Soutenance mémoire
Théorème de Zernike-Van Cittert
Au paragraphe précédent, on a introduit le degré mutuel de cohérence complexe g 12(T 1,T 2,t). Pour une source ponctuelle située à l’infini, son module est toujours égal à 1, car A est réel et constant, et se simplifie donc dans l’expression des Gij(t). Lorsque la source n’est plus ponctuelle et rayonne de manière incohérente, on a sur chacun des télescopes T i une superposition des champs électriques V émis par chacun des points de la source. Le résultat est, qualitativement, une diminution de la norme |g 12| lorsque la taille de la source augmente car dans l’expression de G12(t), ) , ( 1 t + t T V et ) , ( 2 t T V sont de moins en moins en phase et la norme moyenne dans le temps de leur produit tend à diminuer. On dit alors que la cohérence spatiale du front d’onde est imparfaite.
La relation entre le degré complexe de cohérence mutuelle et la forme de la source est donnée par le théorème de Zernike-Van Cittert. Sa démonstration mathématique est détaillée dans Léna (1996) et Born & Wolf (1997), et n’est pas reprise ici. Son énoncé est le suivant:
Pour une source incohérente et quasi-monochromatique, le facteur complexe de cohérence est égal à la transformée de Fourier normalisée de distribution d’intensité de la source.
Le facteur complexe de cohérence est par définition le degré complexe de cohérence pour t = 0.
Il est noté m 12 = g 12 0 ( ) , ou simplement m , et sa norme peut valoir entre 0 (source totalement incohérente) et 1 (source parfaitement cohérente). On peut donc écrire, en notant TF la transformation de Fourier et I(a,d) la répartition de lumière sur le ciel:
Mesure du facteur de cohérence
Estimateur utilisé sur l’instrument VINCI
Pour calculer le facteur de cohérence des interférogrammes produits par VINCI, on utilise la méthode développée par Coudé du Foresto et al (1997).
La recombinaison de la lumière, c’est-à-dire l’addition des deux champs électriques, est réalisée non pas dans un plan image comme décrit plus haut, mais selon une direction parallèle à la direction de propagation de la lumière. On parle alors de recombinaison dans le plan pupille, mais le principe est exactement identique au précédent. La mesure de l’interférogramme est réalisée en variant le retard optique t, par le déplacement longitudinal d’un miroir situé sur le trajectoire de la lumière sur un des deux bras de l’interféromètre. Ceci est équivalent à effectuer un déplacement latéral dans le plan image. On obtient alors un tracé de la fonction I(Q ) définie plus haut modulée cette fois temporellement en I(t).
Fibres monomodes et piston atmosphérique
Comme décrit au paragraphe 2.1.2, la traversée de l’atmosphère turbulente déforme le front d’onde de manière aléatoire. En d’autres termes, cela signifie que la cohérence spatiale du front d’onde est diminuée: l’introduction de deux composantes de phase aléatoires sur la surface des deux sous-pupilles va diminuer G12(t), et en conséquence réduire le facteur de cohérence. On dit que les modes de turbulence d’ordre élevés dégradent la visibilité des franges. VINCI utilise des fibres très fines appelées fibres monomodes. Leur nom provient du fait qu’elles filtrent spatialement et rejettent tous les modes d’ordre plus élevé que zéro de la turbulence, et les “transforment” en fluctuations d’intensité du signal. Ces fluctuations purement photométriques sont étalonnées en utilisant les deux signaux photométriques dérivés avant la recombinaison (voir la Section 4.2 et l’article de la Section 13.3 pour plus d’informations).
