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, Source de poussière des nuages de Magellan
, 46 2.2 Paramètres stellaires utilisés pour représenter la source de rayonnement, p.71
, , p.74
, 95 3.2 Log des observations VISIR de WR104 et HD169916 (étoile de référence), p.108
, Résultats de l'ajustement MCMC sur les profils radiaux des données VISIR
, L'ajustement est réalisé sur les profils normalisés par le maximum, p.110
, DIT désigne le temps d'integration sur le détecteur (Detector Integration Time), NDIT est le nombre d'acquisitions sur une séquence, NEXP est le nombre total de séquences d'acquisition et SR désigne le rapport de Strehl mesuré en bande H, Log de nos observations IRDIS de WR104 et de ses 2 étoiles de référence (4Sgr et TYC 6295-803-1)
, Paramètres de déconvolution SGP utilisés pour nos images SPHERE. Les données en bande K n'ont pas nécessité l'utilisation d'un second niveau de régularisation, p.124
, Le paramètre q correspond à l'indice de décroissance ajusté sur une zone restreinte du profil. Les profils radiaux avec leurs incertitudes sont présentés dans la Figure 3.29, p.128
, Résultats astrométriques du compagnon B à partir des données HST et SPHERE. ? est l'angle de position du compagnon par rapport au nord compté dans le sens trigonométrique (inverse des aiguilles d'une montre)
, Résultats de l'ajustement du rapport de flux existant entre WR104 et le compagnon B. Notre meilleur modèle semble indiquer que ce compagnon est également une étoile massive
,
, Résultat de l'ajustement de l'image réduite en bande K. Le premier ? 2 correspond à la loi de décroissance en température déterminée pour une température de sublimation de 1500 K, le second pour une température de, p.147, 2000.
, Étude préliminaire des performances de l'instrument MATISSE, p.170
,
, Limite de sensibilité attendue de l'instrument MATISSE selon la résolution spectrale et l'utilisation d'un suiveur de frange. Les limites présentées sont en magnitudes, p.185
, Paramètres utilisés dans le logiciel de reconstruction IRBis
, Limite de sensibilité des instruments installés à CHARA
, Table des figures 1.1 Résumé de l'évolution d'une étoile en fonction de sa masse initiale. Les différentes images présentées ici sont issues de réelles observations (à l'exception des vues d'artistes d'objets compacts)
, Àg a u c h e:repré-sentation des différents phases de fusion nucléaire se produisant dans l'étoile. À droite : association du modèle aux différents types spectraux d'étoiles massives
, Note faite par Charles Wolf et Georges Rayet à l'académie des sciences concernant trois étoiles aux spectres particuliers
, Spectre dans les longueurs d'onde du visible d'étoiles WR de la voie Lactée. En haut : étoiles riches en azote notées WN. Au milieu : étoiles riches en carbone notées WC. En bas : bandes photométriques couramment utilisées en photométrie
, Les couleurs codent le type spectral : WC4-6 en jaune/rouge et WC7-9 en vert/bleu. Le soleil est représenté par le symbole, Le fond du diagramme représente une vue d'artiste de la Galaxie. Àd r o i t e:méthode de distinction photométrique des étoiles WR (Faherty et al. 2014), 2018.
