Literatura académica sobre el tema "Interférométrie proche infrarouge longue base"

La caractérisation des produits animaux est importante autant pour le suivi de leur qualité que pour la recherche de leur amélioration par des voies d’amélioration génétique ou de pro­cédés technologiques. L’enjeu est particulièrement important pour des filières à forte valeur ajoutée, comme le canard gras.Dans le cadre d’essais sur l’amélioration génétique du canard (2), des méthodes rapides – spectroscopie proche infrarouge (SPIR) – de prédiction de la qualité ont été testées pour le foie gras et pour le filet (magret). Il s’agissait de permettre la mesure sur un grand nombre d’échantillons de paramètres dont la méthode de référence est particulièrement longue (matières grasses [MG] par extraction Folch, rendement technologique, entre autres) et d’étudier la possibilité de les appliquer ensuite dans l’industrie.Les spectres des échantillons ont été acquis sur un spectromètre ASD Labspec, directement sur le produit entier (foie ou magret), sans préparation. L’étalonnage a été réalisé avec des mesures de composition chimique (matière sèche [MS], minéraux, protéines, MG) ou technologique (par exemple taux de fonte pour le foie, pertes à la cuisson pour le filet) (1).La précision des étalonnages a varié selon les paramètres (tableau I). Les paramètres de composition proximale ont glo­balement été bien prédits (MS, MG, protéines) avec des valeurs de R² comprises entre 0,80 et 0,90. Certains constituants bio­chimiques comme le collagène ont été moins facilement prédits (R² = 0,19), soit par manque de variabilité dans la population, soit par des défauts dans les mesures de référence. Les propriétés technologiques du filet sont difficiles à approcher par SPIR, avec par exemple une valeur de R² = 0,19 pour la prédiction de la perte à la cuisson. En revanche, la qualité technologique du foie évaluée par le taux de fonte est assez bien prédite (R²=0,85) pour permettre une évaluation objective du produit.Dans un second temps les étalonnages réalisés ont été appli­qués à l’étude de la variabilité intra-échantillon : 46 spectres acquis sur toute la surface d’un foie gras ont permis d’établir des cartes de répartition des constituants et des propriétés des foies, comme le montre la figure 1 pour le taux de fonte.Les calibrations réalisées ont permis de prédire la composition chimique de plusieurs milliers d’échantillons, et d’évaluer les paramètres génétiques (héritabilité) et de rechercher des locus de caractères quantitatifs (2). La base de données générée a également permis de décrire la variabilité des paramètres de qualité. L’étude de la variabilité de composition au sein même d’un échantillon permet de mieux comprendre l’élaboration des propriétés technologiques. Par ailleurs des essais sont actuelle­ment en cours chez un industriel pour utiliser ces résultats dans la caractérisation du foie en routine.