On sait déjà que la traversée de l’atmosphère peut retarder optiquement le front d’onde en valeur moyenne de phase sur les sous-pupilles, et ceci séparément sur chacune des sous-pupilles. Les fluctuations aléatoires d’indice de réfraction conduisent en effet à des variations de longueur du chemin optique avant le prélèvement de front d’onde effectué par les sous-pupilles. En reprenant le schéma de la Figure 3, on comprend que l’introduction d’un retard optique (on parle aussi de différence de marche) sur une des deux trajectoires de la lumière va déplacer la figure d’interférences d’un côté ou de l’autre de la position initiale (voir aussi le schéma de la Figure 131).
Cet effet est le mode de turbulence d’ordre 0, appelé couramment piston différentiel atmosphérique,ou simplement piston.
Il convient maintenant de revenir au concept de temps de cohérence défini à la Section 2.1.3. Le temps de cohérence t 0 est la durée au bout de laquelle on observe un écart-type de 1 radian sur la phase du front d’onde en un point fixé de l’espace. La différence de phase entre les deux souspupilles est donc une variable aléatoire, dont l’écart-type atteint 2 radians pour une durée de mesure t 0. Ces fluctuations de phase de l’interférogramme se traduisent dans un plan image par des mouvements latéraux du paquet de franges.
Dans le cas d’une recombinaison dans le plan image, le mouvement latéral des franges pendant une observation conduit à un “flou de bougé” lors de l’intégration sur le détecteur. On se rappelle que l’instrument VINCI mesure un interférogramme I(t) modulé temporellement. Dans ce cas, l’effet du piston se traduit par une déformation longitudinale de l’interférogramme, similaire à une “coup d’accordéon”.
L’estimateur du facteur de cohérence de VINCI est basé sur norme carrée de la transformée de Fourier de l’interférogramme. La déformation longitudinale de l’interférogramme se traduit au premier ordre par un changement de fréquence apparent des franges, et donc par une redistribution de l’énergie dans la densité spectrale de puissance. Le piston atmosphérique agit donc sur la visibilité des franges en injectant une quantité d’énergie aléatoire dans la densité spectrale de puissance, et en redistribuant l’énergie initiale de l’interférogramme. Le résultat est l’introduction d’un bruit de mesure sur la visibilité, et donc par exemple une diminution de la précision de l’estimation du diamètre d’une étoile. Le bruit de piston est actuellement dominant sur VINCI pour les observations d’objets brillants (voir la Section 4.4.1 pour d’autres sources de bruit).
Imagerie interférométrique
Si l’on mesure un grand nombre de valeurs du facteur complexe de cohérence (qui constitué d’une norme et d’une phase) dans le plan des fréquences spatiales (u,v) on peut, par par application de la transformation de Fourier inverse à cette carte, obtenir une image de l’objet. La qualité de l’image obtenue est liée à la précision des mesures de visibilité et de phase effectuées et à lacouverture du plan (u,v). Plus le nombre de paires de télescopes utilisé est important (on parle de lignes de base ou simplement de bases), et plus leurs positions sont variées, meilleure est la couverture. On est aidé dans ce domaine par l’effet de supersynthèse qui, malgré sa dénomination un peu pompeuse, est simplement la variation de la séparation des télescopes collecteurs vue depuis la source observée du fait de la rotation diurne de la Terre. Un exemple de supersynthèse limitée sur l’étoile R Leo est donné dans la Section 5.2.5. VINCI ne mesure pas la phase des interférogramme, et on ne peut donc pas reconstruire d’image par inversion de la carte des visibilités complexes. Il est prévu dans l’avenir d’utiliser un système de référence de phase, appelé PRIMA (voir l’article reproduit à la Section 13.4), qui permettra d’observer simultanément deux objets. Les franges obtenues sur l’un des deux objet serviront de référence pour la mesure des franges obtenues sur l’autre objet.
L’Observatoire du VLT à Paranal (Section 4.1) a été conçu dès le départ de manière à optimiser la couverture du plan (u,v). Les quatre télescopes géants de 8 m de diamètre sont positionnés aux sommets d’un trapèze de manière à éviter la redondance des lignes de base. Plusieurs télescopes auxiliaires de 1,8 m de diamètre complètent la couverture, aux plus hautes fréquences notamment.