, Exemple de bulle Wolf-Rayet autour de l'étoile WR6 (crédit : Kfir Simon 1 ), p.20
, On peut y voir l'important excès infrarouge avec un pic autour de 5 µm
, Le sursaut ? GRB 080319B distant de 2,3 Gpc observé avec les télescopes spatiaux Swift (en rayon X à gauche) et Hubble (en visible
, 23 1.10 Àgauc he:schéma de principe d'émission d'un vent stellaire de vitesse croissante. La partie représentée en bleu clair indique la présence du halo de matière autour de l'étoile. La partie sombre indique la partie occultée de l'étoile par ce halo. À droite : la contribution de l'étoile (le continuum en rouge) avec l'émission (H) du halo et l'absorption (F) devant l'étoile (schéma inspiré de Lamers & Cassinelli (1999)), GW151226 observée par les deux détecteurs de l'instrument LIGO : Hanford (à gauche) et Livingston (à droite
, Comparaison d'un spectre de corps noir et d'une étoile Wolf-Rayet de type WC9 (modèle d'atmosphère issu de Sander et al. 2012)
, Différents chocs se produisant dans l'univers. En haut à gauche : onde de choc d'un avion supersonique, en haut au milieu : image composite X et radio de la galaxie M67 interagissant avec le gaz froid intergalactique (crédits : NASA), en bas : vue d'artiste de l'héliopause (crédits : NASA), àd r o i t e:image Hubble de la nébuleuse du casque de Thor, vol.30
, On se place ici dans le référentiel du choc, donnant une onde stationnaire où le plan du choc est représenté en rouge. La flèche post-choc (en vert) est donc plus courte que celle pré-choc
, Vue schématique de l'interface d'interaction entre les vents stellaires de deux étoiles massives comprenant une étoile WR et une étoile OB. La zone choquée (WCZ) est représentée en rouge, avec en pointillés la fonction R(?) décrivant le choc entre les deux étoiles. L'angle d'ouverture ? déterminé analytiquement est également représenté
, Courbe du coefficient de refroidissement ? en fonction de la température effective de l'étoile pour différentes compositions chimiques : abondance solaire en trait plein, dépourvue en métaux en trait discontinu et de type Wolf-Rayet en pointillés. Figure extraite de Mellema & Lundqvist, 2002.
, ) et sans (en rouge) sont représentés. La ligne noire représente l'échelle spatiale et mesure 42 UA (figure extraite de Hendrix et al. (2016)), Modèle hydrodynamique représentant le choc entre les vents stellaires de WR98a. Les cas avec refroidissement radiatif
, L'illustration est extraite de leur site web 2 . À droite : la nébuleuse du crabe dont une partie des structures serait causée par des RTI (crédit : ESO), Simulation numérique d'instabilités de Rayleigh-Taylor générée avec le code Athena, 2008.
, Au milieu : structure nuageuse observée sur Terre (crédits : Michael DeLeon). Àd r o i t e:instabilités KHI observées entre les différentes couches atmosphériques de Jupiter (crédit : NASA), p.36, 2008.
, Propagation d'une instabilité de couche mince non-linéaire (NTSI). La figure est adaptée des travaux de Folini & Walder (2006) disponibles en ligne 3, p.37
, Au milieu : simulation de l'environnement de l'étoile AGB R Sculptoris (Maercker et al. 2012). À droite : observation ALMA de l'objet R Sculptoris (crédits : ESO), Exemple de simulation possible avec le code SPH GADGET. Àg a u c h e:simulation Millénium retraçant les grandes structures de l'Univers, p.42
, Au milieu : simulation SPH de la région de collision de vent, Àg a u c h e:image reconstruite de la région interne d'? Car, 2016.
, Àd r o i t e:image HST de la nébuleuse bipolaire autour d'? Car
, Simulation MHD 3D de la nébuleuse spirale présente autour de WR98a (figure extraite de Hendrix et al. (2016))
, On peut voir les deux fronts de choc (leading/trailing shock 1/2 ), la zone de reconfinement (reconfinement shock ), et les discontinuités de contact (contact discontinuity ), le champ de vue correspondant à la distance de WR104 est de 6,6 mas. Àd r o i t e:vue de la simulation à large échelle (champ de vue de 180 mas). Figure adaptée de Lamberts et al. (2012), Carte de densité d'une binaire à interaction de vent incluant le mouvement orbital
, Au milieu : le mélange des vents. À droite : la température du gaz. On représente également la position attendue de la nucléation de poussière (12 mas, cercle pointillé vert). Les contours correspondent à ? =0,09 (blanc/noir) et 0,24 (jaune/bleu), Trois coupes à travers le plan orbital de notre simulation RAMSES 3D (plan XY). Àg a u c h e:la densité volumique du gaz
, Àd r o i t e:zoom sur les zones d'instabilités à l'interface des deux vents stellaires
, La poussière peut se former au niveau de la zone de mélange des vents donnant une spirale creuse (cas 1) ou au niveau du reconfinement donnant une spirale pleine (cas 2). Les instabilités hydrodynamiques de la WCZ peuvent également conduire à des parois de spirale trouées (cas 3)
