Figure 1 : plan du site du Mauna Kea. Les lignes rouges représentent les bases possibles du futur interféromètre. Le VLTI est représenté dans le coin supérieur gauche à même échelle.
1988: A-Levels (équivalent baccalauréat), Michael Hall School, Angleterre.
1989-1991 : First Class Bachelor of Science (Honors), Physique, Imperial College of Science, Technology and Medicine, Londres, Angleterre
1992-1993 : DEA " Astrophysique et techniques spatiales ", Université Paris VII
1993-1996 : Thèse de doctorat Université Paris VII, " L'optique adaptative du télescope Canada-France-Hawaï et son utilisaton pour l'étude du coeur des galaxies à flambées d'étoiles. ", mention très honorable avec les félicitations du Jury
1997-1999 : Séjour post-doctoral à l?observatoire W.M. Keck. " Project Scientist " de l'optique adaptative.
Intégration et étalonnage en laboratoire et sur le ciel de PUEO, l'optique adaptative du télescope Canada-France-Hawaï
Intégration et étalonnage en laboratoire et sur le ciel de l'optique adaptative du télescope W.M. Keck, Project Scientist.
Adaptation de la caméra infrarouge KCam pour l'optique adaptative du Keck.
Remise à jour d'un interféromètre à rotation de pupille (en collaboration avec C. Roddier, Université d'Hawaï), installation sur le télescope W.M. Keck.
Maintenance et mise à jour de PUEO, l'optique adaptative du télescope Canada-France-Hawaï. Introduction de l'instrument aux astronomes.
Définition, programmation et maintenance des pipelines de réduction de données spécifiques à l'optique adaptative (Keck et TCFH).
Étude des galaxies Ultra-Lumineuses IRAS. Apport de la haute résolution angulaire (Markarian 231 et Arp 299).
Noyaux actifs de galaxies. Morphologies et photométrie des régions d'emission des raies étroites (NGC 1068, NGC 7469).
Galaxies à flambées d'étoiles. Morphologies, photométrie et relation avec les noyaux actifs. Mise en évidence d'amas géants d'étoiles jeunes (NGC 7469, Arp 299).
P. Wizinowich, D.S. Acton, C. Shelton, P. Stomski, J. Gathright, K. Ho, W. Lupton, K. Tsubota, O. Lai, C. Max, et al., " First Light Adaptive Optics Images from the Keck II Telescope: A New Era of High Angular Resolution Imagery ", 2000, PASP, 112, 315.
O. Lai et al., "Adaptive optics observations of luminous infrared galaxies II. Imaging of the merging galaxy Arp 299 ", 1999, A&A, 351, 843.
O. Lai et al., " Adaptive Optics observations of ultra-luminous infrared galaxies I. J, H, K images of MKN 231 ", 1998, A&A 334, 783
D. Rouan, F. Rigaut, D. Alloin, R. Doyon, O. Lai et al., " Near-IR images of the torus and micro-spiral structure in NGC 1068 using adaptive optics ", 1998, A&A 339, 687.
F. Rigaut, D. Salmon, R. Arsenault, J. Thomas, O. Lai et al., " Performance of the Canada-France-Hawaii Telescope Adaptive Optics Bonnette ", 1998, PASP, 110, 152.
D. Rouan, D. Field, J.-L. Lemaire, O. Lai et al., " The power of adaptive optics : a close look at a molecular cloud in NGC 2023", 1997, MNRAS, 284, 395.
M. Combes, L. Vapillon, E. Gendron, A. Coustenis, O. Lai, et al., " Saptially resolved images of Titan by means of adaptive optics ", 1997, Icarus, 129, 482.
J.E. Larkin, T.M Glassman, P. Wizinowich, O. Lai, " Diffraction limited images of faint galaxies ", 1999, AAS, 195, 9305.
A. Quirrenbach, O. Lai, et al. " Keck adaptive optics observations of Seyfert nuclei ", 1999, AAS, 195, 9304.
D.S. Acton, P. Wizinowich, O. Lai, et al., " The Keck natural guide star adaptive optics facility : capabilities and early science ", 1999, AAS, 195, 9302.