Les observations directes fournissent des informations capitales sur les systèmes exoplanétaires. Par l'analyse de la position des planètes à différentes époques, nous pouvons déterminer leur orbite et remonter à l'histoire dynamique des systèmes. Par l'analyse de leur spectre en émission, nous pouvons déterminer la température des exoplanètes ainsi que la composition chimique de leur atmosphère, contenant des traceurs de leur mécanisme de formation.Seulement, les observations directes sont actuellement limitées. Les limites de résolution angulaire nous permettent d'observer uniquement les exoplanètes les plus éloignées de leur étoile, généralement à plus de 10 unités astronomiques. Aussi, les limites de contraste avec l'étoile hôte nous permettent d'observer uniquement des exoplanètes géantes jeunes, de moins de 15 Myr, dont le rayonnement thermique infrarouge est encore fort du fait de leur formation récente. Pour mieux comprendre la formation et l'évolution des systèmes planétaires, ces limites doivent être repoussées pour permettre des observations directes de géantes gazeuses à l'échelle de l'unité astronomique.Depuis 2019, l'instrument GRAVITY installé sur le Very Large Telescope Interferometer au Chili permet d'observer des exoplanètes à des séparations angulaires jusqu'ici inatteignable par les instruments d'imagerie directe classique. Récemment, l'instrument a permis de réaliser les premières observations directes des planètes β Pictoris c et HD 206893 c, respectivement de 8.2 et 12.7 masses de Jupiter et à 2.7 et 3.5 unités astronomiques de leur étoile.Dès l'été 2024, la mise à jour GRAVITY+ va installer des nouvelles optiques adaptatives cruciales pour obtenir un meilleur contraste et réaliser des observations d'exoplanètes moins massives et plus proches de leur étoile. En 2026, le télescope spatial Gaia publiera une nouvelle liste d'exoplanètes découvertes autour de 2 unités astronomiques de leur étoile par méthode d'astrométrie absolue. GRAVITY+ sera un instrument de choix pour caractériser ces planètes, mesurer leur masse et leur spectre à des longueurs d'onde proche de 2 µm.Ma thèse consiste à comprendre les limites actuelles de l'instrument GRAVITY et à préparer la mise à jour GRAVITY+ afin de permettre l'observation directe de "Jupiters-jeunes'' au plus proche de leur étoile. Pour ceci, ma thèse s'est découpée en trois parties.Premièrement, j'ai analysé des données d'observations passées pour quantifier les limites actuelles de GRAVITY en contraste et séparation angulaire. J'ai pu déterminer que l'instrument nous permettait d'observer des exoplanètes 30 000 fois moins brillantes que leur étoile, et ce jusqu'à 50 milli-arcseconde.Deuxièmement, j'ai travaillé sur la réduction des données d'observations afin de comprendre la source de bruits systématiques qui polluent les spectre d'exoplanètes. J'ai pu déterminer à quelles conditions ces bruits apparaissent et leur impact sur les observations.Troisièmement, j'ai travaillé directement sur l'instrument à l'implémentation d'un mode haut-contraste pour GRAVITY+. Ce mode spécifique pour les observations d'exoplanètes implique une correction des aberrations optiques ainsi qu'un contrôle du front d'onde. Le mode haut-contraste limitera l'impact de la lumière des étoiles hôtes et donc d'observer des exoplanètes moins massives et moins jeunes.Dans les années à venir, la synergie entre Gaia et GRAVITY+ va permettre de caractériser finement de nombreuses exoplanètes géantes jeunes, et certainement transformer notre vision de la manière dont les systèmes planétaires se forment et comment ils évoluent
Direct observations provide key information about exoplanetary systems. By analyzing the position of planets at different times, we can determine their orbits and trace the dynamic history of the systems. By analyzing their emission spectra, we can determine the temperature of exoplanets, as well as the chemical composition of their atmosphere, containing tracers of their formation mechanism.However, direct observations are currently limited. Angular resolution limits allow us to observe only the exoplanets furthest from their star, generally more than 10 astronomical units away. Also, the limits of contrast with the host star mean that we can only observe young giant exoplanets, less than 15 Myr, whose infrared thermal radiation is still strong due to their recent formation. To better understand the formation and evolution of planetary systems, these limits must be pushed back to enable direct observations of gas giants on the scale of the astronomical unit.Since 2019, the GRAVITY instrument installed on the Very Large Telescope Interferometer in Chile has made it possible to observe exoplanets at angular separations previously unattainable by conventional direct imaging instruments. Recently, the instrument enabled the first direct observations of the planets β Pictoris c and HD 206893 c, respectively 8.2 and 12.7 masses from Jupiter and 2.7 and 3.5 astronomical units from their star.In summer 2024, the GRAVITY+ upgrade will install new adaptive optics crucial for obtaining better contrast and making observations of less massive exoplanets closer to their star. In 2026, the Gaia space telescope will publish a new list of exoplanets discovered around 2 astronomical units from their star using absolute astrometry. GRAVITY+ will be an instrument of choice for characterizing these planets, measuring their mass and spectrum at wavelengths close to 2 µm.My thesis involves understanding the current limitations of GRAVITY, and preparing the GRAVITY+ upgrade to enable direct observation of "young Jupiters" as close as possible to their star. My thesis was divided into three parts.Firstly, I analyzed data from archival observations to quantify GRAVITY's current limitations in contrast and angular separation. I was able to determine that we could observe exoplanets 30,000 times fainter than their star, down to 50 milli-arcseconds.Secondly, I worked on observational data reduction to understand the source of systematic noise that pollutes exoplanet spectra. I was able to determine the conditions under which these noises appear and their impact on observations.Thirdly, I worked directly on the instrument to implement a high-contrast mode for GRAVITY+. This specific mode for exoplanet observations involves optical aberration correction and wavefront control. The high-contrast mode will limit the impact of host starlight, enabling us to observe less massive and younger exoplanets.In the years to come, the synergy between Gaia and GRAVITY+ will allow us to finely characterize many young giant exoplanets, and certainly transform our vision of how planetary systems form and how they evolve