, Simulation l'interface de collision de vent ne comportant pas de grille AMR. La taille de la simulation est de trois séparation de binaire, p.52
, Vue 3D de la carte de densité soumise au rayonnement de la binaire par le code de transfert radiatif, p.52
, On montre ici la possibilité de générer des observables à différentes longueurs d'onde rendant compte des température d'émissions des poussières, p.53
, Échelles de hauteur des axes X et Z. La carte de densité étant en 3D, j'ai ici représenté une coupe dans le plan médian de la spirale
, Carte en coordonnées cylindriques centrées sur la position d'une spirale d'Archimède de pas S. Plan médian suivant les X
, Carte en coordonnées coniques centrées sur la position d'une spirale d'Archimède de pas S. Plan médian suivant les X
, On ne sélection-nera qu'une des deux spirales (la bleue dans cet exemple), p.57
, En haut : somme sur le cube suivant les axes X, Y et Z. En bas : coupe sur les plans médians du cube. Le cercle blanc représente la position de la binaire, Carte de densité d'une spirale creuse (w = 50%)
, Exemple de modèle de SED utilisé comme source de radiation dans RADMC3D, p.60
, AMR possible avec RADMC3D. L'exemple présenté ici correspond à une grille 2D qui respecte le même principe que le cas 3D. Cet exemple présente trois niveaux d'AMR, p.61
, Exemple de ce qui peut mal se passer si les cellules du bord interne d'un modèle sont optiquement épaisses (c.-à-d. : si aucun raffinement de la grille n'est utilisé)
, le bord interne brille uniformément comme on peut s'y attendre. Àdroit:les premières cellules sont optiquement épaisses (? ? 10), le plan médian apparaît ainsi moins brillant qu'il ne le devrait. La figure est extraite du manuel d'utilisation de RADMC3D, Àg a u c h e:les premières cellules rencontrées par les photons sont optiquement minces (?<1), p.61
, Exemple de grille de densité disposant ou non d'AMR. La figure a été réalisée à partir du logiciel Paraview et de la fonctionnalité de RADMC3D permettant de génerer les fichiers interprétables par ce logiciel
, Exemple d'images de nébuleuse spirale simulée à partir de notre modèle 3D avec RADMC. Les longueurs d'onde présentées correspondent aux filtres infrarouges couramment utilisés en imagerie
, Profils curvilignes simulés pour différents rapports gaz-poussière ?. Les traits discontinus montrent l'aspect des profils après convolution par une FEP parfaite de résolution ?/D (D = 8 m)
, Influence de l'épaisseur des parois de la spirale (w)surl'imageà3,5µm (en haut) et sur le profil d, p.65
, Carte de température du plan orbital de la spirale simulée avec RADMC-3D. Les images de gauche à droite montrent des rayons de nucléation de 7,8, 21 et 31 UA (3, 8 et 12 mas vu à 2,6 kpc)
, Si le premier tour semble optiquement mince dans les cas peu massifs (0,1, 1 ou 5%), celui-ci devient de plus en plus optiquement épais au point d'éclipser presque entièrement le second tour (30 et 50%)
, Comparaison du modèle 3D de spirale (à gauche) avec le modèle axisymétrique composé d'anneaux (en haut, à droite), p.69
, Le trait en pointillé représente la décroissance attendue en loi de puissance pour des poussières optiquement fines (T / r ?0,4 ). Figure adaptée de Harries, 2004.
, A:Élément de grille initial, B:raffinement de grille radial permettant d'assurer une profondeur optique inférieure à 1 au niveau des gradients de densité, C:raffinement de grille azimutal, Exemple de grille sphérique 2D où l'axe radial et azimutal ont été raffinés de façon séparée
, De haut en bas : anneaux plein, anneaux creux et anneaux creux avec ouverture centrale. Les modèles présentés sont vus de côté et représentent une coupe de la densité de poussière. On a également représenté la délimitation imposée par l'angle d'ouverture ? en pointillés, Différentes distributions de densité de poussière considérées dans nos modèles
, Gauche : modèle d'anneau vue de face. Droite : vue du même modèle incliné de 30°afin d'appréhender la troisième dimension de notre modèle, p.73
, Effet du mode de nucléation de poussière sur le profil d'intensité radial
, On considère trois distances différentes représentées en couleurs (0,15, 1, et 2,6 kpc). Les traits pleins correspondent au modèle 1 alors que les traits discontinues représentent le modèle 2, p.76
, Effet de la masse de poussière sur le profil d'intensité radial. Le trait pointillé représente le meilleur ajustement par une loi de puissance de la décroissance en intensité observée
, Évolution de l'indice de décroissance q associé au profil d'intensité en fonction du rapport gaz-poussière ?