La Figure 9 montre la couverture résultante du plan (u,v) avec l’effet de supersynthèse durant une nuit d’observation. Sur ce diagramme, destiné à l’origine à illustrer la couverture du plan (u,v) jusqu’à B = 135 mètres (séparation maximale des UT), les bases les plus longues accessibles uniquement avec les AT ne sont pas reportées. On constate que la densité de remplissage est excellente. Le complément apporté par les bases jusqu’à 202 mètres permettra à terme de reconstruire des images très détaillées, proches de celles que fournirait un télescope unique de 200 mètres de diamètre.
Zeta Geminorum et l’étude des Céphéides par interférométrie
Le problème de l’estimation des distances dans l’Univers
Introduction
La distance est une grandeur qui se retrouve dans pratiquement tous les modèles d’objets célestes.
En Astrophysique, la démarche fondamentale de confrontation de la théorie et de la réalité est donc
pour beaucoup conditionnée par notre connaissance des dimensions de l’Univers.
La grande difficulté est que, depuis la Terre, le ciel apparaît comme un espace à deux dimensions. La profondeur pourtant immense de l’Univers est impalpable. Des méthodes de mesure, parfois très subtiles, ont été développées pour accéder à la troisième dimension manquante, et sont présentées dans la Section 3.1.2. Leurs domaines d’application et leurs limitations permettent de les séparer en différentes gammes de distances, différents « barreaux » de l’échelle astrométrique qui nous permet d’appréhender la profondeur du Cosmos.
Pour donner un exemple, aucune magnitude absolue, très importante propriété intrinsèque des étoiles, ne peut être mesurée sans connaître la distance. Ce cas précis prend une résonnance particulière lorsqu’on considère les étoiles variables Céphéides. Elles sont un des piliers les plus fermes de notre connaissance des dimensions de l’Univers, le « barreau » de l’échelle des distances galactiques, par la relation qui lie leur période de variation et leur magnitude absolue. La problématique de la calibration de cette loi et le rôle que peut y jouer l’interférométrie sont évoquésdans la Section 3.1.3.
Le rôle le plus remarquable des indicateurs de distance est dans l’estimation de H0, la fameuse constante de Hubble. Ce paramètre crucial de la théorie du Big Bang décrit l’expansion de l’Univers, et permet de calculer son âge. Bien que H0 soit au cœur de la cosmologie observationnelle depuis maintenant 70 ans, les valeurs fournies par des méthodes différentes sont encore relativement incohérentes. Les Céphéides sont une étape importante dans la mesure de H0.. Le travail présenté ici sur l’observation des Céphéides par interférométrie se positionne donc dans un large contexte de connaissance cosmologique de l’Univers.
Les barreaux de l’échelle des distances cosmologiques
Parallaxe directe
La parallaxe d’un astre est le déplacement angulaire apparent que cet objet décrit, en projection sur la sphère céleste, lorsque l’observateur se déplace (Figure 10). En général, on utilise le mouvement de la Terre sur son orbite autour du Soleil pour bénéficier de la plus grande précision de mesure possible.
On peut relier simplement l’angle parallactique p à la distance réelle de l’objet D (supposée grande devant d) et à celle parcourue par l’observateur d par la simple équation:
Etoiles doubles visuelles
La résolution complète de l’orbite de deux étoiles liées gravitationnellement permet de remonter à tous les paramètres de ces étoiles, y compris la distance du couple à l’observateur.
