UT 1 - Amis des Sciences

Le Very large télescope
des défis techniques et des résultats astronomiques
Friday, March 15, 2013
Presentation
• Jean-Baptiste Le Bouquin
• 33 ans (= jeune chercheur)
• Astronome Adjoint - OSUG / UJF
• These en 2006 à Grenoble
• CDD au Chili de 2006 - 2010
Friday, March 15, 2013
Presentation
Sujets de recherche: Techniques d’observations, Physique stellaire.
Méthodes de recherche: Instrumentation, Observations
UT1
8cm
UT3
UT2
UT4
A PIONIERing interferometer
In a grand display of astrophotonics, the light from four telescopes
at the Very Large Telescope Interferometer (VLTI) in Chile was combined in late October for the first time,
by the Precision Integrated2010−10−28
2010−12−07
Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment (PIONIER). The visiting
instrument, developed at the Laboratoire d’Astrophysique de
Grenoble (LAOG) in France, complements the two existing VLTI
instruments that combine light from two and three telescopes.
Before even reaching PIONIER, the light paths from the four
1.8-meter auxiliary telescopes at the VLTI had to be controlled to
less than a micron. Each of PIONIER’s four alignment units, seen
above in the foreground, focuses one of the incoming VLTI beams
into an optical fiber. The fibers channel the light into the heart of
the instrument: an integrated optics beam combiner, developed at
LETI, a French Atomic Energy Commission laboratory, in collaboration with LAOG. Housed under the folded metal cover to the left of the alignment units, the combiner, smaller than a credit card,
interferes each beam with all the others (see the inset). The 24 combiner outputs are then focused onto a detector in the brass
cryostat.
The interference output of PIONIER will have the resolving power of a virtual telescope some 100 meters across. The first images
are anticipated in early 2011. Among the topics that PIONIER will study are protoplanetary and debris disks, hot Jupiters, and stellar
surfaces. (Photo courtesy of Bernard Lazareff/LAOG/OSUG/UJF/CNRS and the European Southern Observatory; inset courtesy of
LAOG/UJF and CEA/LETI, photo © CNRS Photothèque/Emmanuel Perrin.)
2010−12−22
−5
Le composant d’optique
intégrée IONIC - 4T
A star
ELT
VLTI
0
M giant
le Very Large Telescope Interferometer
5
To submit candidate images for Back Scatter, visit http://www.physicstoday.org/backscatter.html.
108
December 2010
Physics Today
−5
L’instrument
PIONIER
Friday, March 15, 2013
Solar system
Sun
www.physicstoday.org
0
5
−5
0
3
5
−5
m
v
earth
m
0
5
Image interferometrique
HRA de la binaire
symbiotique SS Lep
Un peu d’histoire... et
de technique
LuneEe de Galilée.
Schéma opGque d’une lune/e astronomique classique. Les deux lenGlles permeEent de procurer le grandissement nécessaire (l’angle de sorGe des rayon α’ est supérieur à l’angle d’incidence sur l’objecGf α). Notez que l’image est inversée.
Télescope réflecteur de 6 pouces qu'Isaac Newton, présenté à la Royal Society en 1672. Le foyer est “coudé” par un miroir interne afin de permeEre l’installaGon d’un oculaire pour l’observaGon a l’oeil. Comme pour la luneEe, l’oculaire permet d’obtenir du grandissement et renvoi l’image à l’infini.
Friday, March 15, 2013
Quelques télescopes historiques...
1840: Lord Rosse
1700:
Herschel
5 meter Hale telescope, Mt. Palomar
Friday, March 15, 2013
2.5m Hooker telescope, Mt. Wilson, California
Question de taille...
Le diamètre d’un télescope astronomique définit deux
paramètres important d’un point de vue des capacités
d’observation :
•
la sensibilité : c’est à dire la capacité à voir des objets
moins brillants.
•
la résolution spatiale : c’est à dire la capacité à voir
des détails plus fins.
La sensibilité est facile a comprendre: plus l'entonnoir est
gros, plus il récolte des photons de lumière... pas grand
chose à en dire.