, de la Figure 2.33 mais cette fois convolué par une FEP simulée (70 mas de résolution)
, Certains paramètres importants comme l'emplacement de la zone de sublimation, le pas de la spirale ou l'angle d'ouverture sont représentés. Les vues à gauche et à droite présentent le modèle vu respectivement de face depuis la Terre (i=0°)e td e côté (i=90°)
, L'émission de la nébu-leuse est représentée en rouge suivant que l'on considère 2, 10 ou 100 tours de spirales. La contribution totale de la binaire est représentée en noire, avec ses deux composantes (étoile WR en violet et l'étoile OB en bleue), p.81
, De haut en bas : la distance de nucléation (r nuc ), le pas de la spirale (S), l'angle d'ouverture (?) vu de dessus (i=0°) et de côté (i=90°), l'angle d'inclinaison (i), l'indice de décroissance en température (q), l'angle de phase (? phase )etl'angle de position sur le ciel (? sky ), Effet des différents paramètres clés du modèle phénoménologique d'une spirale creuse
, De gauche à droite : l'amplitude de la visibilité complexe, la phase, l'image du modèle et l'image du modèle convolué par une FEP simulée
, Profil d'intensité une dimension du premier tour de spirale. Àg a u c h e:spirale creuse composée d'anneaux. Àd r o i t e:spirale pleine composée de disque uniforme, p.85
, Évolution de l'épaisseur du premier tour en fonction de l'angle d'ouverture de la spirale. Le résultat de l'ajustement par une loi polynomiale est indiqué en pointillés, p.86
, Droite : image composite infrarouge (3,5µm en bleu, 4,5µm en vert et 8,5µm en rouge) par le télescope américain Spitzer. la position de WR104 est indiquée sous la flèche jaune. La comparaison de ces 2 images montre clairement la brillance infrarouge de WR104. Le champ de vue est d'environ 2 degrés, Gauche : image visible de la région autour de WR104 (indiquée par la croix violette), p.90
, 30 et 60 M ) au travers du Diagramme H-R. L'âge est représenté par la barre de couleur (du plus jeune en violet au plus vieux en jaune). Les paramètres de l'étoile B sont représentés par le point rouge, situant son âge autour de 7 millions d'années. La partie en trait discontinu de l'étoile de 60 M représente la phase WR, Tracés évolutifs de quatre étoiles massives, vol.20
, Miroir primaire du télescope Keck à Hawaii avec son masque à 15 ouvertures, 2000.
, On peut clairement identifier le premier tour de spirale. Images extraites de l'article original publié dans le journal Nature par Tuthill et al. (1999)
, Spirale d'eau formé par une turbine d'arrosage automatique en rotation, p.94
, Séquence de correction du fond thermique par les méthodes de chopping et de nodding
, On obtient bien 3 versions de l'objet (avec et sans coronographe) dans une même image
, L'étape suivante consiste donc à séparer ces 3 versions de l'objet afin d'obtenir les images calibrées que l'on pourra analyser ensuite
, Le flux de la source est mesuré dans le disque bleu auquel on soustrait une mesure du fond de ciel mesurée dans l'anneau jaune
, On a tracé les contours à 0,3, 2, 10 et 50% du maximum en trait plein blanc. Le contour à 0.3% de la FEP n'a pas été tracé dans le filtre à1 2 , 4 µm pour des raisons de lisibilité. A titre de comparaison, on a également tracé les contours de WR104 sur l'image de la FEP (ligne discontinu jaune). On peut noter que WR104 semble résolu par comparaison à la FEP, avec néanmoins une assez mauvaise dynamique, Image de WR104 (à gauche) et de la FEP associée (à droite) dans les 2 filtres utilisés (en haut et en bas), vol.101
, On a tracé les contours à 2, 5, 10 et 20% du maximum en trait plein blanc. Une fois de plus, WR104 semble présenter des structures à grande échelle qui ne se retrouvent pas autour de l'étoile de référence, p.102
, On voit clairement apparaître la perte de résolution angulaire dû à la diffraction, où la plupart des étoiles ont disparues et laissent place à une tâche assez floue, sans structure distincte, Effet d'un produit de convolution sur l'image HST de la nébuleuse M20
, La réalité des structures observées autour de WR104 est à mettre en défaut à cause de la mauvaise qualité de la FEP
