Utilisateur:Lachaume/olbin
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[modifier] Liste historique d'interféromètres
| Nom | Opérateur | Lieu | NB[1] | B[2] (m) |
λ (μm) |
Ntél[3] | exploitation | λ/Δλ | mlim[4] (mag) |
ΔV/V | Δφ (mrad) |
θrés[5] (mas) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| GI2T[6] | OCA | Plateau du Calern (France) |
—[7] | 12–65 | 0,40–0,85 | 2 | 1980-2006[8] | ? | I = 6 | 0,1 | — | 1–14 |
| IOTA[9] | Harward | Mont Hopkins (États-Unis) |
136[10] | 5-38 | 3,4–5,2[11],[12] | 2 | 1995-2002 | ? | L = −1 | 0,02 | — | 20–200 |
| 1,1–2,4[13] | 3 | 1993-2006 | ? | H = 7 | 0,02 | 10 | 6–100 | |||||
| Mark III[14] | USNO | Mont Wilson (USA) |
4 | 3–31[15] | 0,5–0,8[15] | 2 | 1986–1992[8] | 20–32 | V = 3[14] | 0,01–0,10[16] | — | 3–50 |
À compléter :
- I2T
- MIRA-I
- Narrabri Intensity Interferometer, 11.4m
- Soir d'été
- IRMA
- McBeth
[modifier] Liste d'interféromètres actuellement en service
| Nom | Opérateur | Lieu | NB[17] | B[2] | λ (μm) |
Ntél[3] | Début[18] | λ/Δλ | mlim[4] (mag) |
ΔV/V | Δφ (mrad) |
θrés[5] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| COAST[19] | Cambridge | UK | 10[20] | 4–67 | 0,65–1,0 | 4 | 1991 | ? | 7 | 0,04 | 10 | 2–50 |
| 1,0–2,3 | 4 | 1995 | ? | 3 | 0,2 | 10 | 3–120 | |||||
| VLTI[21] VIMA[22] |
ESO | Paranal (Chili) |
6[23] | 47–130 | 1,1–2,4 | 3 | 2004 | 30–12000[24] | K = 1,5–7,0[24],[25] | 0,01–0,03[26] | 10–30[27] | 2–10 |
| 8–13 | 2 | 2002 | 30–230[28] | N = 2–4[28],[25] | 0,1 | 250 | 13–60 | |||||
| VLTI[21] VISA[29] |
ESO | Paranal (Chili) |
248[23] | 8–202 | 1,1–2,4 | 3 | 2005[30] | 30–2000[24] | K = 0,6–5,1[24][25] | 0,01–0,02[26] | 10–20[27] | 1–60 |
| 8–13 | 2 | 2005[30] | 30–230 | N = −0,4–0,7[28][25] | 0,1[31] | 250 | 8–300 | |||||
| PTI[32] | JPL | Mont Palomar (USA) |
3[33] | 86–110[33] | 1,6–2,4[34] | 2 | 1995 | 25–50[35] | K = 6[34] | 0,02[36] | 0,1 | 3–6 |
| KI[37] | JPL | Mauna Kea (USA) |
2 | 85 | 2,0–2,4[38] | 2 | 2001 | ? | K = 10 | 0,04 | 1 | 4–5 |
| 8–13 | 2 | 2004[39] | ? | ? | ? | ? | 20–30 | |||||
| NPOI[40] | USNO | Lowell (USA) |
435 | 2–437[41] | 0,45–0,85 | 6 | 1994[42] | 35–70[43] | V = 5[44] | 0,04 | 10 | 0,2–80 |
| MIRA-I.2[45] | NAOJ | Tokyo (Japon) |
2 | 30 | 0,6–1,0 | 2 | 2002[46] | ? | I = 4.5 | 0,10 | — | 4–7 |
| SUSI[47] | Sydney Australie |
Narrabi (Australie) |
10[48] | 5–160 | 0,43–0,95 | 2 | 1991 | ? | B = 2.5, I = 5 | 0,04 | 10 | 0,5–40 |
[modifier] Liste d'interféromètres prévus
| Nom | NB | B (m) |
Ntél | état | λ (μm) |
λ/Δλ | mlim | ΔV/V | Δφ (mrad) |
θrés (mas) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| VLTI | 518h | 8–202b | 4f | — | 1,1–2,4 | 30–12000 | 12-14d | 0,01 | 0,1 | 1–60 |
| 4g | — | 8–13 | 30–230 | ?d | ? | ? | 1–60 | |||
| MRO | ? | 7–400 | 8–10 | - | 0,57–2,4 | ? | 14 | 0,01 | 10 | 0,3–70 |
| SUSI | 8 | 5–640 | 2 | - | 0,43–0,95 | ? | V = ? | 0,04 | 10 | 0,1–40 |
| CHARA | ? | 70–400 | 6 | - | 1,1–2,4 | ? | 12 | 0,01 | 0,3 | 0,6–7 |
[modifier] Autres interféromètres fonctionnant en optique
- ISI, mais utilise une technique hétérodyne typique de l'interférométrie radio
- LBTI, mais ressemble à un single dish telescope (absence de ligne à retard)
- Keck aperture masking, mais single dish
[modifier] Références
- ↑ Nombre total de lignes de bases disponibles, avec relocalisation éventuelle des télescopes. Le nombre de lignes de bases observées simultanément peut être plus faible et vaut Ntel(Ntel-1)/2.