Friday, March 15, 2013
La résolution spatiale
Comparaison de l’image d’une binaire observée par 2 télescopes de
tailles différentes: la “résolution” du petit télescope n’est pas suffisante
pour séparer les deux composantes de la binaire.
2007.9, VLTI/AMBER,
K-band
“Gros”
télescope
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2007.9, ESO
3.6 m, B -band
“Petit”
télescope
!
1
2008.1,
Aujourd’hui :
télescopes du Keck ...
Telescopes du Keck au sommet du Mauna Kea (Hawaii)
Friday, March 15, 2013
Aujourd’hui :
télescopes du VLT
Miroir de 8m (M1), avec au centre le M3
Friday, March 15, 2013
Le 4 télescopes du VLT
Le Very Large Telescope
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Le Very Large Telescope
•
•
•
Cerro Paranal, Chili
•
Tropique du Capricorne
(hémisphère Sud)
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200km de Antofagasta
Entre la cordillère des
Andes et l’Ocean
Le Very Large Telescope
Ocean Atlantique
Cordillère des Andes
Altitude
0m
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2500m
6000m
Friday, March 15, 2013
Friday, March 15, 2013
Friday, March 15, 2013
Friday, March 15, 2013
Friday, March 15, 2013
Le Very Large Telescope
Ocean Atlantique
Cordillère des Andes
Altitude
0m
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2500m
6000m
Le Very Large Telescope
Cerro Paranal
(telescopes)
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4k
m
40 de
0m ro
de ute
de
v.
Residence
Le Very Large Telescope
•
“Premières lumières”
en 1998 (UT1)
•
Construit et géré par
l’ESO (Europe)
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•
4 Télescopes de 8m
•
4 Télescopes de 1.8m
(Unit Telescope, UT)
(Auxiliary Telescope, AT)
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Monture des télescopes
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47
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RotaGon
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Figure
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layout
of a UTtélescopes with
optics (M1…lM3),
traind(M4
M8),
relay
Comme ous les grands modernes, a mCoudé
onture es …
VLT est al4tude-­‐azimut (au lieu de la tradiGonnelle monture '*the telescope
optics (M9…M11) and transfer optics (M12). An intermediate pupil is located#on M8.
équatoriale). Pour pointer sur le ciel, '+
le parallel
télescope tourne sur lui-­‐même et s’incline autour de l’axe M3-­‐M4. Le miroir M3 est The whole Coudé train is located in a plane
to the (v,!w)-plane.
situé l#
’intersec4on des deux axes de rota4ons. La distance entre le M1 (proche de l’axe d’inclinaison) et M2 (beaucoup '$#
!$#
plus loin) est ajusté de manière à ce q9:26;<5,,0=
ue le télescope soit naturellement équilibré. La distance focale du M1 est un peu plus >[email protected]?;
longue que la distance M1-­‐M2 (Le foyer primaire serait quelque !"#$%mètres derrière le M2). Le M2 est convexe, de manière à '$"
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!% le foyer derrière le M1.
renvoyer !"#
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Functional Description of
the
VLTI
the
VLTI
Doc:
VLT-ICD-ESO-15000-1918
Issue
Issue 2.0
Issue
Issue 2.0
Date
Date
02.08.02
02.08.02
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Le foyer Cassegrain
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Foyer Cassegrain
(M3 escamoté)
560.7
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Lorsque le m
se focalise juste derrière le miroir primaire M1 (percé d’un trou). Ce foyer %iroir M3 est escamoté, la lumière '$$
igure 4-1 Optical layout of a UT with the telescope
Coudé train (M4…M8), relay
'* optics (M1…aM3),
s’appelle C
assegrain. I
l e
st p
arGculièrement dapté aux observaGons d’objets faibles car la lumière n’a subie que deux optics (M9…M11) and transfer optics (M12). An intermediate pupil is located on M8. #
'+
réflexions M1, Coudé
M2). train
Un isinstrument au foyer The (whole
located in a plane
parallel
to C
theassegrain (v,!w)-plane.souffre néanmoins de deux défaut majeurs: 1) il doit être léger car #
il est “suspendu” à la structure du t'$#
élescope ; 2) le plan focal change d’inclinaison lorsque le télescope se penche: 9:26;<5,,0=
!$#
l’instrument doit être très rigide pour éviter les flexions de ses opGques, qui dégraderaient la qualité d’image.
