ments s ientiques de première génération, MIDI (dans l'infrarouge thermique) et

AMBER [

Petrov et al.,2000 ℄

(dans l'infrarougepro he).

Le réseau du VLTI onsiste a tuellement en quatre téles opes prin ipaux (Unit

Teles opes), de

8,2 m

de diamètre, baptisés Antu, Kueyen, Melipal et Yepun (alias respe tivement UT1, 2, 3 et 4), e qui signie dans la langue des Indiens Mapu he

le Soleil, la Lune, la Croix du Sud et Vénus (l'Etoile du Berger). Ces quatre téles-

opesformentleréseau VIMA(VLTInterferometerMainArray).Troispuis quatre

téles opes auxiliaires (Auxiliary Teles opes), de

1,8 m

de diamètre omplètent ou omplèteront le site. Ces téles opes additionnels forment le réseau VISA (VLT In-

terferometer Sub-Array). Il est possible de re ombiner ATs et UTs dans un mode

hybride. Le s héma global d'implantation ausommet du Mont Paranal est indiqué

sur la gure 1.18. Les empla ements disponibles sont sur les n÷uds d'une grillede

maille arréede

8 m

de té.Trentepositionsdiérentes sontpossiblespourlesATs.

Le s héma optique général du VLTI est visible sur la gure 1.19. UTs et ATs

partagentuns héma optiquesimilaire,du miroirM

1

aumiroirM

11

.Lesoptiquesde transfert sont les miroirs 12 à 16, les lignes à retard étant onstituées de M

13

, M

14

etM

15

. Ce dernierestun miroirà ourburevariable(Variable Curvature Mirror, ou VCM). Lalumière olle tée par lemiroirM

1

est redirigéevia lefoyerNasmythvers letrainCoudé(miroirsM

4

àM

11

),quiinje te lalumièredans letunnelde laligne à retard.Les optiques de transfert(M

12

etM

16

)redirigent le fais eau vers un hariot deligneàretard,oùilestrétroréé hi.LeVCM, onçuauLaboratoired'Astronomie

Fig.1.18  Plan d'ensemble du sommetdu Mont Paranal.

Fig. 1.19  S hémaoptique du VLTI.

b. MIDI

Introdu tion Un observatoire ne se onçoit pas sans instrument pour utiliserau

mieux lespossibilitésdes téles opes. D'emblée leVLTIa étépensé en parallèleave

eux qui allaient permettre de l'exploiter. Mis à part le as de l'instrument de test

VINCI, deux instrumentss ientiquessontprévusdès l'origine:AMBER, interféro-

mètre multiaxialtravaillantdans lesbandes J,H etK,sur deux ou troistéles opes,

et MIDI,interféromètre oaxial prévu pour re ombiner deux fais eaux dans un pre-

20 µm

. Mon travailde thèse a en partie porté sur MIDI. Unevue générale plus dé- tailléesetrouvedans

[

MIDI,1998;Leinertetal.,2003 ℄

etsurtoutdanslesdo uments

de la Final Design Review du 29 février2000 (notamment

[Leinert, 2000℄).

Présentation générale

Buts s ientiques Lagamme de distan es etde températures des objets a -

essibles à un instrument fon tionnant à

10 µm

sur un interféromètre béné iant des longueurs de base du VLTI est vaste. Il s'ensuit que les buts s ientiques de la

onstru tiond'untelinstrumentsontmultiplesetd'abordplus oumoins omplexes.

1. Objets jeunes et formation stellaire. Parmi les avantages de es objets gure

leur uxrelativement importantà

10 µm

. Dansdes régions pro hes de forma- tionstellaire,dans leLoup,leTaureauoul'Aigle,parexemple,àdesdistan es

typiques de l'ordre de

140

p , on trouve des T-Tauri dont les magnitudes en bande N sont omprises entre +2 et +5 (ave même quelques étoiles de ma-

gnitude N=

0,5

). A es distan es, la résolution angulaire du VLTI à

10 µm

orrespondàdesé hellesde l'ordrede

2,2

unitésastronomiques, e quipermet d'envisager une

((

plongée

))

au ÷urde l'environnement ir umstellairede es objets. Des études plus détailléessont développées dans

[

Pares e, 1997 ℄

;

