Sirius, première étoile de référence

La plus brillante étoile du ciel dans le visible, Sirius (a CMa), était idéalement placée près du zénith à l'époque des premières franges. Il s'agit d'une étoile double, dont le compagnon, Sirius B, est une naine blanche très faible. La contribution de Sirius B au rayonnement total de la paire est totalement négligeable en infrarouge. L'étoile Sirius A est une étoile chaude de la séquence principale, de type spectral A1V. Elle n'est pas cataloguée comme variable.

Une séquence type d'observations sur Sirius est présentée sur la Figure 74. On constate que même avec un diamètre effectif des sidérostats de seulement 10 cm pendant la période des premières franges, cette étoile possède une magnitude corrélée suffisamment basse sur la base de 16 mètres pour produire des franges à fort rapport signal à bruit.

Figure 74. Spectres de puissance d'une série d'interférogrammes acquis sur Sirius la nuit des premières franges du VLTI. En abscisse le rang du pixel dans le spectre (proportionnel à la fréquence, échelle de 1,5 Hz/pixel) et en ordonnée le numéro du scan dans la série. Les franges étaient ici décrites à une fréquence de 160 Hz. Le fin trait vertical visible à l'abscisse 71 est un parasite d'origine instrumentale, éliminé depuis l'acquisition de ces données.

L'étoile Sirius a été observée de manière répétée aux mois de mars et avril 2001, servant notamment de calibrateur pour les premières observations de a Hya. Cela a permis de suivre l'évolution de la fonction de transfert de l'ensemble VLTI+VINCI au cours de cette période (voir la Section 0 pour plus de détails).

5.2.5. R Leonis, un bel effet de supersynthèse

R Leo est une étoile supergéante rouge de type Mira. Elle change de diamètre au cours de sa période de pulsation (P = 312,5 jours), comme cela a été observé par interférométrie par Perrin et al. (1999) avec FLUOR/IOTA. Pour référence, ces auteurs ont mesuré en 1996 un diamètre de disque uniforme de qUD=28,18 ± 0,05 mas et en 1997 de 30,68 ± 0,05 mas.

Cette étoile a été observée avec VINCI dans la nuit du 3 au 4 avril 2001. R Leo était alors très près de son maximum de luminosité. L'orientation est-ouest de la ligne de base de 16 mètres utilisée ainsi que la position relativement boréale de R Leo se sont conjuguées remarquablement pour produire un effet de supersynthèse. Il consiste en une variation de la base projetée du fait du mouvement diurne, qui permet d'échantillonner des fréquences spatiales variables sur la courbe de visibilité de l'étoile. Dans le cas où de nombreuses bases sont disponibles simultanément, on peut synthétiser un télescope de grande taille grâce à cet effet et reconstruire une image de l'objet observé à très haute résolution angulaire (lorsque l'information de phase est disponible).

La Figure 75 montre la couverture du plan (u,v) résultant de l'effet de supersynthèse sur R Leo. 12 060 interférogrammes ont été obtenus et réduits sur une période de 2h25 sur R Leo, suivis immédiatement de 2 816 interférogrammes d'étalonnage sur l'étoile de référence a Hya.

Figure 75. Couverture du plan (u,v) durant les observations de R Leo effectuées le 3 avril 2001. Les échelles horizontales et verticales des fréquences spatiales sont graduées en cycles/arcsec.

Comme prévu, le résultat de l'observation est une série de visibilités décroissantes, du fait de l'allongement au cours de l'observation de la base projetée sur le ciel. L'alignement des points de mesure sur la courbe de visiblité est présenté sur la Figure 76. Le diamètre angulaire dérivé de ces mesures pour un modèle de disque uniforme, est qUD(R Leo) = 24,38 ± 0,02 mas.

Figure 76. Visibilités calibrées de R Leonis obtenues le 3 avril 2001. La courbe en trait continu correspond à l'ajustement d'un modèle de disque uniforme sur les données obtenues avec qDU= 24,38 mas.

(1999). Ceci est probablement dû au fait que R Leo se trouvait alors à une phase de sa variation très proche du maximum de lumière, et présentait donc un diamètre minimal. Burns et al. (1998) ont observé avec l'interféromètre COAST une variation de diamètre atteignant 35% de sa valeur minimale en proche infrarouge (l = 0,9 mm).

Les mesures sur cette étoile sont affectées à la fin de l'observation par un vignettage croissant des faisceaux, ce qui provoque une décroissance de la quantité de lumière arrivant sur le détecteur.