F.J. Rigaut, J.-P. Véran, O. Lai, " Analytical model for Shack-Hartman-based adaptive optics systems ", 1998, SPIE, 3353, 1038.
D. Rouan, O. Lai, F.J. Rigaut, D. Alloin, " High angular observations of active galactic nuclei using PUEO, the CFHT adaptive optics system ", 1998, SPIE, 3353, 463.
O. Lai, et al., " CFHT adaptive optics : first results at the telescope ", 1997, SPIE, 2871, 859.
1986 : baccalauréat série C
1989-1992 : École polytechnique
1992-1993 : DEA " Astrophysique et techniques spatiales ", université Paris 7
1993-1996 : Thèse de doctorat université Paris 7, " Une unité de recombinaison à fibres pour l?interféromètre IOTA. Application à l?étude des étoiles de type tardif "
1997-1999 : Temps partagé entre l'Observatoire de Paris et le Ministère de la Défense comme responsable de la mesure, modélisation et simulation des signatures et fonds au département optronique de la Délégation Générale pour l'Armement
Extension de FLUOR à l'infrarouge thermique
Étude théorique des capacités d'imagerie à haute dynamique d'un interféromètre par référence de phase
Conception et réalisation de l'instrument 10 mm du VLTI, MIDI (Co-PI)
Participation à la réalisation de l'instrument de test VINCI du VLTI qui est une copie de FLUOR
Conception et réalisation de l'instrumentation de recombinaison par fibres FLUOR installé sur l'interféromètre IOTA en Arizona
Étude des étoiles variables à longue période (Miras et semi-régulières) avec FLUOR : mesure du diamètre et caractérisation du mode de pulsation; mise en évidence directe de la pulsation de la photosphère sur plusieurs étoiles; étude de la dissymétrie possible de la photosphère. Étude de la surface des étoiles supergéantes rouges
Mesure du diamètre et de la pulsation des étoiles céphéides pour établir leur distance
Étude théorique de la détection directe de planètes extrasolaires par méthodes interférométriques
Mise en évidence de la binarité de la nébuleuse post-AGB Frosty Leo
Étude du disque protoplanétaire de ß Pictoris
G. Perrin et al., " Interferometric observations of the semi-regular variable star SW Virginis in the K band. Evidence of asymmetry or pulsation from apparent photospheric diameter variations", 2000, soumis à A&A
G. Perrin et al., " Interferometric observations of R Leonis in the K band. First direct detection of the photospheric pulsation and study of the atmospheric intensity distribution ", 1999, A&A 345, 221
G. Perrin, V. Coudé du Foresto, S.T. Ridgway, et al., " Extension of the effective temperature scale of giants to types later than M6 ", 1998, A&A 331, 619
J.-L. Beuzit, Ph. Thébault, G. Perrin, D .Rouan, " Adaptive optics imaging of the Frosty Leo nebula ", A&A 291, L1 (1994)
A. Lecavelier, G. Perrin, R. Ferlet et al., " Observation of the central part of the ß Pictoris disk with an anti-blooming CCD ", A&A 274, 877 (1993)
G. Perrin, " Correction of the "piston effect" in optical astronomical interferometry. II. Phase of the visibility function restoration ", 2000, soumis à A&AS
B. Mennesson, J.-M. Mariotti, V. Coudé du Foresto, G. Perrin et al., " Thermal infrared stellar interferometry using single-mode fiber optics: first results in the L band with the TISIS experiment on IOTA ", 1999, A&A 346, 181
G. Perrin, " Correction of the "piston effect" in optical astronomical interferometry. I. Modulus and phase gradient of the visibility function restoration ", 1997, A&AS 121, 55
J.-M. Mariotti, V. Coudé du Foresto, G. Perrin et al., " Interferometric connection of large ground-based telescopes ", A&AS 116, 381 (1996)
V. Coudé du Foresto, G. Perrin, M. Boccas, " Minimization of fiber disperion effects in double Fourier stellar interferometers ", A&A 293, 278 (1995)
Le niveau de maturité suffisant de l'interférométrie optique/infrarouge et de l'optique adaptative ont permis d'imaginer de grands interféromètres en cours de réalisation (VLTI et KeckI) qui seront ouverts à toute la communauté des astronomes contrastant ainsi avec les instruments d'équipe construits jusqu'à présent. Jusqu'alors limitée à l'étude de la physique stellaire, l'interférométrie va donner accès à des sources extragalactiques précédemment trop faibles en raison de la taille modeste des pupilles. Le VLTI et l?interféromètre Keck auront une résolution de 3 millisecondes d'angle à 2 µm. Cette résolution anglaire se traduit par une résolution linéaire sur des noyaux actifs de galaxie distants de 20 Mpc de 0.3 pc ce qui permet en théorie de résoudre le torre de poussière mais laisse non résolu le disque d'accrétion situé au centre dans la " broad line region ".