Cette thèse présente les résultats d'observations d'étoiles en rotation rapide menées sur le spectro-interféromètre AMBER du VLTI dans ses modes haute et moyenne résolutions spectrales. Les mesures effectuées sont les visibilités estimées sur trois bases simultanées, les phases différentielles en fonction de la longueur d'onde et des phases de clôtures avec, pour certaines nuits une bonne couverture du plan (u,v). Les données utilisées sont issues de plusieurs campagnes d'observation. Ces dernières étaient fortement dégradées par les défauts optiques d'AMBER, et affectés par des bruits classiques d'interférométrie optique à longue base en IR: défauts du détecteur, bruit de lecture, instabilités du suiveur de franges, ...etc. Leur analyse a nécessité la mise au point d'outils numériques de réduction spécifiques pour atteindre les précisions nécessaires à l'interprétation de mesures interférométriques. Pour interpréter ces mesures j'ai développé un modèle semi-analytique chromatique d'étoile en rotation rapide qui m'a permis d'estimer, à partir des phases différentielles; le degré d'aplatissement, le rayon équatorial, la vitesse de rotation, l'angle d'inclinaison, l'angle position de l'axe de rotation de l'étoile sur le ciel, la distribution de la température effective locale et de la gravité à la surface de l'étoile dans le cadre du théorème de von Zeipel. Les résultats concernant 4 étoiles massives de types spectraux B, A et F m'ont permis de les caractériser pour les mécanismes évoqués ci-dessus et d'ouvrir ainsi la perspective d'études plus systématiques d'objets similaires en étendant ultérieurement ces études à la relation photosphère-enveloppe circumstellaire
This thesis presents the results of rapidly rotating stars observations conducted on the AMBER spectro-interferometer VLTI in its high average spectral modes and resolutions. The measurements are estimated on three simultaneous visibility bases, differential phases depending on the wavelength and closure phases, with good coverage of the (u, v) plane for some nights. The data used are from several observation campaigns. These were highly degraded by the optical defects of AMBER, and assigned by standard optical interferometry long base IR noises: defects of the detector, reading noise, fringes follower instabilities, ... etc. Their analysis required the development of digital reduction of specific tools to achieve the necessary details to the interpretation of interferometric measurements. In interpreting these measures I developed a chromatic semi-analytical model of rapidly rotating star that allowed me to estimate, from the differential phases; the degree of flattening, the equatorial radius, speed of rotation, angle of inclination, the position angle of the star rotation axis in the sky, the local distribution of the actual temperature and the gravity to the surface of the star within the von Zeipel theorem. The results for four massive stars of spectral type B, A and F have allowed me to characterize the mechanisms discussed above and thus open framework for more systematic studies of similar objects subsequently extending these studies to the relationship photosphere circumstellar envelope

Malgré sa capacité unique à discerner des détails qu'aucun instrument "classique" ne peut voir, l'interférométrie optique est fortement handicapée par l'atmosphère. Celle-ci limite drastiquement les temps de pose des interféromètres au sol et les empèche d'accumuler suffisamment de photons pour observer des sources toujours plus faibles, limitant de facto l'échantillon des astres observables. Les suiveurs de franges sont des instruments développés spécifiquement dans le but de compenser ces perturbations atmosphériques, et ainsi de repousser les limites de l'univers visible par les interféromètres optiques. Le but premier de cette thèse est d'étudier et d'améliorer ces instruments, dans le contexte des technologies actuelles et des nouvelles générations d'interféromètres combinant 4 télescopes et plus. La seconde grande partie de cette thèse s'attachera quant à elle à montrer l'intérêt de l'interférométrie optique dans l'étude des binaires en interaction, astres en mesure d'apporter des réponses à un vaste panel de champs d'étude du fait de la diversité des processus physiques en jeu en leur sein.

L'exoplanétologie est une science jeune qui n'a véritablement démarré qu'en 1995 avec la découverte d'une exoplanète géante en orbite rapprochée autour de l'étoile solaire 51 Pegasi. Mes premières recherches dans de domaine datent de 1999 et concernent la mission spatiale Corot qui a conduit depuis 2006 à la détection de plus d'une trentaine de nouvelles exoplanètes très diverses. J'ai pleinement participé à l'aventure de Corot, en commençant par l'estimation du nombre de planètes détectables de 1999 à 2003, en poursuivant par la recherche et la caractérisation des signaux d'éclipses partielles, ou transits, lorsque les données furent disponibles à partir de 2007, pour finir par la mesure des propriétés physiques et orbitales des exoplanètes détectées, notamment Corot-7b en 2009, la première exoplanète rocheuse au rayon et à la masse mesurés, et Corot-8b en 2010, un mini-saturne dense. Je travaille actuellement au calcul de la probabilité de la nature planétaire de tous les signaux de transits détectés par la mission. Mes autres travaux de recherche concernent deux techniques de haute résolution angulaire pour la détection directe d'exoplanètes : l'interférométrie à longue base dans l'infrarouge et la coronographie dans le visible. En interférométrie, j'ai contribué à la précision de l'étalonnage des instruments en compilant deux catalogues d'étoiles-étalons, j'ai mesuré les propriétés d'un prototype de fibre monomode dans l'infrarouge moyen, et j'ai observé des étoiles naines, géantes et doubles. Mon résultat majeur est la détection directe du compagnon faible de l'étoile Theta Draconis. Enfin, en coronographie, j'ai développé en 2006 une méthode de correction de tavelures à l'aide d'un miroir déformable dans le cadre du projet Terrestrial Planet Finder Coronagraph de la Nasa. En cas de sélection du projet Echo par l'Esa en février 2014, mes recherches futures pourraient concerner la spectrométrie par transmission de l'atmosphère d'exoplanètes à courte période.