On October 29, 2001, the first fringes were obtained by the optical interferometer VLTI (ESO-VLT), by combining the light coming from the two 8m-telescopes ANTU (UT1) and MELIPAL (UT3) in the VINCI instrument, at Paranal. In the following days, interferometric measurements were done for several astronomical objects, including red dwarfs, supermassive variable stars, and Cepheids. Pierre Kervella from Paris-Meudon Observatory, and his collaborators, report about these exciting moments, and the importance of the Cepheid results. The Very Large Telescope (VLT) of the ESO Observatory on Cerro Paranal (2635 m) in Northern Chile, is composed of four large telescopes, that are meant to be used in an interferometric mode, the VLTI.

vlt-sunset.jpg The VLT (Very Large Telescope) of ESO at Paranal (Chile) is composed of four telescopes of 8.2m diameter each, that are visible on this photograph at sunset. For the interferometric project, there are also auxiliary telescopes, of 1.8m in diameter. Click on the photo, to enlarge its size.

On March 17, 2001, the VLT Interferometer observed its first fringes on a star, using two siderostats and the test camera VINCI, built by the Paris-Meudon Observatory. Details on the experiment and about interferometry in general can be found in the references below. Click on the photo, to enlarge its size. VINCI.jpg On October 29, 2001, the first fringes with two main units, UT1 (ANTU) and UT3 (MELIPAL) were successfully obtained.

hydra1.jpg hydra2.gif First fringes obtained on Alpha Hydrae, in March 2001, between two small test telescopes of the VLTI. The diameter of the bright star has been determined to be 0.00928±0.00017 arcsec.

Application to Cepheids

Cepheids are variable supergiant stars : they undergo radial pulsations, and their radius and luminosity oscillate with a period of the order of 5 to 60 days. They are known to obey a tight relation P(L) between their absolute luminosity L and their oscillation period P. Once this relation is calibrated precisely for nearby Cepheids, the absolute luminosity of remote Cepheids is derived from the measured period, and therefore their distance, and by the way also the distance of the objects (clusters, galaxies) in which they are included. Indeed, the distance of a star is easily derived from the comparison of its absolute luminosity to its apparent luminosity. And thus a precise P(L) relation converts the Cepheids into primary distance indicators for extragalactic astronomy. The calibration of the relation P(L) is delicate, however. Even the nearest Cepheids are usually too far away for a direct measurement of their distance (and absolute luminosity). The angular diameter is usually not measurable from a single telescope. In a first method, called the Baade-Wesselink method, the radial velocity (velocimetry) and the color (colorimetry) of the star is measured all along the period. Two times (phases) are chosen in which the star has the same color but different radii and different luminosities. The (common) temperature is evaluated from the (common) color, the ratio of the radii is derived fom the ratio of the apparent luminosities, the difference between the two radii is derived from the integration of the velocity between the two selected times. A simple algebra derives the two values of the radius, the absolute luminosity follows from the knowledge of the radius and temperature (hence the distance). The method is sensitive to the temperature error. A better estimation is obtained, when the angular size of the star is measured with an interferometer. Long baselines are required, since the diameter is of the order of a few milli-arcsecond (mas). The second method relies heavily on long baseline interferometers : with the latter, the angular diameter of the Cepheid variable star is measured at two different phases of its pulsation. This provides a first number X : the amplitude of its angular size variation between these two phases. This first result is usually expressed in milliarcseconds. Complementary observations by radial velocimetry (spectroscopic measurement of the speed of the surface of the star) are then used to determine the linear amplitude of the diameter variation of the Cepheid between the two same phases as above. This second number Y is a linear value, expressed in meters. Using the two values X and Y measured above, it is possible to compute directly the distance in parsecs to the star through the simple equation d[pc] = 9.305 * Y[m] / X[mas].

A second method to obtain the distances to the Cepheids Left : Measurement of the radial velocity (perpendicular to the sky plane) as a function of time Right : Direct measurement of the oscillations of the stellar radius

Because of the turbulence of the atmosphere, which is worse at visible wavelengths, interferometric measurements are easier in the near-infrared bands (near 2 microns). The spatial resolution that can be obtained is proportional to the distance between the interfering telescopes (the baseline). Below are presented observations of the Cepheid Zeta Geminorum with the FLUOR beam combiner, installed at the IOTA interferometer. The mean uniform disk angular diameter was measured to be 1.64 +0.14 -0.16 mas. The distance to zeta Gem is evaluated by the first method above to be 502 +/- 88 pc. FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination) has served as a proto-type of the VINCI instrument, and is one of the three recombination instruments of IOTA (Infrared and Optical Telescope Array), a collaboration with 5 American Institutions, in Arizona. The measurement was also done last November with the VLTI, with the interferences between ANTU and MELIPAL (distant by a baseline of 102m). The angular diameter was measured more accurately, to be 1.78 +/- 0.02 mas. Pulsational variations were not detected with FLUOR/IOTA, but are expected to be measured with VINCI/VLTI.