Devant les limitations des grands télescopes actuels en résolution angulaire, des réflexions naissent (notamment à l'ESO et GEMINI) quant à la réalisation de très-très-grands télescopes de taille hectométrique (projet OWL et MAXAT, respectivement). Outre les difficultés de réalisation d'une surface collectrice d?aussi grande taille et de sa monture se pose le problème de la faisabilité du système d'optique adaptative qui sera nécessaire pour atteindre la limite de diffraction. Sur un télescope de 100m il faut une optique adaptative dotée d'un miroir déformable à au moins 30 000 actuateurs. La puissance des électroniques de calcul et de contrôle qui seront nécessaires sont en rapport avec l'accroissement en nombre d'actuateurs.
On peut donc se demander si cette stratégie est
la meilleure et s'il ne vaut pas mieux choisir de réaliser des réseaux
interférométriques (Roddier & Ridgway, 1999) permettant
l'accès à des résolutions plus importantes et à
une qualité d'image meilleure que celle du VLTI et du KeckI. C'est
le choix qui a été fait en astronomie radio. C'est dans l'optique
de ce débat que s'inscrit notre proposition.
La présente proposition s'inscrit dans le cadre d'une liaison de ces grands télescopes par fibres monomodes dans le domaine des longueurs d'onde du proche infrarouge. L'utilisation des fibres optiques pour effectuer la liaison des télescopes permet de s'affranchir des contraintes topologiques locales. Le transport des faisceaux par un système optique classique nécessiterait la réalisation de tunnels longs et ferait usage d'un nombre important d'optiques réflectives. Cette solution rendrait l'instrument complexe et coûteux et nuirait à sa sensibilité. Avec une atténuation de 1-2 dB/km, la perte lors du transport dans les fibres en verre fluoré serait donc inférieure à 40% sur une distance de 1 km. Pour une solution à miroirs, la perte est de 40% pour un train de 10 miroirs de coefficient de réflexion égal à 95%, c'est-à-dire pour un petit nombre de miroirs de très bonne qualité. Par notre expérience avec l'instrument FLUOR sur IOTA, dont le train optique comporte 15 miroirs plans traités, nous savons qu'en réalité sa transmission est inférieure à 5%.
Figure 1 : plan du site du Mauna Kea. Les lignes rouges représentent les bases possibles du futur interféromètre. Le VLTI est représenté dans le coin supérieur gauche à même échelle.
La recombinaison sera également effectuée par des coupleurs fibrés monomodes. Cette technique de recombinaison est celle qui a été démontrée avec FLUOR. C'est à ce jour la meilleure technique de calibration des visibilités (Perrin et al. 1998). Tous les interféromètres en cours de réalisation disposent d'un système de calibration par fibres monomodes.
Nous avons montré avec FLUOR que les difficultés traditionnellement associées à l'emploi de fibres optiques en interférométrie, à savoir la dispersion, le contrôle de la polarisation et le défaut de sensibilité, sont aujourd'hui parfaitement maîtrisées. L'utilisation de fibres en verre fluoré est même un avantage du point de vue du contrôle de la polarisation.
Une extrapolation grossière et peu optimiste de la sensibilité de FLUOR permet d'anticiper une magnitude limite en K supérieure à 10.