2. Objetssubstellaires.Lesobje tifsde MIDIdans ette atégoriede sour essont

doubles. Il est ainsi envisageable de pouvoir déte ter des Jupiter hauds, que

e soitpar déte tiondire tedans l'interférogrammeouparlaméthodedite de

phasediérentielleentre lesbandesKetN. Ildevrait être également possible,

a fortiori,de déte ter des naines brunes autourd'étoiles pro hes;

3. Etoilesévoluées.Plusdedétailssur esétoilesenndevieserontdonnésparla

suite,danslapartie4.1.MIDIdevraitpermettrel'étudedelapertedemassede

esobjets,enparti ulierenutilisantlabandedessili ates, elledelastru ture

des vents stellairesainsi que les pro essus de formation des poussières. Par la

suite, l'extension de MIDI à

20 µm

devrait permettre d'aborder des gammes de longueurs d'onde plus ri hes en informationsspe trales;

4. Noyauxdegalaxiesa tives.Ils'agitlàd'undesobje tifsprin ipauxdel'instru-

ment.Au ÷urdesgalaxiesditesa tivesrésideen eetunnoyau ompa tdont

la luminositédépasse de loin elle des noyaux des galaxies plus

((

normales

))

. Unehypothèsemaintenantlargementrépandue onsisteàpenserqu'on trouve

au sein de es objets un trou noir parti ulièrement massif, et que l'ex ès de

luminosité observé serait dû à un apport de matière dans e trou noir via

undisque d'a rétionrelativement ompa t.Maisplusieursphénomènespour-

raient oexister à l'intérieur de e disque d'a rétion, phénomènes dont les

inuen esrelativessonten ore malappré iées. MIDIdevrait permettre d'étu-

Le onsortium La réalisation de l'instrument fut prise en harge par un

onsortium omptantun peu plusd'une demi-douzained'instituts répartissur trois

pays:

 au Max Plan k Institut für Astronomie de Heidelberg se trouve le ÷ur du

onsortium.OnytrouveeneetlePrin ipal Investigator ChristophLeinert,

leProje tManager UweGraser;l'institutesten hargedelagestiongénérale

du projet, du déte teur et de son éle tronique de le ture, de la réalisation

du système de modulation interne de la diéren e de mar he, du système

ryogénique, du ontrle de l'instrument tant au niveau logi iel que matériel,

de l'interfaçageave l'ESO,de l'intégration etdes tests;

 l'Observatoire de Paris, à sa se tion de Meudon se harge du ltrage spatial

par bre et de la réalisationdu logi ielde rédu tion des données (DRS,Data

Redu tion Software). S'y trouve égalementun des o-PIs, Guy Perrin;

 l'Astronomi alInstitute Amsterdam abritele se ond o-PI,Rens Waters,et

est en harge de la préparation des observations, notamment de la dénition

des sour es;

 le Sterrewa ht Leiden,à Leyde, est responsable de l'organisationlogi ielle gé-

nérale, de l'ar hivage, etdu développement d'outilsinformatiques;

 la Netherlands Foundation for Resear h in Astronomy à Dwingeloo et le

Kapteyn Astronomi al Institute de Groningue réalisent le ban des optiques

froides;

 l'Observatoire de la Cte d'Azur et plus parti ulièrement sa se tion de Ni e

ontribuent auS ien e Group;

 le Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik de Fribourg est responsable de la

on eption etde laréalisationdu ban des optiques haudes;

Fig. 1.20  Lesoptiques de MIDI.

Fig. 1.21 Les optiques de MIDI (vue 3D).

Détail de l'instrument

Con ept Uns héma desoptiquesest présentéauxgures1.20et1.21.Comme

lerayonnement perçu par undéte teur fon tionnantà

10 µm

est dominépar l'émis- sionthermiquedes optiquesdites

((

haudes

))

,laplupartdes omposantsdel'instru- mentdoiventêtreinstallésdansun ryostatrefroidi,pourMIDI,entre 4et

8 K

pour ledéte teur,

40 ± 5 K

pour les optiques froides et

77 K

pour lebae froid externe.

