Prsentation PowerPoint

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Conclusions et Perspectives du 37 ème colloque
International dAstrophysique de Liège
V. Borkowski, P. Léna, O. Absil, E.
Herwats, D. Mawet, S. Quanz et P. Riaud
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Le But
Identifier les besoins scientifiques dans
différents domaines de lastronomie et proposer
le type dinterféromètre le mieux adapté à chaque
cas.
Rassembler toutes les spécificités requises et
proposer un interféromètre au sol capable de
répondre au mieux aux attentes des scientifiques.
? Définition de priorités scientifiques
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Plan

• Les besoins astronomiques et les spécifications
  nécessaires pour les futurs interféromètres dans
  les domaines suivants
• Paramètres stellaires
• Systèmes binaires et multiples
• Activité stellaire et astérosismologie
• Imagerie stellaire
• Environnements circumstellaires
• Planètes extrasolaires
• Astrophysique extragalactique
• Conclusions du colloque

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Paramètres stellaires I

• Masse, Luminosité et Rayon sont des paramètres
  fondamentaux des étoiles
• Composition chimique, âge, température effective
  Teff, gravité de surface, densité
• Si on se restreint à des étoiles arrivées à un
  certain stade dévolution moment angulaire,
  champ magnétique, période de pulsation P, taux de
  perte de masse, environnement circumstellaire

Mesures précises de tous les paramètres
stellaires fondamentaux des étoiles à tous les
stades dévolution du diagramme H-R afin de
contraindre les modèles dévolution stellaire
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Paramètres stellaires II
Spécifications pour les futurs interféromètres
But
Valeurs
Étoiles de faible masse à 10 pc Calibration
simultanée, mesures détoiles 3-5 éléments de
résolution 3-10 stations le long de la direction
radiale 3 stations avec rotation terrestre
pour la couverture azimuthale Comparaison des
modèles atmosphériques couverture des lignes
spectrales Pour contraindre la gravité de
surface, métallicité etc. Afin de prendre en
compte le matériel circumstellaire

• mV 19
• mK 11
• Multi champ
• 6 10 km
• 9 30
• 0.4 10 ?mètres
• gt 100.000
• gt 1 arcsec

Sensibilité Mode dobservation Base Nombre de
télescopes Longueur donde Résolution
spectrale FOV
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Systèmes binaires et multiples I

• Questions que lon se pose
• Formation des systèmes binaires ou multiples
• Distribution de masse initiale?
• Périodes orbitales?
• Quelles sont les différences entre lévolution
  des systèmes binaires/multiples et les étoiles?
• Quest-ce qui est relié aux paramètres
  fondamentaux?
• Comment les systèmes binaires/multiples
  participent à lenrichissement du MIS?
• Analyse détaillée des étoiles compactes et des
  systèmes individuels (binaires X, étoiles à
  neutron, ...)

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Systèmes binaires et multiples II
Spécifications pour les futurs interféromètres
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Activité stellaire et astérosismologie I

• ? Structure interne des étoiles pas très bien
  connue.
• 2 types de mécanisme dexcitation
• interaction avec la convection ?grand nombre de
  modes, amplitudes limitées (ex le )
• instabilités ? peu de modes, grande amplitude

• Astérosismologie permet
• ? de mesurer des paramètres fondamentaux tels
  que âge, composition chimique initiale,
  distance,
• détudier des phénomènes tels que lévolution du
  moment angulaire, convection, diffusion, champ
  magnétique,
• la haute résolution angulaire permet datteindre
  les modes inaccessibles par les méthodes
  classiques

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Activité stellaire et astérosismologie II
Observations depuis la Terre sont compliquées à
cause de lalternance jour/nuit ?apparition de
modes qui nexistent pas! ? Besoin de mesures
continues dans le temps. Lespace est une
solution et le Dôme C en Antarctique en est une
autre.

• Les spécifications pour les futurs
  interféromètres
• Pour des ? de type solaire un instrument
  entièrement dédié à lastérosismologie
• ? B gt 1km,
  
  ? ? 0.5 ?m,
  ? Mv 15, ? résolution spectrale ? 120
  000,
  ? télescopes de
  petit diamètre,
  
  ? 3 télescopes au moins alignés sur une
  base,
  ? configuration redondante.

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Imagerie stellaire I
Les hypertélescopes permettent de faire de
limagerie directe. Le cophasage reste un
problème pour des ouvertures diluées mais des
solutions sont à létude.

• Imager des étoiles permettrait entre autre de
• Visualiser les effets de rotation
• Observer la convection
• Observer lactivité magnétique stellaire
  ?distinguer lactivité magnétique dautres
  processus comme leffet Zeeman

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Imagerie stellaire II

• Les spécificités nécessaires pour faire de
  limagerie stellaire
• Des ?brillantes (mv lt 12)
• Bases interférométriques de 1 km à 1.5 ?m pour
  les grandes structures et gt 10 km pour létude
  des processus de convection
• Résolution spectrale gt 60 000
• Sensibilité des mesures 10-2 à 10-3 pour les
  régions actives et 10-3 à 10-4 pour la convection

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Environnements circumstellaires I
Les observations ?validation du scénario de la
croissance des grains
de poussière dans les disques circumstellaires