La figure 1. montre la disposition des télescopes
du Mauna Kea, ainsi que les bases possibles. Le site offre à la
fois des bases longues et des bases courtes. La complexité de l'instrument
croissant avec la longueur des bases, les bases les plus courtes (GEMINI/TCFH,
Keck/IRTF, Keck/SUBARU) pourront permettre de tester les principes de la
recombinaison par fibres optiques au Mauna Kea et démontrer la faisabilité
du projet dans son ensemble. Dans l'état actuel, les trois instituts
interessés (en plus du DESPA et du groupe de F. Roddier à
l'Université d'Hawaï) sont le Keck, GEMINI et le TCFH. Ces
deux derniers définissent une base d'environ 150m alignée
Nord-Sud. On voit que d'inclure le Keck (base de 700 mètres, alignée
Est-Ouest) serait pour l'instant un défi technologique. Cependant
le Keck pourrait en parallèle (et en collaboration avec le DESPA)
développer une unité de recombinaison par fibre avec l'IRTF.
Une fois ces deux bases établies, les relier ne sera plus aussi
ambitieux que ça ne pourrait le paraître actuellement.
Grâce à une experience commune et à une solidarité développée pendant les intégrations des différents systèmes d'optique adaptative, nous nous trouvons actuellement dans une situation où les observatoires GEMINI et Keck seraient prêts à collaborer avec le groupe haute résolution angulaire de l'Université d'Hawaï, le DESPA et le TCFH. Le DESPA a une experience inégalée en interférométrie par fibres optiques grâce au projet FLUOR. Tous les observatoires sont bien conscients du fait que les fibres optiques ne sont pas seulement la solution la plus élégante pour transporter la lumière en vue d'une recombinaison cohérente, mais la seule solution : en effet, creuser des tunnels comme le n'est pas une option budgétairement viable pour des bases hecto- voire kilométriques ad-hoc. L'apport de l'Univerité d'Hawaï, en plus de son expertise dans le domaine de la haute et très haute résolution angulaire est crucial. En effet, pour s'assurer de pouvoir obtenir du temps simultané sur tous les télescopes en question (chacun avec son propre commité d'allocation de temps), il est nécessaire d'impliquer un organisme qui a accès à tous les télescopes du Mauna Kea et gère son allocation de temps de manière autonome.
Une première réunion entre les instituts concernés est organisée par les proposants de la présente demande et aura lieu à Hawaï les 16 et 17 mars 2000. Les participants seront :
Notre but est, grâce à la présente demande, de démontrer instrumentalement la faisabilité du projet et de prendre position dans une future collaboration.
L'association de très longues bases à de
très grandes pupilles confère à cet interféromètre
un potentiel scientifique unique. Outre notre motivation technique, notre
motivation scientifique première est l'accès à une
résolution angulaire de 0,5 milliseconde d'angle sur des objets
extragalactiques compacts. L'instrument permettra également d'accéder
à des programmes stellaires plus classiques.
Les interféromètres du Keck et du VLT sont tous deux fort adaptés à la detection de planètes extra-solaires, aussi bien en termes de sensibilité que de résolution. L'apport d'un facteur 10 en résolution ne permettrait pas forcément d'améliorer la detection de planètes extra-solaires.
Cependant, il y a plusieurs domaines en astrophysique qui pourraient beneficier d'une résolution de l'ordre de 0,5 mas avec une sensibilité de K~10 que n'auront ni le Keck ni le VLTI. Il s'agit donc de trouver et délimiter " l'espace unique " qu'un tel interféromètre pourrait definir, et de voir quels sont ses points forts. En effet, la recombinaison interférométrique des télescopes géants du Mauna Kea n'aura pas de concurrence directe au sol pendant au moins une ou deux decennies.
Les galaxies Ultra-Lumineuse IRAS sont en général définies comme ayant une luminosité bolométrique L > 1012 LQ et la majeure partie de ce flux est émis dans l'infrarouge lointain. Ceci est dû aux énormes profondeurs optiques qui nous empêchent de sonder le coeur de ces objets et de comprendre quel processus physique pourrait fournir autant d?énergie. Deux hypothèses sont à considerer : soit il s'agit de noyaux actifs de galaxies (de quasars en formation, au moment où le trou noir engouffre toute la matière qui l'entoure) ou bien il s'agit de phénomènes de flambée d'étoiles intenses et denses (super-starburst). Bien entendu, un mélange de ces deux types d'activité est aussi à considérer car on voit rarement l'un sans l'autre dans les noyaux actifs.