- ↑ 2,0 2,1 Intervalle de lignes de base non projetées
- ↑ 3,0 3,1 "Nombre de télescopes recombinés. Le nombre de télescopes présents sur le site peut être plus élevé afin de minimiser les relocalisations de télescopes.
- ↑ 4,0 4,1 Magnitude corrélée, i.e. en tenant compte de la perte de flux si le contraste des franges diminue.
- ↑ 5,0 5,1 Intervalle de résolution (permettant d'atteindre premier minimum de visibilité pour une étoile binaire) atteinte pour un objet au zénit, calculée à partir des lignes de bases extrémales et de la bande spectrale. Pour un objet à faible élévation, l'effet de projection de la ligne de base sur le ciel conduit à une moindre résolution, d'un facteur variant entre 1 et 2 pour une élévation de 30⁰. Les interféromètres peuvent mesurer la dimension d'un objet de plus faible taille, d'autant mieux que la précision sur la visibilité |ΔV/V est bonne.
- ↑ Site du Grand interféromètre à 2 télescopes
- ↑ La base peut être chosie continuement entre 12 et 65 mètres sur un axe nord-sud, voir Technical Characteristics of the Telescopes
- ↑ 8,0 8,1 Principles of Long Baseline Stellar Interferometry, éd. Peter Lawson, p. 330
- ↑ Site de l'Infrared Optical Telescope Array
- ↑ La description des configuration d'IOTA est décrite par Wesley Traub, Delay Line Geometry
- ↑ Observations en L' de G. Chagnon et coll., L'-Band Interferometric Observations of Evolved Stars
- ↑ Tests en bande M indiqués sur IOTA: History
- ↑ Les performances d'IOTA sont résumées sur IOTA: Site Logistics
- ↑ 14,0 14,1 M. Shao et coll., The Mark III stellar interferometer, Astronomy and Astrophysics, vol. 193, no. 1-2 (1988)
- ↑ 15,0 15,1 R. S. Simon et coll., Recent Results from the Mark III Optical Interferometer, American Astronomical Society, 181st AAS Meeting, #19.12; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 24, p.1152 (1993)
- ↑ 0,10 à 500 nm et 0,01 à 800 nm, d'après Christian Hummel, in The Mark III Interferometer Spectroscopic Binary Program The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research éd. Kam-Ching Leung, ASP Conference Serices, vol. 130 (1994)
- ↑
- ↑ Année des premières franges sur le ciel.
- ↑ Site web du Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope
- ↑ Les caractéristiques instrumentales sont données par Chris Haniff et coll., Progress at COAST 2000-2002, In Interferometry for Optical Astronomy II, vol. 4838, proceedings SPIE, pp. 19, SPIE Press, 2003 et les développements récents sur la page de l'instrument
- ↑ 21,0 21,1 Site web du Very Large Telescope Interformeter
- ↑ VLT Interferometer Main Array composé des télescopes unitaires de 8 m.