La re ombinaison des fais eaux se fait dans le plan pupille et la déte tion du

signal dans le plan image, an de limiter les eets dûs au fond thermique et à la

variabilité pixel à pixel de la sensibilité des déte teurs, phénomène ourant dans

l'infrarouge moyen. Il est possible, en insérant des séparateurs de fais eau (photo-

metri beamsplitters) en amont du re ombinateur (beam ombiner), d'inje ter sur

le déte teur deux voies photométriques en sus des voies interférométriques fournies

en sortie du re ombinateur. Le système de modulation interne de la diéren e de

mar he, deux miroirsmontés sur des piézoéle triques, sontvisibles sur lagau he de

la gure 1.20. De gau he àdroite:

1. Les fais eaux afo aux en provenan e du VLTI arrivent de la gau he. D'un

diamètre initial de

80 mm

dans les tunnels des lignes à retard lorsqu'ils pro- viennent des UTs, ils sont ompressés dans le laboratoire interférométrique

jusqu'à un diamètre de

18 mm

avant l'inje tion dans les instruments. Au une ompression n'est né essaire pour les fais eaux des ATs, ar eux- i arrivent

déjà ave un diamètre de

18 mm

dans lelaboratoire.

2. Après quelques miroirsd'inje tion, omprenantnotammentlesystème de mo-

dulationinternedeladiéren edemar he,lesfais eauxpénètrentàl'intérieur

du ryostat. Lapupille est imagéesur un masquepupillairefroidpour suppri-

mer l'émission thermique extérieure aux fais eaux. A un foyer intermédiaire

peuvent ensuite être insérés diérents ltres spatiaux ou masques. Les fais-

eaux sont ensuite re ollimatéset dirigéssur lere ombinateur.

3. Deux fais eaux interférométriques émergent de ette dernière, en opposition

de phase.Ces fais eaux sontredirigés vers ledéte teur.

Optionnellement, des séparatri es peuvent être inter alées an de pouvoir dis-

poser de voies de suivi photométrique, permettant d'améliorer la pré ision de la

détermination du ontraste (aux dépens d'une perte en sensibilité toutefois). Un

jeu de ltres spe traux est également prévu, ainsi qu'un système dispersif. Outre

une ertaine résolution spe trale, ela règle aussi partiellement le problème de la

saturation du déte teur par leux du fond thermique.

Cara téristique Valeur Remarque

Diamètre des téles opes

8 m

UTs

1,8 m

ATs (pour les sour es les plus brillantes) Longueur de base 47 à

130 m

UTs 8à

200 m

ATs Résolutionangulaire

20. 10

−3′′

_λ/D

pour

100 m

de base Couverture spe trale 8 à

13 µm

bandeN 17à

26 µm

bandeQ Champde vue

≈ 1

′′

Largeur à mi-hauteur de la ta he d'Airy à

10 µm

0,26′′

UTs

1,14′′

ATs Temps de ohéren e

100 ms

pour un dépla ement de moins de

1 µm

rms de l'in- terférogramme

Temps de stabilité atmo-

sphérique

200 ms

pour lamodulationdu fond thermique(

5 Hz

)

Diamètre des fais eaux en

amont des ompresseurs de

fais eaux

80 mm

UTs

18 mm

ATs

Déte teur(

320 × 240

pixels)

50 µm

Tailledu pixel

≈ 1000

e

−

bruit de le ture

≈ 2.107

e

−

profondeur de puits

Tab. 1.3 Cara téristiques de MIDI.

Fon tionnalités de MIDI MIDI ore plusieurs ongurations possibles pour

l'observation. Ces ongurations onditionnent bien évidemment lemode de rédu -

tion qui sera appliquéaux données.

Résolution spe trale. MIDIdispose d'unjeude ltres,ainsiqued'un réseau

permettant d'obtenir une ertaine résolution spe trale. Les ltres disponibles sont

lessuivants:

Nomdu ltre N-broad N-high N-low [ArIII℄

λc

(

µm

)

10,70

9,00

11,75

8,99

∆λ

(

µm

)

6,50

3,10

3,50

0,14

Nomdu ltre H2(0-0)S(2) [NEII℄ Continuum1 Continuum2

λc

(

µm

)

12,28

12,81

11,50

08,50

∆λ

(

µm

)

0,14

0,14

0,14

0,14

Tab. 1.4  Modes dispersifs disponibles sur MIDI.