La distance maximale à laquelle une étoile double peut être résolue dépend de son écartement et donc de sa période. Pour des étoiles lointaines, seules les étoiles doubles possédant les plus longues périodes peuvent être séparées, et la détermination de l’orbite est alors très longue (plusieurs dizaines ou centaines d’années). La distance maximale accessible par cette méthode est donc relativement faible, jusqu’à quelques centaines ou milliers de parsecs. L’interférométrie optique peut apporter beaucoup dans ce domaine: grâce à sa très haute résolution angulaire, elle permet de séparer des étoiles très proches angulairement (de l’ordre de quelques millisecondes d’angle). Des programmes d’observations par interférométrie d’étoiles doubles serrées sont actuellement en cours.
Certaines étoiles Céphéides sont des étoiles doubles, mais du fait de leur distance très importante, la composante secondaire nous apparaît très faible, et pratiquement indiscernable de la composante principale. Il n’existe malheureusement aucune Céphéide qui soit membre d’une étoile double visuelle. Les Céphéides sont des étoiles extrêmement brillantes, mais les étoiles qui leur sont associées sont en général beaucoup plus faibles. De plus, du fait du nombre limité de Céphéides résolvables par interférométrie (voir la Section 8), peu d’étoiles doubles sont observables. Céphéides et RR Lyrae
Les variables Céphéides sont souvent citées comme étant la méthode de mesure fondamentale des distances dans l’Univers. Cela n’est pas sans raison: la loi qui relie leur période à leur luminosité est bien établie (voir la Section 3.1.3). Ce sont des étoiles supergéantes extrêmement brillantes (MV ª-2.5 à -5), mais relativement rares. Depuis le sol, on peut observer des Céphéides jusqu’à plusieurs mégaparsecs, dans les galaxies les plus proches. Le télescope spatial Hubble a permis d’observer avec succès des Céphéides dans la Galaxie M100, située à 16 Mpc (Ferrarese et al. 1996).
Les étoiles RR Lyr sont parfois appelées « Céphéides naines », car, bien que géantes, elles sont plus faibles que leurs célèbres parentes de 4 à 5 magnitudes. Dans le diagramme HR, elles sont situées entre le groupe des Céphéides et la séquence principale, sur la bande d’instabilité. Du fait de leur faible luminosité, elles sont délicates à détecter, mais elles sont présentes en beaucoup plus grand nombre que les Céphéides classiques, et elles possèdent une relation période-luminosité qui leur est particulière.
Supernovae Ia
L’explosion d’une étoile en supernova de type Ia (SN Ia) extragalactique est le signal que la distance à sa galaxie progénitrice pourra être estimée avec précision. La raison en est que le maximum de luminosité absolue est relativement uniforme d’une explosion à l’autre. Cela a pu être démontré par l’observation de plusieurs supernovae de ce type dans une même galaxie. Branch & Tammann (1992) donnent une dispersion statistique des magnitudes absolues du groupe des SN Ia de seulement 0,2 magnitude autour d’une valeur de MB = -19,6. Cependant, de nombreuses SN Ia présentent des luminosités sortant de l’ordinaire. Des déviations de l’ordre d’une magnitude en plus ou en moins ont déjà été observées. Du fait de la relative rareté des événements observés, ces supernovae particulières affectent la précision finale sur la distance.
Le modèle expliquant le mieux les observations spectroscopiques de SN Ia est celui de l’explosion d’une naine blanche membre d’un système binaire serré. Après avoir accrété de la matière à son compagnon, lorsque sa masse atteint la valeur critique de 1,3 masse solaire, les atomes de carbone fusionnent au centre de l’étoile jusqu’à donner des atomes de fer. La déflagration propage très rapidement la fusion vers la surface de l’étoile, transformant environ la moitié de la masse de l’étoile en atomes de fer. L’énergie dégagée par ce processus est colossale, et largement suffisante pour détruire totalement l’étoile, et souvent même les deux membres du couple. La luminosité de l’étoile peut alors, pendant quelques semaines, dépasser celle de toute la galaxie.
Les SN Ia sont détectables depuis le sol et l’espace jusqu’à une distance de plusieurs centaines de mégaparsecs. La plus lointaine supernova de ce type découverte jusqu’à présent est SN 1992bi, dont la lumière a mis 5 milliards d’années à nous parvenir (z = 0,457).