La calibration par les canaux photométriques de VINCI permet normalement de s'affranchir de ces variations pour obtenir une estimation correcte du facteur de cohérence. Cependant, l'algorithme utilisé ne prend pas en compte la variation du niveau de bruit de photons. Ce bruit, uniforme en fréquence, était jusqu'à maintenant négligeable dans les données FLUOR, car très inférieur au bruit de détecteur. Dans le cas de VINCI, il intervient de manière proportionnellement plus importante et doit donc être corrigé. L'effet est visible sur la courbe de visibilité de R Leo comme une légère décroissance des visibilités mesurées pour les fréquences spatiales les plus élevées. Elles ont été obtenues à la fin de la série d'observations, alors que le vignettage augmentait. Le bruit de photons ne contribuant plus autant à l'intégrale du pic des franges dans le spectre de puissance, le facteur de cohérence diminue donc légèrement. La correction du bruit de photons dans les mesures VINCI est actuellement à l'étude.

5.2.6. Alpha Centauri A et B, la séquence principale

L'étoile triple a Cen est célèbre pour plusieurs raisons. D'abord, il s'agit du système stellaire le plus proche de nous, avec une distance de seulement 4,4 années lumière, mesurée avec une précision remarquable par le satellite Hipparcos. Ensuite, l'étoile a Cen A est du type spectral G2V, ce qui la rend pratiquement identique à notre Soleil (également G2V). Des observations récentes par vélocimétrie radiale de très haute précision ont même permis de détecter des oscillations acoustiques de périodes comprises entre 5 et 10 minutes, très similaires à ce qui est observé sur le Soleil (Bouchy & Carrier 2001).

a Cen B possède quant à elle un type spectral un peu plus tardif, K1V. Elle est plus faible (mV=

1,33) que a Cen A (mV= -0,00). Etant donnée leur proximité, ces étoiles sont résolues par

l'interféromètre même en utilisant une base aussi courte que celle de 16 mètres des premières franges. La composante tertiaire du système, Proxima (aussi appelée a Cen C) est une naine rouge de type spectral M5.5V. Elle est séparée du couple principal par une grande distance angulaire, et ne contribue pas aux mesures effectuées ici. Proxima, comme son nom l'indique, est l'étoile la plus proche du Soleil.

La sélection de l'étoile injectée dans les fibres se fait dans le visible grâce au détecteur d'alignement de VINCI (TCCD). Les deux étoiles sont suffisamment différentes pour éviter toute confusion, qui serait de toute manière sanctionnée par l'absence de franges d'interférence à la position prévue. Les spectres de puissance de deux des interférogrammes obtenus sur a Cen A et B sont présentés respectivement sur la Figure 77 et la Figure 78.

L'ajustement du modèle de disque uniforme (Figure 79 et Figure 80) donne les diamètres qDU(a

Cen A)= 9,38 ± 0,62 mas et qDU(a Cen B)= 6,78 ± 0,52 mas. On remarque sur la Figure 79 une

dispersion relativement importante des points de mesure de visibilité. Cela est vraissemblablement dû à une vitesse de balayage des franges trop lente (350 mm/s) en comparaison du temps de cohérence au moment des observations (t0 = 33 ms en bande K).

Pour une discussion sur l'interprétation de ces résultats en terme de température effective, voir la Section 9.5.

Mis à part le Soleil, les résultats présentés ici correspondent à la première détermination directe du diamètre angulaire d'une étoile de type solaire, a Centauri A.

Figure 77. Densité spectrale de puissance d'un interférogramme obtenu sur a Cen A.

Figure 78. Densité spectrale de puissance d'un interférogramme obtenu sur a Cen B.

Remarquer la hauteur plus faible du pic frange, comparé à celui de la Figure 77 (a Cen A),

alors que cette étoile est plus petite. La différence provient du niveau de flux de ces deux étoiles: a Cen B est environ trois fois moins brillante que a Cen A.

Figure 79. Mesures de visibilité obtenues sur Alpha Cen A entre le 20 mars 2001. La courbe superposée est un modèle de disque uniforme avec qDU= 9,38 mas. L'échelle verticale n'est pas

la même que pour les autres étoiles, de manière à mettre en évidence la dispersion inhabituelle des mesures.

Figure 80. Visibilité calibrée de a Cen B obtenue le 2 avril 2001. La courbe superposée est