, Image obtenue en utilisant la technique de soustraction de FEP (à gauche) et tracés des profils radiaux (à droite). La différence n'est clairement pas nulle et met en évidence la poussière froide présente autour de WR104 jusqu'à (au moins) 2"
, Droite : Coefficient d'absorption du carbone amorphe (notre poussière) et du silicate (pour indication). Les filtres utilisés avec VISIR sont également représentés en pointillé, Gauche : Indice de réfraction complexe (partie réelle n et imaginaire k), p.106
, La carte de température semble indiquer une température uniforme jusqu'à 3 arcsec (indiqué par le cercle en pointillé). .. 107 3.16 Gauche : Illustration de l'extraction du profil radial en fonction du rayon. Les cercles ne sont pas à l'échelle et font figure d'exemples. Droite : Profils radiaux obtenus sur les images sans coronographe avec VISIR. On a également représenté le résultat de l'ajustement en loi de puissance (en rouge et violet). Les courbes sont décalées pour des raisons de la lisibilité, Gauche : Carte de température obtenue à partir des images VISIR. Droite : Profondeur optique mesurée à 12,4 µm
, Droite : idem pour les données AGPM (? = 12,4µm), ajustement MCMC des profils radiaux de VISIR. Gauche : carte de covariance et histogrammes associés pour les paramètres d'indice de décroissance q et d'offset F 0 des données QPM (? = 10,5µm)
, Le moniteur de site astronomique (ou ASM en anglais) permet de juger des conditions d'observations depuis n'importe où sur le globe via une interface web dédié 4, Interface de visualisation de la qualité du ciel et des paramètres atmosphériques de Paranal
, On peut notamment apercevoir le miroir primaire de 8 m du VLT, les miroirs secondaire et tertiaire ainsi que l'instrument entouré de jaune (Crédit : ESO/J. Girard), SPHERE installé au foyer Nasmyth d'UT3
, Vue schématique de l'architecture de SPHERE représentant les 3 sous-instruments (ZIMPOL, IRDIS et IFS), ainsi que les différents sous-systèmes optiques communs aux 3 caméras (CPI 5
, Le motif représenté est une version simplifiée du réel motif utilisé avec SPHERE pour nos observations (16 positions au lieu de 4 représentées ici), Principe du décalage d'image utilisé dans la plupart des instruments imageurs
, Courbe de transmission des filtres SPHERE utilisés pour notre étude. L'ensemble de ces filtres permet de couvrir les bandes de l'infrarouge proche, p.117
, Vue schématique du pipeline SPHERE développé en Python. La répartition des images à travers le nombre d'expositions, de dithering et d'intégration y est repré-senté. On utilise près de 300 images individuelles pour aboutir à une image, p.119
, Les niveaux d'intensité reçus dans les pixels de l'image sont représentées à la puissance 0,4 de façon à faire ressortir les faibles structures. Les données en bande K (2,27 et 2,29 µm) laissent clairement entrevoir la forme spirale de WR104, Images réduites de WR104 obtenues avec la caméra infrarouge de SPHERE, IR-DIS
, Exemple de déconvolution avec un nombre croissant d'itération. L'effet damier apparaît sur les images à partir de 1000 itérations, dégradant la structure spirale par une suite de pixels sombres et brillant
, Les niveaux de contours représentés correspondent à 1, 5, 10, 20 et 50% du maximum d'intensité. Comme pour les images réduites, elles ont été tournées pour présenter la même phase orbitale (à la date du 21 juillet 2016). Les images sont représentées à la puissance 0,3, afin de révéler les structures faibles. Le champ de vue est de 980 mas. On peut clairement identifier la forme spirale de WR104, Déconvolution SGP dans les continuums J/1,21µm,H/1,57µm et K/2,27µm et la raie du fer (filtre FeII/1,64µm), p.125
, On peut voir que le résultat des 2 méthodes de déconvolution est assez similaire, avec l'avantage de bords plus franc pour méthode SGP. Les 3 premiers tours sont visibles avec les 2 méthodes. On a également représenté la position des anneaux d'Airy de la FEP dans les images déconvoluées (cercle pointillé jaune)