>[email protected]?;
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the VLTI
Date
Date
02.08.02
02.08.02
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Les deux foyers Nasmyth
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Foyers Nasmyth
(M3 en place)
560.7
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Lorsque le m%iroir M3 est en place, la lumière est renvoyée vers un des foyer Nasmyth (un de chaque coté). Ce foyer peut '$$
Figure 4-1 Optical layout of a UT with the telescope
optics
(M1
…
M3), Coudé train (M4…M8), relay
'* posés sur accueillir optics
des (M9
instrument p
lus l
ourds, la plateforme. De plus, ce foyer est dit “invariant par gravité” car le plan …M11) and transfer optics (M12). An intermediate pupil is located on M8. #
'+
focal reste oujours er4cal quelque soit l’inclinaison du télescope. Par contre, il est peu adapté à la mesure de la Thetwhole
Coudévtrain
is located
in a plane
parallel
to the (v,!w)-plane.
#e la lumière, car la réflexion à 45deg sur le miroir M3 modifie fortement la polarisaGon du rayonnement. Au polarisaGon d
'$# 9:26;<5,,0=
!$#
VLT, il est possible d’escamoter/retourner le >[email protected]?;
miroir M3 pendant la nuit, rendant ainsi possible le passage d’un foyer à !"#$%
l’autre en quelques '$"
minutes seulement. Chaque télescopes !"#est équipés de trois instruments.
!%
Friday, March 15, 2013
Exemple d’instruments au foyer
Functional Description of
the VLTI
Doc:
VLT-ICD-ESO-15000-1918
NACO, instrument généraliste et très complexe, dédié à Issue
Issue
2.0
Date
02.08.02
l’imagerie par opGque adaptaGve installé au foyer Page
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Nasmyth du télescope Yepun (UT4).
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Figure 4-1
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560.7
Optical layout of a UT with the telescope optics (M1…M3), Coudé train (M4…M8), relay
optics (M9…M11) and transfer optics (M12). An intermediate pupil is located on M8.
The whole Coudé train is located in a plane parallel to the (v,!w)-plane.
SINFONI, instrument relaGvement simple, installé au foyer Cassegrain de ce même télescope Yepun (UT4).
Friday, March 15, 2013
Functional Description of
the VLTI
Doc:
VLT-ICD-ESO-15000-1918
Issue
Issue 2.0
Le foyer Coudé : seul foyer fixe
02.08.02
Doc:Date VLT-ICD-ESO-15000-1918
Functional Description of
the VLTI
Page Issue472.0
Issue
Date
02.08.02
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56
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Foyer Coudé
,-./01230..7
4560
.7 et M4 en place)
(M3 Figure 4-1
Optical layout of a UT with the telescope optics (M1…M3), Coudé train (M4…M8), relay
optics
(M9
…M11)
(M12).
An intermediate
ondM8.
Figure
Optical
layout
of a and
UTstransfer
with the
telescope
optics
(M1
M3),pupil
Coudé
train
(M4
…M8), relay
Le 4-1
foyer Coudé, situé ous le optics
télescope, au …
niveau dise located
l’axe ’azimut, est seul foyer véritablement fixe: le faisceau passe par The
whole
Coudé
train
is
located
in
a
plane
parallel
to
the
(v,!w)-plane.
optics (M9…M11) and transfer optics (M12). An intermediate pupil is located on M8.
l’axe d’alGtude au niveau M3-­‐>M4, et devient donc insensible a l’alGtude (foyer Nasmyth), puis passe par l’axe d’alGtude The whole Coudé train is located in a plane parallel to the (v,!w)-plane.
au niveau M8-­‐>M9 et devient donc insensible à l’azimut.
Friday, March 15, 2013
Technique : AO
Résultat : Sgr A*
Friday, March 15, 2013
mholtz vortex patterns
La turbulence
Etoile
Onde lumineuse sphérique
PropagaGon lointaine => onde plane
La déformaGon du front d’onde au travers du passage de l'atmosphère correspond à une dégrada4on de la résolu4on angulaire dans l‘image.