?
rayons des disques étudiés varient entre 100 et
quelques centaines de AU. ?
résolution spatiale doit être augmentée ?
Interférométrie longue base peut permettre
datteindre la résolution requise

• Létude de la région interne des disques
  permettrait dapporter des éléments de réponse
  dans le domaine de la formation des planètes
  comme
  évolution de la
  phase poussière (taille, chimie)
  
  évolution de la distribution de gaz et de
  poussière dans les directions radiale et
  verticale
  
  signes de la
  formation des planètes (concentration de
  poussière, taille des
  grains,..)
  
  interactions des
  disques dans les systèmes stellaires multiples
  
  
• Interaction entre ?et disques permettrait de
  répondre à des questions comme linfluence des
  champs magnétiques, lorigine et la formation des
  jets, lévolution de laccrétion sur l
  ?centrale,

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Environnements circumstellaires II
Les spécifications pour les futurs
interféromètres

• Base km
• Intervalle de ? proche- IR to moyen-IR (13 ?m)
  ? lumière dispersée et ré-émission de poussière
• Résolution spectrale entre 1000 et 10 000 ?
  absorption émission de poussière
• Résolution spatiale 0.1 à 1 mas ?formation de
  planètes dans les régions centrales
• FOV 10-100 mas ?intérieur du disque
  circumstellaire
• Sensibilité 1mJy au moins
• Contraste 10-1 et 10-4 dans le proche-IR
• Résolution temporelle 1 jour ? au Dôme C cela
  pourra aller jusquà qq semaines
• Imagerie ?pour les jets, les petites structures
  dans la région externe du disque,
• Polarisation ? contrainte sur les propriétés des
  grains de poussière

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Planètes extrasolaires I

• Les Objectifs
• Détecter des photons planétaires
• en provenance des Jupiters chauds jusquà des
  planètes de quelques masses terrestres (étoiles
  proches)
• Tester et valider les modèles atmosphériques
• Caractériser la structure interne
• Contraindre le processus de formation (accrétion
  vs. Instabilité du disque)
• Recensement des systèmes planétaires dans notre
  galaxie
• Paramètres physiques et orbitaux
• Présence danneaux, de satellites,
• Recherche de la vie pour un petit échantillon ?

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Planètes extrasolaires II

• Techniques de détection
• Détection directe nulling, phase différentielle,
  coronographie,
• Astrométrie
• Besoins

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Astrophysique extragalactique I
?Lanalyse des caractéristiques des galaxies
(formes, poussière, gaz,) requiert une trop
grande sensibilité et un trop grand champ pour
pouvoir être étudiée avec des interféromètres.
?les interféromètres peuvent être utiles pour

• Résoudre de petits groupes détoiles (100 mas,
  15-22 mag) ?renseignements sur lIMF
• Observations damas globulaires, céphéides,
  supernovae,.
• Étude des centres galactiques proches de façon
  détaillée, AGN éloignés donc vieux ?réponses
  possibles concernant lexistence et les
  caractéristiques des trous noirs super massifs

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Astrophysique extragalactique II
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Conclusions I

• Quest-ce que linterférométrie au sol peut
  encore apporter?
• Apporter des contraintes supplémentaires aux
  modèles d évolution stellaire.
• Imager les surfaces stellaires des étoiles,
  des exoplanètes
• Étudier la morphologie des galaxies,...

• De quoi a-t-on besoin? ? bases kilométriques,
  longueurs donde de 1 à 12 ?m au moins,
  résolution de 0.1 mas à 1 ?as (contre 1 mas
  actuellement)
• Besoin doptique adaptative, détoile de
  référence brillante (mk lt 13-14)
• études de solutions alternatives à lemploi de
  ligne à retard coûteuses pour des bases
  kilométriques ?télescopes mobiles, recombinaison
  de type Carlina,

• La taille des télescopes reste un point critique
  et dépend du programme scientifique
• 2 m suffisent pour les étoiles brillantes,
• 8 à 10 m sont nécessaires pour les exoplanètes,
  les galaxies, les AGN, les étoiles faibles,

? Le nombre de télescopes na pas été arrêté
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Conclusions II
?La communauté interférométrique doit afficher
clairement ses plans pour les 10-15 ans à venir,
aussi bien dans le cadre dun projet sol que
spatial compte tenu du développement actuel du
VLTI. Le workshop de Liège sest intéressé à la
partie sol. Notre volonté était de produire un
document qui servira de base de discussion pour
la construction d1 interféromètre nouvelle
génération. ? Tout projet sérieux sera coûteux
et il faut joindre nos efforts à ceux de lESO et
de lESA ? On ne doit pas entrer en compétition
avec OWL mais plutôt tirer partie de la RD ?
Plusieurs options sont envisageables ? booster
le développement du VLTI en étudiant la
possibilité dajouter des télescopes (différents
des AT actuels) avec des bases kilométriques ?
construire un interféromètre nouvelle génération
en complément des ELTs site à déterminer
mais qui ne se fera pas sans laide de lESO,
lESA, ? le dôme C en Antarctique les
caractéristiques du site apparaissent comme
excellentes en termes de seeing, vent,
possibilité de faire des observations sur le
long terme. ? Des collaborations internationales
existent déjà
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Remerciements
O. Absil, E. Herwats, D. Mawet, S.
Quanzt et J. Surdej