Par exemple, la galaxie ultra-lumineuse Markarian 231 (Lai et al., 1998) présente au premier abord une version relativement simple, puisque son noyau n'est pas résolu, même avec une résolution de 0.1" (équivalent à 50 pc sur la galaxie), ce qui aurait tendance à favoriser un modèle de type actif (il est en effet difficile de produire de telles luminosités dans un esapce aussi petit : il faut evoquer des densités et des taux de formation d'étoiles gigantesques). On voit aussi à 0.14" au Nord du noyau, une source environ 100 fois moins brillante qui pourrait fort bien s'expliquer par une région de formation d'étoiles à proximité de ce monstre (L ~ 3 x 1012 LQ). On a alors une vision relativement claire de ce noyau, mais une comparaison avec un échantillon de galaxies ultra-lumineuses obtenu dans le domaine radio (Condon et al. 1991) montre que Mrk 231 n?est pas une galaxie ultra-lumineuse " typique ". Parmi les 40 galaxies de l'échantillon en question une seule seulement n'est pas résolue avec une résolution linéaire de 1 pc : Markarian 231 ! Les autres ont des couleurs et des morphologies dans l'infrarouge lointain qui s'expliquent bien mieux avec un modèle de flambée d'étoiles compacte. Se pose alors la question de savoir si Markarian 231 est à une galaxie ultra-lumineuse dans une brève phase de son evolution ou bien vue sous une géometrie particulière, ou encore un cas réelement particulier. L'étude des noyaux de ces galaxies avec une résolution de 0.5 mas permettra de mesurer la taille des régions ultra-lumineuses, paramètre crucial pour déterminer les processus physiques en jeu.
AGNs, quasars
Le modèle unifié des noyaux actifs de galaxie décrit les structures nécessaires pour expliquer les observations spectroscopiques de ces objets (régions de raies étroites, de raies larges, variabilité, etc). Chacune de ces structures est asscoiée à une échelle de grandeur :
L'on soupçonne que c'est le même phénomène
physique qui anime les noyaux actifs de galaxie et les quasars. Les indices
en faveur de cette hypothèse proviennent exclusivement d'études
spectroscopiques et ne permettent pas réellement de discerner à
quel niveau ces objets ne sont que différentes manifestations d'un
même phénomène physique sous-jacent. En observant ces
objets avec des résolutions toujours meilleures, on espère
trouver des structures communes à tous ces objets, validant ainsi
l'hypothèse que quasars et AGNs ne sont que différentes phases
de l'évolution.
Si SIM est programmé pour la décennie actuelle,
aucune décision n'a été prise en ce qui concerne DARWIN
/IRSI et TPF tant leur mission première est difficile à réaliser.
L'instrument que nous proposons n'a donc pas de concurrents potentiels
dans l'espace avant au moins deux décennies.
Nous proposons d'étudier le problème de l'injection dans une fibre monomode placée au foyer de deux grands télescopes du Mauna Kea équipés d'optique adaptative (TCFH et Gemini). La très grande résolution de l'interféromètre permettra d'observer des objets très peu résolus mais qui seront également très faibles par comparaison avec les performances en sensibilité des interféromètres actuels (K=6).
Nous proposons d'aborder deux aspects : une évaluation de la sensibilité future de l'interféromètre (avec comme objectif d?établir un bilan de liaison incorporant tous les autres sous-systèmes de l'instrument), et une étude du couplage dans la fibre de faisceaux provenant d'objets étendus (c'est-à-dire dont l'extension est égale à quelques taches d'Airy), futures cibles scientifiques de l'instrument.
Cette étude est donc une première étape
vers la réalisation de l'instrument qui vise à en démontrer
l'intérêt astrophysique ainsi que la faisabilité. À
l'issue de l'étude, deux systèmes d'injection seront disponibles
pour réaliser le couplage interférométrique du TCFH
et de Gemini (la base la plus simple du point de vue de la réalisation
de la ligne à retard), ce premier élément ayant une
résolution supérieure à celle du VLTI.