, Chaque profil est décalé d'un facteur 100 pour des raisons de lisibilité. Traits p ointillés : profils radiaux des FEP associées. Les points indiquent la résolution théorique (?/D) d'un télescope de 8 m à la longueur d'onde considérée. La ligne verticale indique la position du second compagnon éloigné de 976 mas, Traits pleins : profils radiaux moyennés et normalisés des images SPHERE non déconvoluées, p.127
, Les deux panneaux supérieurs montrent deux bons ajustements avec une bonne estimations des incertitudes (en bleu claire). Les panneaux du milieu montrent un bon ajustement sur des données de mauvaise qualité. Les panneaux du bas montrent que les données de la bande J dévient clairement d'un modèle en loi de puissance, p.129
, Ces profils sont obtenus sur les images non-déconvoluées. Les lignes verticales représentent la position des tours de spirale (c.-à-d. : intervalle de 360°)
, On a représenté en couleur 3 zones sur le spectre, desquelles sont extraites 3 images : bande Y (1,01 µm, région bleue), raie d'hélium (1,08 µm, région verte) et bande J (1,20 µm, région violette). Les images correspondantes sont présentées dans la Figure 3.32, pp.95-96
, Bas : partie violette du spectre (Bande J ; ? =1,20 ± 0,07µm. On représente l'image réduite (à gauche), la FEP associée (au milieu) et l'image déconvoluée (à droite). Les images sont repré-sentées en échelle racine carrée. La largeur à mi-hauteur de la FEP est également représentée par le cercle blanc sur les images réduites, Images
, Les photocentres dans les bandes Y (croix noire) et J (croix bleue) sont représentés, ainsi que notre meilleur ajustement de spirale d'Archimède (en gris). Les cercles en vert représentent les zones d'extraction des spectres : de l'étoile (région interne) et de la spirale (entre les 2 cercles), Cartes de couleur obtenues par soustraction d'image dans les bandes Y et J, et dans la raie d'hélium
, Nous avons également représenté le seuil de tolérance de correction atmosphérique fournit par le ADC de SPHERE (< 2 mas
, mas contre 1,8 mas pour la FEP, L'offset mesuré pour WR104 est de 9, vol.7, p.134
, et de la région externe provenant de l'environnement (orange). La représentation des régions d'où sont extraits les spectres est présentée dans la Figure 3.33.Laposition de la raie d'hélium est toujours visible (à 1,08 µm) mais n'est pas différenciée entre les 2 régions, Spectre de WR104 extrait dans la région interne provenant de l'étoile
, Les étoiles présentant une nébuleuse spirale (WR48a, WR98a, WR104, WR118) affichent une incertitude plus élevée et se placent à plus grande distance que ce que prédit la littérature (à l'exception de WR98a), Comparaison des distances obtenues par, 2007.
, Comparaison de notre meilleur modèle (modèle 1, ? = 1%) avec les données en bande H. On a représenté les profils radiaux : du modèle (en vert), de la FEP
, Les points de comparaison correspondant à la position des anneaux est représenté par les croix rouges
, Vue aérienne du mont Paranal présentant les grands UTs de 8 m de diamètre, les ATs de 1,8 m et la surface équivalente du télescopes atteignable par interférométrie. Les différents instruments sont situés dans le laboratoire focal du VLTI figuré par l'astérisque centrale
, schéma des différentes configurations disponibles au VLTI. Au milieu : ciel observable avec ces configurations. Àd r o i t e:couverture (u-v) obtenue en 4h de temps sur une étoile de déclinaison égal à 15°(Crédits : ESO 6 ), p.156
, histogramme du nombre de publications de rang A associé à l'interféromètre CHARA. Àd r o i t e:publication de rang A associée au VLTI. La figure est extraite de l'outil dibdb développé par le JMMC 7
, Au milieu : utilisation de la supersynthèse d'ouverture avec 3 nuits sur les 3 configurations. Àd r o i t e:utilisation des capacités spectrales de l'instrument MATISSE
, Les pistons atmosphé-rique ? i sont introduits par les variations d'indices des couches turbulentes de l'atmosphère. On représente également la différence de marche entre télescopes compensée par les lignes à retard
, l'instrument AMBER où l'on a représenté les faisceaux dans les différentes bandes (crédits : F. Millour). Àd r o i t e:vue du détecteur HAWAI-I d'AMBER avec, de gauche à droite, les voies photométriques 1 et 2, la voie interférométrique et la voie photométrique 3, p.160, 2007.