λc

désigne la longueur d'onde entrale et

∆λ

lalargeur de la bandepassante.

Lesquatreautresempla ementsdelaroueàltres ontiennentunltrededensité

de

10 %

, un empla ement pour un ltre Q, un empla ement videet un fermé.

Masques et ltres spatiaux. Cette atégorie re ouvre en fait physiquement

tout e qui est insérable au foyer intermédiaire dans le ryostat. Ce peut être un

trou ltrant, un système à triple trou (utile pour une des possibilités d'estimation

du fondthermique, lamodulationvirtuelle, voirle paragraphe 2.2.4),une fente, ou

bien une bre. Des guides d'onde monomode ont ainsi été développés tant dans la

perspe tive de MIDI que pour

DARWIN[Bordé et al.,

2002℄.

Modulation du fond thermique. La liste détaillée de es modes se trouve

dans le paragraphe 2.2.4.

Prise en ompte de la ontamination photométrique. Ainsi qu'il a été

exposé un peu plus haut,MIDI orela possibilitéde disposer ou non de voies dites

photométriquespermettantl'étalonnageen tempsréeldes u tuationsdel'intensité

stellaire dans haque voiede l'interféromètre.

Modes de rédu tion Ces modes sont dé rits dans le do ument

[Leinert, 2000℄.

Ils peuvent être regroupésen quatre familles:

Intégration ohérente Ces trois modes sont développés à l'Observatoire de

Leyde etreposentsur laméthode du

((

spe tre annelé

))

.Ontire partidufaitquele piston est a hromatique en diéren ede mar he, e qui, dans un mode dispersé, se

traduit par unemodulationdu signalen fon tion de la longueur d'onde, pour toute

positionautre que ladiéren e de mar he nulle.

1. statique. Dans e mode, le miroir de modulation rapide de la diéren e de

mar he reste immobile. L'interférogramme est balayé grâ e à la turbulen e

atmosphérique, eten parti ulierau piston.Ensupposant que elui- isuit une

statistiquedeKolmogorov,ilestpossiblederemonter àl'informationde phase

et don àla visibilité.Cette méthode est détaillée dans [

Meisner, 1998 ℄

;

2. à inversion de phase. (phase swit hing).

3. en mar hes d'es alier. Ce mode ne peut s'appliquer que lorsque les fais eaux

sontdispersés.Il s'agitd'opérersur lesdonnées unetransformationde Fourier

2D à pas variable. Une des dimensions est la dimension temporelle liée à la

diéren ede mar hevia ledépla ement dumiroir demodulationinternede la

diéren edemar he.Lase onde dimensionestladire tionde dispersion.An

de tenir omptedel'interfrangevariableen fon tionde lalongueur d'onde,on

hoisitdans ettedimensionunpasvariablede latransforméede Fourier.Plus

de détails sont a essibles dans

[Cotton

et al.,

2000℄,

ABCD en mar hes d'es alier et en rampe Fondés sur les algorithmes

ABCD en mar hes d'es alier eten rampe(voiràleursujetlesparagraphesb.et .),

es deux sous-familles de modes se diéren ient par leur usage du système de mo-

dulationdu fond thermique, selon les modes dénis en 2.2.4.

1. virtuel (virtual). Il s'agit d'utiliser les trois trous pour estimer le fond ther-

mique. Lesvoies photométriques sontabsentes dans e mode;

2. staring (staring). Le fond thermique est é hantillonné avant et après l'a qui-

sition de plusieurs interférogrammes. Les voies photométriques sont absentes

dans e mode;

3. modulant ( hopping). Le fond thermique est mesuré avant et après haque

interférogramme.Les voies photométriquessont absentes dans e mode;

4. pré is (pre ise). La modulation du fond est réalisée de la même manière que

dans le as pré édent, mais ondispose alors des voies photométriques.

Modes

((

Fourier

))

Sous etteappellationonregroupe deux modes de rédu - tion des données quireposent sur lemême prin ipe,à savoir le al ul d'une densité

spe trale de puissan e relative à l'interférogramme, onformément à l'algorithme

indiqué dans leparagraphe 1.4.2.