Autres étoiles variables
L’autre grand type de supernova, le type II, peut également être utilisé pour estimer les distances.
Le grand avantage est que la luminosité intrinsèque de ces étoiles variables cataclysmiques peut être plus grande que celle des SN Ia. Cela les rend détectables à des distances plus importantes, mais, malheureusement, leur luminosité absolue maximale est très variable. Celle-ci peut être estimée indirectement par l’étude spectroscopique de la photosphère en expansion (méthode similaire à la méthode Baade-Wesselink, voir la Section 0 pour plus de détails), mais la précision finale sur la mesure de distance reste moins bonne que pour les SN Ia.
On peut aussi citer comme indicateurs de distance d’autres variables pulsantes, comme les Mira et les pulsantes à longue période, mais leurs relations période-luminosité sont beaucoup moins précises que celle des Céphéides.
Méthodes statistiques
Pour mémoire, pour estimer les distances aux galaxies, on peut aussi utiliser l’étude statistique de la répartition de la luminosité des amas globulaires, ou bien de la luminosité des étoiles (par exemple de l’extrémité de la branche asymptotique des géantes rouges dans le diagramme HR) si elles sont résolvables séparément. Pour des distances moins importantes, des amas ouverts galactiques parexemple, on peut aussi utiliser directement la position de la séquence principale comme référence de magnitude absolue. Sur une image de galaxie, en examinant les fluctuations de la luminosité surfacique, il est possible de remonter à sa distance.
Autres méthodes
D’autres méthodes, d’un usage plus restreint, donnent des résultats parfois spectaculaires, comme par exemple l’utilisation des lentilles gravitationnelles. D’origine purement relativiste, la variation de lumière observée est due à la courbure de l’espace-temps au voisinage d’un corps massif, qui peut être une galaxie, une étoile, ou même une planète. Cette courbure provoque une focalisation de la lumière de l’objet le plus lointain, qui nous apparaît donc plus brillant. On peut observer des mirages gravitationnels de quasars et de galaxies lointains, qui sont stables à des échelles de temps très grandes, ou bien le bref passage d’une masse sombre devant une étoile lointaine. Dans ce dernier cas, les variations photométriques peuvent avoir lieu sur une échelle de temps de seulement quelques jours. La forme de la courbe de lumière lors d’un tel évènement permet de calculer les masses des objets impliqués et leurs distances.
Pour les distances à l’intérieur du système solaire, on peut citer les mesures par écho radar avec les grands radiotélescopes terrestres, ou encore les tirs laser effectués au CERGA (France) pour mesurer la distance de la Lune à une précision sub-centimétrique.