Des que sa taille depasse ~40cm, un télescope au sol est immédiatement limité dans sa capacité à voir les détails.
Zone de turbulence atmosphérique => turbulence de l’indice opGque de l’air => distorsion de l’onde
Télescope au sol, qui reçoit un front d’onde perturbé.
Friday, March 15, 2013
Image observée à travers
Image “vraie”
la turbulence
Canada-France-Hawaii Telescope
Vaincre la turbulence
(1)
(1)
(2)
(3)
(2)
(3)
(4)
(4)
La technique d’opGque adaptaGve est la soluGon pour combaEre la turbulence, et restaurer la résoluGon angulaire complète du télescope. CeEe technique est maintenant bien maitrisée et est installée quasiment de manière rouGnière sur tous les télescopes modernes. Le principe de l’opGque adaptaGve consiste à réfléchir le front d’onde sur un miroir déformable, dont la forme est ajustée en temps réel pour compenser les fluctuaGons de phase introduites par la turbulence atmosphérique.
Friday, March 15, 2013
Vaincre la turbulence
Observations
avec NaCo au
VLT
Friday, March 15, 2013
Vaincre la turbulence
!"#$%&'()!$*+*,#-$.*$/0#12,./"23$2,$4%5$"/6
laser
Sodium
Rayleigh
Friday, March 15, 2013
Vaincre la turbulence
Sans AO, il est impossible de déceler Sgr A*, le centre de notre Voie Lactée, parmi toutes les étoiles de la région...
– 22 –
L’AO a permis les premières images directes des exo-­‐planètes...
L’AO permet de détecter les volcan à la surface de “Io”.
Friday, March 15, 2013
Fig. 1.— LBT First Light AO images of the HR 8799 planetary system at H-band and
3.3µm. These images comprise the first detection of HR 8799 e at either wavelength, and
Ou est le centre de la
Voie Lactée ?
Friday, March 15, 2013
Ou est le centre de la
Voie Lactée ?
Centre GalacGque
(constellaGon du SagiEaire)
cté
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La
pla
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o
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G
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a
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ase
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l
e
ci
ie PeGt Nuage
de Magellan
Friday, March 15, 2013
Zoom sur le centre
Sans correcGon des perturbaGons
de l'atmosphère terrestre
Dans l’infra-­‐rouge, on peut percer les nuages de poussière et de gaz. On voit principalement les nombreuses étoiles de ce/e région, presque toutes des étoiles très massives.
En uGlisant le grossissement maximum d’un télescope de 8m, on obGent l’image des quelques étoiles autour de SgrA*. Sur ceEe image, chaque étoile est ponctuelle, mais apparait sous la forme d’une tache d’Airy (diffracGon du télescope).
Friday, March 15, 2013
Avec correcGon par opGque adaptaGve
SgrA*
0.05 a.l.
Orbite des étoiles S
autour de SgrA*
De nombreuses équipes de recherche cumulent des observaGons depuis 1992. Il a été possible de reconstruire l’orbite de plusieurs étoiles S autour de SgrA*. Toutes les etoiles tournent autour d’un point peu lumineux, mais qui est le “centre de masse” de toute ceEe région. L’orbite de l'étoile S2 montre qu’au plus proche (année 2002.33), ceEe étoile S2 passe à environ 3x la distance Soleil-­‐Pluton de cet objet extrêmement massif.
La conclusion est qu’une masse d’environ 4.106 fois la masse du Soleil est concentré au centre de l’amas d’étoile. SgrA* est très probablement un trou noir super massif, et l’étoile S2 passe à environ 2000 Rs (rayon du trou noir) seulement, à une vitesse quasi-­‐
relaGviste (≈ 1% de la vitesse de la lumière).
Friday, March 15, 2013
Le trou noir va bientôt manger
hEp://www.youtube.com/watch?v=ciWGrZMkXVM
hEp://www.eso.org/public/france/news/eso1151/
En 2012, des chercheurs ont trouvé un nuage de gaz qui s’approche du trou noir. La forme et la vitesse du nuage de gaz montre qu’il est déjà déchiré par les forces de marré. Sa trajectoire le fera passer au bord du trou noir dans quelques années... et une porGon finira nécessairement par être englouG.