Le taux de couplage mesuré reste cependant modeste puisque 1,8 magnitude est perdue à l'injection. Plusieurs raisons expliquent ce faible taux : les performances moyennes de l'optique adaptative, l'absence d'optimisation de la correction, des vibrations importantes du télescope.
Le taux de couplage maximum théorique dans une fibre monomode est, par exemple, de 50% au foyer du TCFH (en raison de l'obstruction centrale importante). Une marge de progrès d'une magnitude est donc possible. L'optique adaptative du TCFH, PUEO, de réalisation plus récente que le prototype ADONIS, a des performances supérieures à ce dernier et permet d'obtenir des rapports de Strehl de meilleure qualité (70% à 2,2µm). Des performances similaires sont anticipées pour l'optique adaptative de Gemini.
Ruilier (1999) a récemment montré de façon théorique qu'il fallait un contrôle spécifique d'une optique adaptative pour garantir un taux d'injection optimum dans une fibre monomode.
Nous proposons de réaliser, dans un premier temps,
le couplage dans une fibre monomode au foyer du TCFH avec la bonnette d'optique
adaptative PUEO afin de mesurer le taux de couplage maximum et d'étudier
l'optimisation de l'injection. Nous évaluerons la stabilité
du taux de couplage, paramètre déterminant à la fois
pour la sensibilité de l'interféromètre mais également
pour les futures performances d'un suiveur de franges permettant l'acquisition
de franges sur des sources faibles. Nous proposons de réaliser,
dans un deuxième temps, le couplage au foyer de l'optique adaptative
de Gemini. Ces tests permettront d'évaluer la sensibilité
de l'interféromètre.
- sélectionner la partie centrale des objets étendus qui est en général la plus brillante ;
- injecter un champ plus grand que la tache d'Airy dans un guide d'onde monomode.
Sélection de la partie centrale
La difficulté consiste à obtenir une correction du basculement (tip-tilt) la plus stable et précise possible pour que le champ de vue injecté dans la fibre soit en permanence le même de sorte que les faisceaux interférant couvrent les mêmes zones sur le ciel. Un compromis de correction tip-tilt / bas ordres est à trouver pour ce type d'objet avec des contraintes différentes du cas source ponctuelle.
Un autre ordre de difficulté consiste à évaluer la sensibilité de l'instrument sur des objets étendus et dont le champ électrique au foyer du télescope est différent de celui d'une source ponctuelle qui est limité par la diffraction.
Nous proposons de réaliser une étude théorique de ces questions ainsi qu'une démonstration pratique. Cette dernière fournira la sensibilité de l'instrument généralisée au cas des objets étendus, résultat original en interférométrie.
Injection grand champ
Cette proposition paraît contradictoire puisque le caractère monomode implique un champ de vue correspondant à une tache d'Airy au foyer d'un télescope. La proportionalité à l'inverse du diamètre de télescope implique que le champ d'une fibre monomode projeté sur le ciel couvre un champ de plus en plus grand lorsque le diamètre du télescope diminue. Il n'y a donc pas d'impossibilité fondamentale relative à l'injection d'un champ donné si ce n'est la limite de diffraction. Une première idée consiste à ajuster le grandissement du système optique d'injection de sorte que la dimension du champ à injecter soit de l'ordre du diamètre du coeur de la fibre monomode. Cet ajustement s'accompagne de pertes (on n'est plus à l'optimum pour l'injection d'une source ponctuelle) pour lesquelles il faut mettre au point des stratégies de compensation. Nous proposons d'étudier ces techniques sur le plan théorique et de les tester sur le ciel. Cette approche est également originale en interférométrie mais conditionne l'intérêt des grands réseaux interférométriques pour l'étude à haute résolution angulaire des objets étendus dans les domaines optique et infrarouge. Il est certain que l'intérêt des interféromètres pour les domaines de l'optique et de l'infrarouge restera limité à l'étude d'objets stellaires (ou quasi-stellaires) tant que cette difficulté n'aura pas été résolue.
Dans un premier temps, le champ restreint facilitera peut-être
l'interprétation des données de l'interféromètre.
