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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
L'interférométrie différentielle
avec l'instrument A.M.BE.R. / V.L.T.I.
Osservatorio Astrofisico di Arcetri
Le site du consortium : http://amber.obs.ujf-grenoble.fr
avec Romain G. Petrov, Alain Chelli et le consortium A.M.BE.R.
Florentin Millour
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L'instrument AMBER
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Le principe d'AMBER
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Le principe d'AMBER
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Le principe d'AMBER
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AMBER,
instrument focal proche
infrarouge du VLTI
• Interferométrie + Spectroscopie• 3 telescopes• Bandes spectrales K, H, J• Basse résolution : 35• Moyenne résolution : 1500• Haute résolution : 12 000• Sensibilité : K~11
• Etoiles jeunes• Matière circumstellaire• Activité stellaire• Paramètres fondamentaux • Echelles de distance• Noyaux actifs de galaxies• Planètes extrasolaires• Asteroides
• PDR: 2001• FDR: 2002• PAE: 2003• Commissioning: 2004-2005• Premières observations scientifiques : 12-2004• Temps ouvert : Octobre 2005• Temps ouvert sur tous les modes : 2007 ?
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VLTI
150m
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Problématique instrumentale
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Observables d'AMBER
• Spectre : S
• Visibilité : Vi = <|Ci()|2>images
• Visibilité différentielle : Vid(Re[CiCiref*>images]
• Phase différentielle : idtan-1(<Ci()Ciref*>images)
• Clôture de phase : tan-1[ <C1 C2 C3images ]
•“Clôture” de phase différentielle : dddd
Canal de travail Ci
Canal de référence Ciref=∑Ci
Voies photométriques
Voie interférométrique
Visibilité complexe image par image : Ci()(Corrigée du piston achromatique
dans le traitement des données)
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Piston achromatiquemesuré avec AMBER
Piston achromatique
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“Jitter VLTI / Uts / ATs"Amplitude : de 0.5 à 1m
Frequence : >20Hz
● Visibilité intrumentale au labo : 0.85● Visibilité max. Avec les UT sur le ciel : 0.60● Visibilité max. Avec les AT sur le ciel : 0.80
=> Besoin d'une correction du jitter(en cours d'étude)
Biais de jitter
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Wavelength (cf. Meisner and Le Poole, 2003)
J H K
Indi
ce d
e ré
frac
tion
nor
mal
isé
n (,t) = nST,dry (). Gdry(P,T) + fwet (). Gwet(q) + A(, q)
Dispersion chromatique de l'air
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Biais instrumentaux
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Dérive instrumentale
f0
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Beam Commuting Device
Beam Commuting Device (BCD).Annuler les phases instrumentales et atmosphériques qui varient rapidement (temps caractéristique de l'ordre de la minute)Commutation de 2 faisceaux sans inversion d'image.Accélération du temps de calibration.
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Performances actuelles
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Performances actuelles d'AMBER en labo
Mesurées :
Attendues :
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Performances actuelles d'AMBER sur le cielDecembre 2004, étoile de calibration (V~1),
K=5, 80s de temps d'observation, pas de BCD
=> Pour les exoplanètes on aurait besoin de 8000s~ 3.5h de temps d'observation (OK !) ~50-80h de temps de télescope (pas OK !)
(dans l'état actuel du VLTI)
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Ce qu'on fait avec AMBER aujourd'hui
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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
Exoplanètes
Etoile
Planète
Photocentre
Etoile
Planète
Photocentre
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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
Ara
(Stee et al. 1995)
<
Stee et al. (en préparation)
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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
Car
Petrov et al. 2005
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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
Vel
Millour et al. 2005 (en préparation)
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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
Conclusion
● AMBER est aux specs (et même un peu plus), on
attend maintenant que le VLTI se mette à niveau.
● Programmes généraux bien avancés (Etoiles
chaudes et massives)
● Programme exoplanètes en cours de réalisation
(limites du soft en cours d'être atteintes, stratégies
d'observations à planifier)
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F. Millour, O.C.A., 30 Septembre 2005
Merci de votre attention
AMBER se trouvelà d'habitude
J'ai déjà dormi ici(ouah la chance !)