, Données AMBER acquises la nuit du 16 juin 2017, p.161
, Ajustement préliminaire de différents modèles sur nos mesures de visibilités AM-BER. Le modèle de disque gaussien est représenté en vert, le modèle de spirale SPHERE en rouge et modèle de spirale avec environnement en orange, p.161
, De gauche à droite : l'amplitude des visibilités, la phase, le modèle et le modèle convolué avec résolution spatiale similaire aux courtes bases d'AMBER (B = 11 m). On a également représenté le modèle gaussien ajustées sur nos données, Modèle phénoménologique de nébuleuse spirale utilisé pour tenter de reproduire nos données AMBER
, Variabilité de WR104 dans le visible observé par le télescope spatial Gaia, p.163
, Les deux modes de recombinaison utilisés dans les interféromètres d'aujourd'hui. Àg a u c h e:recombinaison coaxiale, les franges sont obtenues par balayage temporelle de la différence de marche. Àd r o i t e:recombinaison multi-axiale, où les franges sont directement imagées sur le détecteur, où chaque pixel sonde différentes différences de marche optique (OPD). La figure est tirée de Millour, p.168, 2006.
, Àg a u c h e:l'avion cargo qui a transporté l'instrument d'Amsterdam à Santiago. Àd r o i t e:Les deux camions qui ont transporté MATISSE entre l'aéroport de Santiago et le Mont-Paranal, p.169
, Premières franges de MATISSE obtenues sur l'étoile Sirius, simultanément
,
, On peut voir que les visibilités de WR104 sont assez basses, avec un contraste inférieur à 10% pour 5 bases sur 6, Premières mesures de visibilités MATISSE obtenues sur WR104 en bande L (3-4 µm)
, On peut notamment voir les deux cryostats au centre. À droite : table d'optique chaude une fois l'instrument installé à Paranal (crédits : projet MATISSE/Y. Bresson)
, Les éléments en rouges font partie de l'optique chaude (à température ambiante) et les éléments en bleus font partie de l'optique froide placées dans les cryostats, p.173, 2016.
, Vue schématique du détecteur AQUARIUS où sont obtenues la figure de franges (bloc central rouge et bleu) et les quatre voies photométriques (à gauche et à droite). La figure est tirée de Matter et al. 2016c
, comprenant une planète en formation placée dans un sillon de 10 UA de large. Le modèle présenté en bande L (en haut), modèle analytique d'HD100546 basé sur les travaux, 2011.
, Au milieu/gauche : images reconstruites avec trois nuits d'observation avec les ATs (comprenant toutes les bases possibles du VLTI)
, Au milieu/droite : images reconstruites avec une nuit d'observations sur les UTs, 2014.
, Illustration de la complémentarité existant entre MATISSE et les autres instruments comme ESO/ALMA ou VLT/SPHERE. À gauche : image ALMA du disque protoplanétaire HL Tau, 2015.
, LBV : image AMBER d'Eta Car (Weigelt et al. 2016) ; AGB : image composition NACO/SPHERE de L 2 Pup (crédits : ESO/P. Kervella), Principaux sujet d'étude de MATISSE pour étudier la perte de masse des étoiles évoluées. Wolf-Rayet : image SPHERE de WR104, 2018.
, Binaire Be : simulation de l'interaction entre une étoile Be et une étoile à neutrons, Céphéides : image HST de RS Pup, 2002.
, En bas, à droite : reconstruction d'image avec MATISSE sur des observations utilisant les 4 UTs en bande L (crédits : MATISSE consortium), Possibilité de reconstruction d'image avec MATISSE sur le volet des AGN, 2005.