Mais à plus long terme, pour bien appréhender les subtilités
des objets observés, il sera nécessaire de comprendre les
interactions des phénomènes présents aux différentes
échelles, et cela necessitera un champ plus grand que ce qui est
possible actuellement. L'augmentation du champ multipliera les applications
de l'interférométrie infrarouge de même façon
que l'interférométrie radio a pu en bénéficier.
Un test sera d'abord conduit sur le TCFH sur le temps d?observation dont dispose Olivier Lai en tant qu'astronome résident. Il s'agira d'optimiser en priorité le contrôle de l'optique adaptative PUEO pour injecter au mieux dans une fibre monomode de la lumière provenant d'une source ponctuelle. L'injection grand champ sera la deuxième priorité.
Un second test sera conduit sur Gemini durant la phase d?essai de son optique adaptative (des contacts ont été pris). L'accent sera mis sur l'injection grand champ.
À l'issue de ces tests, la sensibilité de
l'interféromètre comprenant au minimum la base reliant le
TCFH et Gemini sera connue et l'on pourra ainsi définir son intérêt
réel, notamment vis-à-vis d'un télescope unique de
taille équivalente.
5.1. Equipement
Missions : 1 mission technique d'évaluation et de pré-étude 10 kF 1 mission d'observation CFH 10 kF 1 mission autre télescope 10 kF Présentations dans des colloques : 1 présentation Olivier Lai. 5 kF 1 présentation Guy Perrin. 5 kF Total : 240 kF
Une démarche progressive peut être envisagée
pour réaliser l'instrument par tronçons. Un premier couplage
Gemini-TCFH permettrait de réaliser un instrument à fort
potentiel scientifique à coût modéré. Il pourrait
être réalisé avec une ligne à retard rudimentaire
(100 kF) et au prix de l'achat d'un coupleur monomode et d?environ 200
m de fibre optique (100 à 200 kF). Ce projet pourrait se réaliser
dans le cadre d?une thèse de doctorat qui, à notre sens,
conduirait potentiellemet à un travail de grande qualité
et à forte originalité.
V. Coudé du Foresto, M. Faucherre, N. Hubin, A&AS, sous presse
O. Lai, D. Rouan et al., " Adaptive Optics observations of ultra-luminous infrared galaxies I. J, H, K images of MKN 231 ", 1998, A&A 334, 783
J.-M. Mariotti, V. Coudé du Foresto, G. Perrin et al., 1996, " Interferometric connection of large ground-based telescopes ", A&AS 116, 381
G. Perrin, V. Coudé du Foresto, S.T. Ridgway, et al., " Extension of the effective temperature scale of giants to types later than M6 ", 1998, A&A 331, 619
F. Roddier, 1997, NSF grant proposal.
F. Roddier & S.T. Ridgway, " Filling factor and signal to noise ratios in optical interferometric arrays ", 1999, PASP, 111, 990.
D. Rouan, F. Rigaut, D. Alloin, R. Doyon, O. Lai et al., " Near-IR images of the torus and micro-spiral structure in NGC 1068 using adaptive optics ", 1998, A&A 339, 687.
C. Ruilier, 1999, thèse de l'université Paris 7, " Filtrage modal et recombinaison de grands télescopes. Contributions à l'instrument FLUOR "
S. Shaklan, F. Roddier, 1988, Appl. Opt. 27, 2334
DESPA : Département de Recherche Spatiale de l?Observatoire de Paris
ESO : European Southern Observatory
FLUOR : Fiber Linked Unit for Optical Recombination
IRSI : InfraRed Space Interferometer
IRTF : InfraRed Telescope Facility
MAXAT : MaXimum Aperture Telescope
MIDI : Mid Infrared Instrument
NOAO : National Optical Astronomy Observatory
OWL : OverWhelmingly Large telescope
PUEO : Probing the Universe with Enhanced Optics (hibou en polynésien)
SIM : Space Interferometric Mission
TCFH : Télescope Canada-France-Hawaï
TPF : Terrestrial Planet Finder
UH : Université de Hawaï
VINCI : VLTI Near-Infrared Commissioning Instrument
VLTI : Very Large Telescope Interferometer