Friday, March 15, 2013
Technique : RRM
Résultat : GRB
Friday, March 15, 2013
flux gamma
Les sursauts gamma
Les GRB sont les explosions les plus fantas4ques de l’Univers. Elles sont probablement due a l’effondrement des étoiles massives en trou noirs. Ils produisent plus d'énergie en quelques secondes/minutes que le Soleil pendant toute sa vie.
temps (sec)
Friday, March 15, 2013
Le VLT “Rapid Response Mode”
Emission transitoire
de rayon gamma
!"#$%&$#"'()$
0 min
Télescope Swift alert
trigger
VLT XShooter
Portable
Externally generated
alert
Alert processing
system
Automatically
completed OB
observation
request
1 min
OK to
~2proceed
min
data transfer
Data retrieval
Friday, March 15, 2013
Observation
Operators decision
Des “sondes” pour la
cosmologie
Les premières étoiles sont
nécessairement apparues très tôt
dans l’Univers.
L’Univers initial était rempli de
gaz H2, opaque aux photon... les
GRB lointains nous renseignent
sur la fin de ce “dark age”.
Les GRB sont si brillant intrinsèquement qu’on peut les détecter très loin dans l’Univers. Pouvoir associer simultanément “grand télescope” et “capacité de réponse rapide” est la clef pour détecter ces explosions fantasGques qui nous apparaisse très tenues. Les GRB les plus lointains ont plus de 13 milliard d’année lumière.
Friday, March 15, 2013
Technique : VLTI
Résultat : Détails
Un exemple concret et local
d’instrument astronomique pour le VLT
Friday, March 15, 2013
Résolution Angulaire ?
Objet
Taille Apparent
Taille de télescope
necessaire
Lune
30’
0.05 mm
Saturne
20”
5 mm
Sirius
0.006”
20 m
Proxima Centauri
0.001”
100 m
Friday, March 15, 2013
Les télescopes géants :
~10m
Gemini (Hawaii et Chili) - 8m
VLT (Chili) - 8m
Keck (Hawaii) - 10m
Ces télescopes ne suffisent pas a “résoudre” la surface des
étoiles... mais comment augmenter encore la résolution spatiale ?
Friday, March 15, 2013
Augmenter encore la
résolution spatiale...
ELT : un projet de télescope de 40m
•
Construire des télescopes
encore plus grands... tels
que l’ELT (en projet)
•
Utiliser un réseau de
plusieurs petits télescopes :
l'interférométrie
Friday, March 15, 2013
Le Very Large Telescope - Interferometer
VLT - I : un télescope
géant virtuel
Très important : le télescope virtuel équivalent possède la
résolution spatiale d’un télescope de 150m... mais pas la sensibilité.
Friday, March 15, 2013
Pour faire “interférer”
la lumière...
3) superposer
1) collecter
2) transporter
... avec une précision de 1/1000 de mm !
Friday, March 15, 2013
L’instrument “PIONIER”
Proposition faite à l’ESO/VLT fin 2009 par le Laboratoire
d’Astrophysique de Grenoble :
•
•
•
Un recombineur de lumière pour 4 faisceaux.
Fabriqué rapidement : délai 1 an
Rapidement fonctionnel : 1 semaine de tests sur site
Financement et collaboration :
•
•
•
Friday, March 15, 2013
Financement local (Université) et national (CNRS)
Camera provenant de collaborateur aux USA
Composant d’optique intégrée... fruit de 10 ans de
recherche locale.
L’instrument “PIONIER”
Friday, March 15, 2013
Le coeur de PIONIER :
la puce en optique intégrée du CEA/LETI
INOIP A
5 cm
A PIONIERing interfer
In a grand display of astropho
at the Very Large Telescope In
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Optics Near-infrared Imaging
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each beam with all the others (see the inset). The 24 combiner outputs are then focu
Friday, March 15, 2013
.tatsoyrc
Quelques images à Grenoble...
de Janvier à Septembre 2010
Puis déplacement au Chili, à cerro Paranal, en Octobre 2010 ...