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Table des matières
1. Introduction
2. Principes de l’interférométrie stellaire
2.1. Résolution angulaire d’un télescope monolithique
2.1.1. Expression théorique
2.1.2. Atmosphère
2.1.3. Temps de cohérence
2.1.4. Optique adaptative
2.2. Cohérence de la lumière et interférométrie
2.2.1. Introduction
2.2.2. Pupille
2.2.3. Diffraction et image
2.2.4. Théorème de Zernike-Van Cittert
2.2.5. Résolution en interférométrie
2.3. Mesure du facteur de cohérence
2.3.1. Estimateur utilisé sur l’instrument VINCI
2.3.2. Etalonnage des mesures
2.3.3. Modèle stellaire de disque uniforme
2.3.4. Fibres monomodes et piston atmosphérique
2.4. Imagerie interférométrique
2.5. Ouvrages de base
3. Zeta Geminorum et l’étude des Céphéides par interférométrie
3.1. Le problème de l’estimation des distances dans l’Univers
3.1.1. Introduction
3.1.2. Les barreaux de l’échelle des distances cosmologiques
3.1.3. La loi période-luminosité des Céphéides
3.1.4. Méthodes de mesure des distances aux Céphéides
3.2. Etude de la Céphéide zGeminorum avec FLUOR
3.2.1. L’instrument FLUOR/IOTA
3.2.2. Article zGem (A&A 2001)
3.2.3. Relation période-luminosité semi-empirique
3.3. Limitations de FLUOR/IOTA
3.3.1. Longueur de la base
3.3.2. Limitations opérationnelles et répétabilité
4. VINCI et le VLTI: un accès à la très haute résolution angulaire
4.1. L’interféromètre du Very Large Telescope (VLT)
4.1.1. Présentation générale
4.1.2. Article de présentation du VLTI (SPIE 2000)
4.2. L’instrument VINCI
4.2.1. Introduction et historique
4.2.2. Philosophie
4.2.3. Présentation générale de VINCI
4.2.4. Le corrélateur optique fibré MONA
4.2.5. Sensibilité à l’environnement du coupleur triple
4.2.6. Stabilité opto-mécanique
4.2.7. Système logiciel
4.2.8. Aspects opérationnels
4.3. La caméra LISA
4.3.1. Principe de fonctionnement
4.3.2. Focalisation du doublet
4.3.3. Image de la sortie du toron
4.3.4. Fréquences utilisables
4.3.5. Gain et bruit de lecture
4.3.6. Densité spectrale de puissance du bruit
4.3.7. Effet de mémoire et fonction de transfert de modulation
4.3.8. Améliorations prévues
4.4. Précision théorique et outils de simulation
4.4.1. Sources de bruit
4.4.2. Calcul du temps d’exposition
4.4.3. Biais de centrage
5. Premières Franges à Paranal
5.1. Installation de VINCI
5.1.1. Autotest
5.1.2. Autocollimation
5.2. Premières observations stellaires avec les sidérostats
5.2.1. Qualité des données
5.2.2. Les TROBs
5.2.3. Alpha Hydrae, le premier diamètre
5.2.4. Sirius, première étoile de référence
5.2.5. R Leonis, un bel effet de supersynthèse
5.2.6. Alpha Centauri A et B, la séquence principale
5.2.7. Alpha Herculis, faible visiblité
5.2.8. V806 Centauri, bonne précision de mesure
5.2.9. Alpha Scorpii, premier zéro de la fonction de visibilité
5.2.10. Gamma Crucis, une « étoile ESO »
5.2.11. Autres étoiles
5.3. Couplage des télescopes de 8 mètres Antu (UT1) et Melipal (UT3)
5.3.1. Premières franges avec les grands télescopes
5.3.2. Galerie de portraits
6. Tests du VLTI
6.1. Stabilité du laboratoire
6.1.1. Modalités des tests
6.1.2. Tilt des faisceaux
6.1.3. Stabilité de la différence de marche
6.2. Autocollimation, performances des lignes à retard
6.2.1. Turbulence dans le tunnel
6.2.2. Stabilité de la différence de marche dans le tunnel
6.2.3. Régularité du mouvement des lignes à retard
6.2.4. Boucle de métrologie des lignes à retard
6.3. Comportement des sidérostats
6.3.1. Guidage
6.3.2. Différence de marche
6.4. Performances de VINCI sur le ciel
6.4.1. Précision statistique
6.4.2. Efficacité interférométrique