1. Fourier aveugle (spe kle). Dans e as, la position de la diéren e de mar he

nullen'estpas onnue: ellen'estfournie niparun suiveur defranges externes,

ni par un algorithme propre à MIDI à partir de l'interférogramme pré édem-

ment a quis. Les franges sont don a quises

((

en aveugle

))

, et seuls le al ul desdensités spe tralesde puissan e etleur additionpermettentd'extraireune

estimationde lavisibilité. Cemode est réservé, parnature,auxobjets lesplus

faiblesetdon l'estimation de visibiliténale est peu pré ise;

2. Fourier. Cette fois- i,tout est faitpour garantirla plus grande pré ision pos-

sible des visibilités alibrées, e qui suppose que la position de la diéren e

de mar he nullesoit onnue, ouen tous as al ulable,pour haque interféro-

gramme,ainsi que laprésen e des voies photométriques.

Magnitudes limites a priori Il est possible d'estimer les magnitudes limites

attenduespourl'instrument,en onsidérant,aumoinsdans une première appro he,

que le bruit est dominé par le bruit de le ture du déte teur et le bruit de photons

Notation Expli ation Valeur

η

Rendement quantique dudéte teur

40 %

τ

Transmission totale de l'instrument

1

_{60 % × 50 % = 30 %}

e0(λ)

Fluxréféren ede lamagnitudenulleen N

1,23 10

−12_{W m}−2_/µm

∆t

Temps d'intégration

25 ms

σ_r2

Bruitdele ture 1000 e

−

Ntot

Nombre total depixels 316

E0

Energied'un photon à

10 µm

2,0 10

−20_J

∆λ

Bandepassante optique 4 valeurs: f.plus loin

Npix

Nb.depixels pour laBP optique 4 valeurs: f.plus loin

δλ

Résolution 6 valeurs: f.plus loin

npix

Nb.depixels par élément spe tral 3 valeurs: f.plus loin

S

Surfa e olle tri e d'un téles ope

2

50 m2

pourun UT,

3,24 m2

pour unAT,

0,16 m2

pour un sidérostat.

m

Magnitude

N_∗

Nombre de photonsstellaire par se onde

Nb

Nombre de photonsde fondpar se onde

3

Tab.1.5 Hypothèses pour le al ulde magnitude limitepour MIDI.

1.Adé omposeren

60%

detransmissionpourlesoptiquesfroideset

40 %

pourlesoptiques haudes.

2. Lesphotons sont issus de deux téles opes, mais ils se répartissent entre deuxpaires de

voies interférométrique et photométrique.

3. Ce niveau tient ompte des optiques haudes à

290 K

, d'un iel supposé également à

290 K

( equiesttrèsprobablementexagéré,maisrestenégligeable),etdesoptiquesfroides à

40 K

. Lefond estvudans

1λ

2

, ave une émissivitédes optiquesde 1.

Rapport signal à bruit

η

,

τ

,

e0(λ)

,

E0

et

δt

étantxés, lesignal stellaire

N

∗

vaut

N_∗

= ητe0(λ)∆λS∆t

hν

10

−0,4m

où

h

désignela onstante de Plan k et

ν

lafréquen e orrespondant àune longueur d'onde de

10 µm

.Numériquement,on obtient

N∗

≈ 7,38.106∆t∆λS10−0,4m

∆λ

étantexprimé en mi romètres.

On peut de plus al uler

Nb

en fon tion de labande passante optique:

Bande passante (

µm

)

8 → 13

7 → 14

10,0 → 13,2 7,4 → 10

Nb

7,22 1010

1,02 1011

5,92 1010

2,07 1010

Lerapport signal à bruit est alors en lumière blan he:

S/B =

7,38 10

6_S∆t∆λ10−0,4m

p

(7,38 106_S∆λ10−0,4m_{+ Nb)∆t + N}2

totσ2r

Endispersant,on obtient:

S/B =

7,38 10

6_S∆t∆λ10−0,4m npix

Npix

q

(7,38 106_S∆λ10−0,4m_{+ N}

b)∆t_Nnpix_pix

+ n2pixσ2r

(1.10)

Résultats Les magnitudes limites ont été estimées sur la base d'un rapport

Dans le document Interférométrie stellaire dans l'infrarouge en présence de fond thermique (Page 47-61)