, On représente en pointillés la valeur moyenne donnée par les trois méthodes, avec l'écart-type correspondant à 1, 2 et 3?, Évolution du facteur d'anamorphose pour les quatre faisceaux en bande L (à droite) et N (à gauche), graphes réalisés en septembre 2016
, Illustration de l'influence de la mise au point sur la forme de la FEP de MATISSE
, On représente en pointillé la valeur moyenne donnée par les trois méthodes, avec l'écart-type correspondant à 1, 2 et 3?, Évolution du facteur d'anamorphose pour les quatre faisceaux en bande L (à droite) et N (à gauche) réalisé après l'intervention d'octobre 2016
, Affichage suggéré des images des faisceaux de MATISSE permettant de révéler rapidement les problèmes de mise au point de l'instrument, p.182
, VizieR (SED des catalogues) et ALADIN (imagerie spatiale), Exemple d'informations obtenues à partir du CDS issues des services SIMBAD (informations sur les objets)
, Extrait des résultats concernant l'observabilité d'un objet (WR104) présenté sous forme d'arborescence. Pour chaque instrument considéré, on peut parcourir le dictionnaire de résultats en utilisant les différents modes pris en compte (AT, UT, suiveur de frange, résolutions spectrales, bandes, etc.)
, Exemple de résultat généré par l'outil PREVIS. L'ensemble des clés du tableau sont décrites dans le texte
, Version web de l'outil PREVIS actuellement en développement. La version actuelle affiche les différentes magnitudes de l'objets et indique si l'objet est observable depuis les deux principaux interféromètres (VLTI et CHARA) sous la forme d'un code couleur (vert : oui, rouge : non)
, Nombre d'objets observable avec MATISSE en basse résolution spectrale (R=35), en bande L (L_noft, en bleu foncé) et en bande N (N_noft, bleu clair). Les barres transparentes indiquent les cibles potentielles supplémentaires observables par l'utilisation d'un suiveur de franges externe
, Le même histogramme avec la haute résolution spectrale de MATISSE (R = 4500 et 230, pour les bandes L et N respectivement). Le nombre indiqué en bas entre parenthèses représente le nombre de sources observables depuis le VLTI, p.190
, Le champ de vue est de 400 mas, avec un pas de spirale de 66 mas (WR104). L'insert en haut à droite donne la taille relative de la plus petite spirale considérée (10 mas). Àd r o i t e:même modèle comprenant cette fois une composante résolue contribuant à la moitié du flux total de l'image, Modèle phénoménologique de spirale utilisé pour simuler les observations MATISSE, p.192
, Configuration des télescopes du VLTI utilisée pour simuler nos observations MA-TISSE. Ces trois configurations permettent de couvrir des longueurs de base allant de 11,31 à 132,52 m
, MB en vert et LB en bleu) la nuit du 21 juin 2019. Le point jaune correspond à un laps de temps ou WR104 n, Temps d'observabilité de WR104 sur les différentes configurations de télescopes considérées
, Reconstruction d'image d'une spirale d'un pas égal à 50 mas pour trois magnitudes L différentes (-2, 0, 2)
, Reconstruction de la visibilités complexes d'une spirale de 50 mas avec IRBis
, Reconstruction d'image d'une spirale de 30 mas
, Reconstruction d'image d'une spirale de 20 mas
, Reconstruction d'image d'une spirale de 10 mas
, Reconstruction d'image d'une spirale de 5 mas
,
, En haut, à gauche : couverture du plan (u-v). Les différentes images reconstruites correspondent à une contribution relative de la composante résolue de 0, 20, 40, 60, 80 et 90%. Le rapport signal-à-bruit se dégrade avec l'importance relative de l'enveloppe mais la spirale est toujours visible
, Reconstruction de la visibilité associée à WR104 comprenant une composante résolue représentant 90% du flux total. Comme on peut le voir, les contrastes en jeux sont extrêmement faible (< 5%)
, Au milieu : images reconstruites suivant l'utilisation des différentes configuration du VLTI (SB+MB+LB, SB+MB, SB), p.203
, Au milieu : images reconstruites suivant un échantillonnage du plan (u-v) de 1, 2, 3 ou 4h sans enveloppe, En bas : images reconstruites avec enveloppe de 60%. Les modèles sont présentés dans les premiers panneaux à gauche, p.204
, Reconstruction du modèle de spirale pour différentes valeurs d'inclinaison (i = 0, 30, 60 et 90°)
, Reconstruction du modèle de spirale pour différents angle d'ouverture (? =1 0 , 20, 30 et 45°)
, En bas : image reconstruite avec trois nuits d'observations avec les ATs. L'encart représente un zoom autour de la zone de nucléation, Reconstruction du modèle de spirale pour différents rayons de sublimation de la poussière (r nuc =3, vol.6
, En haut : modèles de références. En bas : image reconstruite avec trois nuits d'observations avec les ATs