- ↑ 23,0 23,1 Les différentes positions des télescopes et les lignes de base correspondantes sont disponibles sur la page VLTI Station Layout. Toutes les lignes de bases possibles avec les télescopes auxiliaires ne sont pas proposées à la communauté. Au cours d'un trimestre d'observation, une dizaine de lignes de bases est disponible (voir Paranal Telescope and Instrument News: VLTI overview).
- ↑ 24,0 24,1 24,2 24,3 Les performances du VLTI en infrarouge proche sont résumées sur la page de l'instrument AMBER
- ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 Dépend de la résolution spectrale et du mode d'observations choisis
- ↑ 26,0 26,1 Le chiffre bas concerne la précision différentielle, le chiffre haut la précision absolue. Voir AMBER Instrument sur le site de l'ESO.
- ↑ 27,0 27,1 Chiffre non officiel. Déduit de la précision sur la visibilité.
- ↑ 28,0 28,1 28,2 Les performances du VLTI en infrargoue moyen sont indiquées sur la Page de résumé de l'instrument MIDI.
- ↑ VLT Interferometer Sub-Array composé des télescopes unitaires de 8 m et des auxiliaires relogeables de 1,8 m
- ↑ 30,0 30,1 Press release de l'ESO VLTI First Fringes with Two Auxiliary Telescopes at Paranal
- ↑ Précision typique que j'ai sur mes obs, ce serait bien de trouver une source.
- ↑ Site du Palomar Testbed Interferometer
- ↑ 33,0 33,1 Une description de l'instrument est donnée par M. Colavita et coll., The Palomar Testbed Interferometer, The Astrophysical Journal, vol. 510, t. 1, pp. 505-521 (1998)
- ↑ 34,0 34,1 Les capacités sont résumées sur PTI Visibility Overview.
- ↑ La résolution spectrale est déduite du nombre de canaux spectraux sur les bandes H et K. L'estimation est cohérente avec une configuration « typique » indiquée par M. Colavita et coll. dans Fringe visibility estimators for the Palomar Testbed Interferometer, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, no 755, pp. 111-117 (1999)
- ↑ Mark Colavita, Fringe Visibility Estimators for the Palomar Testbed Interferometer, in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 111, issue 755, pp. 111-117.
- ↑ Sit du Keck Interferometer
- ↑ Les performances du Keck Interferometer sont données par M. Colavita dans Keck Interferometer status and plans, 2004
- ↑ Le KI à 10 microns est résumé dans l'article de Mark Colavita et coll. Nulling at the Keck interferometer, in Advances in Stellar Interferometry, éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268
- ↑ Site du Navy Prototype Optical Interferometer
- ↑ Les principales caractéristiques de NPOI sont données par J. T. Armstrong et coll. dans The Navy Prototype Optical Interferometer, in The Astrophysical Journal, vol. 496, pp. 550-571 (1998)
- ↑ Development of the NPOI]
- ↑ Valeur approximative déduite de la bande spectrale et du nombre de canaux spectraux.
- ↑ C.A. Hummel, Observations of the triple star η Virginis with a long baseline optical interferometer, in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (serie de conferencias), vol. 21, pp. 41-44 (2004) ; le site de NPOI indique pouvoir atteindre V = 8–9 prochainement.
- ↑ Mitika Optical/Infrared Array opéré à Tokyo (Japon) par l'Observatoire national du Japon ; les principales caractéristiques sont données par Masanori Yoshizawa dans MIRA status report: recent progress of MIRA-I.2 and future plans, in Advances in Stellar Interferometry. Edited by Monnier, John D.; Schöller, Markus; Danchi, William C.. Proceedings of the SPIE, Volume 6268, pp. (2006)
- ↑ Premières franges sur une ligne de base de test en 2001. Les premières franges sur la ligne de base de 30 m ont été obtenues en 2002. Voir : Koichi Sato et coll., The instrumentation, object stars and the first observations of MIRA-I.2 (Mitaka optical and infrared array), in Interferometry for Optical Astronomy II., éd Wesley A. Traub, Proceedings of the SPIE, vol. 4838, pp. 1072-1079 (2003).
- ↑ Sit du Syndey University Stellar Interferometer
- ↑ L'état actuel de l'instrument se trouve résumé par John Davis et coll. dans SUSI: an update on instrumental developments and science in Advances in Stellar Interferometry, éd. John Monnier, Markus Schöller William Danchi, Proceedings SPIE vol. 6268