Friday, March 15, 2013
“Premières lumières”
du VLTI à 4 télescope
la nuit tombe...
la lumière des 4 télescopes est
injectée dans l’instrument ...
Friday, March 15, 2013
... les interférences sont la !
L'étoile binaire θ1 Orionis C
S. Kraus et al.: Tracing the high-eccentrici
Cette étoile du Trapezium (Orion) est une étoile
double serrée de période ~11 ans
Télescope 6m
θ?#@+5#A
30
l 2004.8 (Sp6)
20
2005.9 (IOTA)
2006.1 (NPOI)
l C1 :L@R<
l l l C1 :L@R<
l Friday, March 15, 2013
(MSDMRHSX
Des observations interférométriques
pendant 8 ans
5+3( ,!$1*A@MC
5+3- ". L*A@MC
OD ont permis
de trouver l’orbite
de cette binaire... et
#
<&# donc de mesurer sa masse : 40x la masse du soleil.
0
2007.0 (VLTI)
2007.1 (NPOI)
2007.2 (NPOI)
✸
2007.9 (Sp6)
2007.9 (VLTI)
2008.0 (Sp3.6)
2008.1 (Sp6)
2008.2 (VLTI)
-10
Z_O"^]V
δ:L@R<
New orbit solution (Docobo Algorithm)
New orbit solution (Grid Search Algorithm)
Data
2003.9 (Sp6)
10
l 9J
&#
l 6G#
8C#
40
dDEC [mas]
C#$":L@R<
&#
!3 L5!A@MC
5+3( ,!$1*A@MC
C
&#
Kraus et al., 2009
(MSDMRHSX
VLT-I ~100m
Fig. 7. Combining AMBER data obtained on three telescope configurat
the θ1 Ori C system with an effective resolution of ∼2 mas (right). For a d
-20
1997.8 (Sp6)
1998.8 (Sp6)
-30
(Sp6) 2001.2
(Sp6) 2000.8
1999.8 (Sp6)
-40
10
0
-10
-20
-30
-40
dRA [mas]
Fig. 8. Comparison of our new orbit solutions with the available astro-
Etoile binaire symbiotique
−5
2010−10−28
2010−12−07
2010−12−07
2010−12−22
2010−12−22
vue d’artisteM giant
M giant
A star
A star
0
5
Solar system
Solar system
Sun
−5
−5
00
Etoile massive bleu
Friday, March 15, 2013
55
−5
−5
m
v
earth
00
Etoile peu-massive, mais
déjà âgé (geante rouge )
Sun
m
55
−5
0
m
v
earth
m
5
Etoile Mira : T Leporis
>1(+292)6D/C#%D6&9D&
8&#?2BGB69#`HM?H#&(#/CHI#^6+1(#.)/0&1#3+2)#(4
T Lep (constellation du Lièvre) est une étoile variable de type
Mira : c’est une étoile en fin de vie dont la partie externe enfle
tellement qu’elle finit par se détacher...
§L
Etoile
centrale
Couche de gaz qui
se détache

Image faite avec le VLTI :

télescope virtuel ~100m
Friday, March 15, 2013
# B1(M&914+2B:&:#D2)'/9629#1(/+X#YJ#(4&#
:
*69/+Q#1Q1(&)#6(1&C3#6))&+1&:#69#/#D2M
§L



1B''216(629#;/1#1B''2+(&:#*Q#/#'+&K62B1#
/9/CQ161#23#(4&#:/(/I#142;690#92#2*K62B1#
L'étoile Altair
Altair, dans le triangle de l‘été, est une étoile en rotation
rapide... tellement rapide qu’elle est aplatie sur les pôles et
enflée à l'équateur. L’image par CHARA confirme bien cet effet
(télescope virtuel de ~300m, composé de 4 télescopes de 1m)
Modèle
Monnier et al., 2008
Friday, March 15, 2013
Image par CHARA
2mas
Et la suite ...
Friday, March 15, 2013
Projet GRAVITY
1 UT + Optique Adaptative
2002
Friday, March 15, 2013
4 UTs en mode VLTI
2015
Friday, March 15, 2013