Left : Study of the Cepheid Zeta Gem with FLUOR/IOTA in 1999/2000. The pulsation is not detected, but the diameter is measured to be 1.64 +/- 0.16 mas Right : Model of the pulsation curve of Zeta Gem as will be observed with VINCI/VLTI, based on the precision achieved during the commissioning run (by P. Kervella)

During 2002, the VLTI science instruments MIDI and AMBER and the fringe sensor unit FINITO will arrive, and the integration of the Auxiliary Telescopes will start. Once the ATs and the science instruments are functional, regular science operations can start.

References P. Kervella, V. Coudé du Foresto, G. Perrin, M.Schoeller, W. A. Traub, M. G. Lacasse, 2001, ``The angular diameter and distance of the Cepheid Zeta Geminorum’’ Astronomy and Astrophysics, 367, 876 (astro-ph/0102359)P. Kervella, Soutenance de thèse, le 14 Novembre 2001 power-point documentGiant Eyes for the VLT Interferometer First Scientific Results with Combined Light Beams from Two 8.2-m Unit Telescopes ESO Press Release 23/01, 5 November 2001 "First Light" for the VLT Interferometer - Excellent Fringes From Bright Stars Prove VLTI Concept ESO Press Release 06/01, 18 March 2001

Contact : Pierre Kervella (DESPA, Observatoire de Meudon and ESO-Garching) Vincent Coudé du Foresto (DESPA, Observatoire de Meudon), 

Dernière modification le 4 mars 2013

Le lundi 29 Octobre 2001, les premières franges ont été obtenues avec l’interféromètre optique VLTI (ESO-VLT), en combinant la lumière venant des deux grands télescopes de 8m ANTU (UT1) et MELIPAL (UT3) dans l’instrument VINCI, à Paranal. Les jours suivants, des mesures interférométriques ont été faites sur plusieurs objets astronomiques, y compris des naines rouges, des étoiles variables supermassive, et des Céphéides. Pierre Kervella, de l’Observatoire de Paris-Meudon, et ses collaborateurs, reviennent sur ces moments passionnants, et présentent l’importance des résultats pour les Céphéides. Le "Very Large Telescope" (VLT) de l’ ESO au Cerro Paranal (2635 m) dans le nord du Chili, se compose de quatre grands télescopes, qui sont censés être utilisés dans un mode interférométrique, le VLTI. vlt-sunset.jpg Le VLT ("Very Large Telescope") de l’ESO à Paranal (Chili) se compose de quatre télescopes de 8.2m de diamètre chacun, qui sont visibles sur cette photographie, prise au coucher du soleil. Pour le projet interférométrique, sont prévus également des télescopes auxiliaires, de 1.8m de diamètre. Cliquez sur la photo pour l’agrandir.

Le samedi 17 Mars 2001, l’interféromètre du VLT a observé ses premières franges sur une étoile, à l’aide de deux sidérostats et de la caméra VINCI, construite par l’Observatoire de Paris-Meudon. Plus de détails sur l’expérience et au sujet de l’interférométrie en général peuvent être trouvés dans les références ci-dessous. Cliquez sur la photo pour l’agrandir. VINCI.jpg Le 29 Octobre 2001, étaient obtenues avec succès les premières franges avec deux des télescopes principaux, UT1 (ANTU) et UT3 (MELIPAL).

hydra1.jpg hydra2.gif Premières franges obtenues sur Alpha Hydrae, en mars 2001, avec deux petits télescopes du VLTI. Le diamètre de cette étoile brillante a été déterminé à 0.00928±0.00017 arcseconde.