6.4.3. Productivité, fiabilité
6.5. Evolutions possibles
6.5.1. Suivi des franges à haute fréquence
6.5.2. Dispersion spectrale
6.5.3. Mise à jour du détecteur
6.5.4. Bandes spectrales H et L
6.5.5. Interférométrie double champ
6.5.6. Extension à quatre faisceaux
7. Paramètres atmosphériques de Paranal mesurés par VINCI
7.1. Scintillation
7.1.1. Définition et configuration instrumentale
7.1.2. Mesures avec VINCI et l’ASM
7.1.3. Discussion
7.2. Rapport de Strehl
7.3. Piston et temps de cohérence
7.3.1. Définition du temps de cohérence
7.3.2. Temps de cohérence mesuré par l’ASM
7.3.3. Données obtenues avec VINCI
7.3.4. Spectre de puissance
7.3.5. Analyse
7.3.6. Valeur de t0
7.4. Vitesse du piston
7.4.1. Rapport avec le temps de cohérence
7.4.2. Mesures avec VINCI
7.4.3. Corrélation entre les mesures VINCI et ASM
7.4.4. Importance pour les observations futures
8. Programme d’observations de Céphéides avec le VLTI
8.1. Objets accessibles
8.1.1. Céphéides résolvables par le VLTI
8.1.2. Sélection de la ligne de base
8.2. Sélection des calibrateurs
8.2.1. Stabilité
8.2.2. Taille angulaire
8.2.3. Type spectral
8.2.4. Magnitude
8.2.5. Proximité
8.3. Stabilité élevée ou grande visibilité des étoiles de référence?
8.4. Calibration tertiaire
8.5. Observations auxiliaires
8.5.1. Magnitude apparente en bande K
8.5.2. Vitesse radiale
8.6. Précision espérée sur la calibration de la relation P-L
8.6.1. Cas particulier de zGem
8.6.2. Extension aux autres Céphéides observables
8.6.3. Prise en compte de la couleur
8.7. Temps nécessaire à l’exécution des observations
8.8. L’assombrissement centre-bord de L Carinae
8.9. Facteurs limitant la précision
8.9.1. Défauts de l’instrument VINCI et du VLTI
8.9.2. Turbulence atmosphérique
8.9.3. Assombrissement centre-bord
8.9.4. Mesures de vitesse radiale dans le visible
8.9.5. Dispersion de la loi P-L des Céphéides
8.9.6. Vers de plus grandes fréquences spatiales ?
9. Température effective des étoiles de la séquence principale
9.1. Intérêt scientifique
9.2. Etoiles B à K
9.3. Etoiles froides
9.4. Etoiles très chaudes
9.5. Premiers résultats sur Alpha Centauri A et B
9.5.1. Températures effectives
9.5.2. Magnitudes absolues bolométriques
9.5.3. Positions dans le diagramme HR
10. Quelques objets importants à observer avec VINCI
10.1. Epsilon Eridani
10.1.1. Intérêt scientifique
10.1.2. Faisabilité des observations
10.1.3. Méthodes d’analyse des données
10.2. Eta Carinae
10.3. Détection des exoplanètes
10.3.1. Introduction
10.3.2. Précision nécessaire et capacités de VINCI
11. Conclusion
12. Conduite du projet de recherche
12.1. Contexte de la thèse
12.1.1. Le projet VLTI
12.1.2. La formation des jeunes chercheurs à l’ESO
12.1.3. Financement
12.1.4. Encadrement
12.1.5. Moyens et supports techniques
12.2. Observations et participations aux congrès scientifiques
12.2.1. Séjour au JPL et observations sur PTI
12.2.2. Observations avec FLUOR/IOTA
12.2.3. Conférences, écoles et congrès scientifiques
12.2.4. Observations avec VINCI
12.3. L’instrument VINCI
12.3.1. Programmatique
12.3.2. Management et collaborations
12.3.3. Aspects financiers
12.3.4. Résultats
13. Articles
13.1. The angular diameter and distance of the Cepheid zGem
13.2. VLTI: a unique instrument for high-resolution Astronomy
13.3. VINCI: the VLT Interferometer Commissioning Instrument
13.4. Phase-referenced imaging and astrometry with the VLTI
14. Annexes
14.1. Liste de publications
14.1.1. Publications externes à l’ESO
14.1.2. Publications internes ESO
14.2. Acronymes et abréviations utilisés
14.3. Participants au projet VINCI
15. Références