Application aux Céphéides

Les Céphéides sont des étoiles supergéantes variables : elles sont sujettes à des pulsations radiales, leur rayon et leur luminosité oscillent avec une période de l’ordre de 5 à 60 jours. Elles sont connues pour obéir précisèment à une loi P(L) entre leur luminosité absolue L et leur période P. Une fois que cette loi d’oscillation est calibrée avec précision pour les Céphéides proches, la luminosité absolue de Céphéides lointaines peut être déduite de la période mesurée, et donc leur distance, et d’ailleurs aussi la distance des objets (amas, galaxies) auxquels elles appartiennent. En effet, la distance d’une étoile est facilement déduite de la comparaison entre sa luminosité absolue et sa luminosité apparente. Ainsi la relation précise P(L) convertit les Céphéides en indicateurs primaires de distance en astronomie extragalactique. L’étalonnage de la relation P(L) est cependant délicate. Même les Céphéides les plus proches sont habituellement trop lointaines pour une mesure directe de leur distance (et de leur luminosité absolue). Le diamètre angulaire n’est habituellement pas mesurable avec un seul télescope. Dans une première méthode, appelée la méthode de Baade-Wesselink, la vitesse radiale (velocimetrie) et la couleur (colorimétrie) de l’étoile sont mesurées tout le long de la période d’oscillation. On choisit deux époques (ou phases) où l’étoile a la même couleur mais différents rayons et différentes luminosités. La température (commune) est évaluée à partir de la couleur (commune), le rapport des rayons est dérivé du rapport des luminosités apparentes, la différence entre les deux rayons est dérivée de l’intégration de la vitesse entre les deux époques choisies. Un rapide calcul permet alors de déduire les deux valeurs du rayon, la luminosité absolue découle de la connaissance du rayon et de la température (par conséquent la distance). La méthode est sensible à l’erreur sur la température. Une meilleure évaluation est possible, quand la taille angulaire de l’étoile est mesurée avec un interféromètre. De longues lignes de base sont requises, puisque le diamètre est de l’ordre de quelques milli-arcsecondes (mas). La deuxième méthode dépend encore plus des longues lignes de base interférométriques. A deux époques différentes, le rayon angulaire de la Céphéide est mesuré à deux différentes phases de sa pulsation. Ceci fournit un premier nombre X : l’amplitude de variation angulaire entre ces deux phases, exprimé généralement en milli-arcsecondes (mas). Puis, par vélocimétrie, la vitesse radiale de la surface de l’étoile est intégrée entre les deux époques précédentes, ce qui fournit l’amplitude Y de variation du rayon, cette fois directement en mètres. Il est alors possible d’en déduire la distance de l’étoile en parsecs, par la relation : d[pc] = 9.305 * Y[m] / X[mas].

Une deuxième méthode pour obtenir la distance des Céphéides Gauche : Mesure de la vitesse radiale (perpendiculaire au plan du ciel) en fonction du temps Droite : Mesure directe des oscillations du rayon stellaire

En raison de la turbulence de l’atmosphère, qui est plus violente aux longueurs d’onde visibles, les mesures interférométriques sont plus faciles dans les bandes proche-infrarouges (près de 2 microns). La résolution spatiale qui peut être obtenue est proportionnelle à la distance entre les télescopes de l’interféromètre (la ligne de base). Ci-dessous sont présentées des observations de la Céphéide Zeta Geminorum avec le combinateur de faisceau FLUOR, installé sur l’interféromètre IOTA. Le diamètre angulaire du disque uniforme moyen de l’étoile a été mesuré à 1,64 +0,14 -0,16 mas. La distance à Zeta Gem est évaluée par la première méthode ci-dessus à 502 +/- 88 pc. FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination) a servi de prototype à instrument VINCI, et est un des trois instruments de recombinaison de IOTA (Infrared and Optical Telescope Array), une collaboration avec 5 établissements américains, en Arizona. La mesure a été également faite début novembre avec le VLTI, avec des interférences entre ANTU et MELIPAL (et une ligne de base de 102m). Le diamètre angulaire a été mesuré plus exactement, à 1,78 +/- 0,02 mas. Bien que les oscillations du rayon n’aient pas pu être détectées avec FLUOR/IOTA, il sera possible de les mesurer avec VINCI/VLTI.

Gauche : Etude de la Céphéide Zeta Gem avec FLUOR/IOTA en 1999/2000. La pulsation n’est pas détectée, mais le diamètre est mesuré égal à 1,64 +/- 0,16 mas Droite : Modèle de la courbe de pulsation de Zeta Gem comme il pourra être observé avec VINCI/VLTI, basé sur la précision réalisée pendant les tests (par P. Kervella)

En 2002, les instruments scientifiques du VLTI MIDI et AMBER et l’analyseur de franges FINITO seront installés, et l’intégration des télescopes auxiliaires (AT) commencera. Une fois les ATs et les instruments opérationnels, les observations régulières pourront commencer.

Références P. Kervella, V. Coudé du Foresto, G. Perrin, M.Schoeller, W. A. Traub, M. G. Lacasse, 2001, ``The angular diameter and distance of the Cepheid Zeta Geminorum’’ Astronomy and Astrophysics, 367, 876 (astro-ph/0102359)P. Kervella, Soutenance de thèse, le 14 Novembre 2001 power-point documentGiant Eyes for the VLT Interferometer First Scientific Results with Combined Light Beams from Two 8.2-m Unit Telescopes ESO Press Release 23/01, 5 November 2001 "First Light" for the VLT Interferometer - Excellent Fringes From Bright Stars Prove VLTI Concept ESO Press Release 06/01, 18 March 2001

Contact : Pierre Kervella (DESPA, Observatoire de Meudon and ESO-Garching) Vincent Coudé du Foresto (DESPA, Observatoire de Meudon), 

Dernière modification le 22 février 2013