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VINCI

Par Cédric Bombail - 5/05/2006

 

 

LeoNardo DA VINCI
Vlt INterferometer Commissioning Instrument

Instrument de test des performances et de validation
du VLTI (ESO)

   


L’étude et la construction de VINCI à Meudon (DESPA) et du

logiciel de contrôle (ICS) à Toulouse (GIGT) a débuté en janvier

1999 et s’est poursuivie jusqu’à l’été 2000 et finalement installé

à Paranal et obtenus ses premières franges début Mars 2001.

   

Objectif ......

VINCI était à l’origine un instrument de "première lumière" du VLTI. Il a permis de tester et de valider l’ensemble de l’infrastructure et d’assurer la recombinaison des télescopes qui sont implantés sur le site du Cerro-Paranal au Chili. Le rôle de VINCI au sein du VLTI a été progressivement étendu d’un simple instrument de recombinaison à une "boîte à outils" complète permettant l’alignement du VLTI et les tests de performances les plus variés (Auto-collimation, faisceaux laser,...). Cela a conduit à développer la source LEO, ainsi qu’à la création de nouveaux modes d’utilisation de VINCI.

 

Description ......

VINCI est un instrument de recombinaison interférométrique acceptant deux faisceaux de lumière stellaire. Celle-ci est tout d’abord captée par les collecteurs primaires du VLTI (sidérostats, UT ou AT), puis retardée optiquement par les lignes à retard de manière à annuler la différence de marche optique au point de recombinaison de VINCI.

   

Un certain nombre d’optiques sur la table VINCI sont utilisées pour injecter la lumière de chacun des deux télescopes dans deux fibres optiques monomodes qui filtrent spatialement le faisceau des télescopes. Ces fibres guident ensuite la lumière dans le coupleur triple à fibres optiques MONA, où a lieu la recombinaison de la lumière. C’est là que se produisent les franges d’interférence, grâce à la modulation temporelle de la différence de marche introduite par un miroir monté sur un translateur piézo-électrique.

Résultats Scientifiques

Cepheids and their "Cocoons" 

Two model images of the Cepheid star L Carinae as deduced from the interferometric observations : in the near-infrared from VINCI measurements (left) and in the mid-infrared from MIDI (right). In both cases, an envelope is found to surround the star. The contribution from the envelope is about 5% in thermal infrared. As L Carinae is 17 000 times brighter than the Sun, this means that its envelope alone is several hundred times brighter than our Sun ! the near-infrared and significantly more in the ...

Observations par VINCI de la pulsation de L Car, de période de 35,5 jours. Les points sont les mesures interférométriques, et la courbe est l’ajustement déduit de l’intégration de la vitesse radiale, le long du cycle.

 

Autres liens

Extended envelopes around Galactic Cepheids
Measuring Cosmic Distances with Stellar Heart Beats 

 

Logiciel de Controle 

These de P. Kervella

 

Le logiciel, est une partie fondamentale d’un interféromètre astronomique. C’est le liant qui permet de faire fonctionner de manière harmonieuse les nombreux sous-systèmes impliqués dans la production des franges. De sa qualité dépend directement la productivité scientifique du système.

   

L’instrument VINCI utilise trois couches logicielles pour contrôler le matériel et le flux de données provenant de ses deux détecteurs (la caméra LISA et le TCCD d’alignement) : les LCU (Local Control Units) à la base, l’ICS (Instrument Control Software) et le DCS (Detector Control Software), et enfin l’OS (Observation Software) qui permet de contrôle de haut niveau
.
Grâce à ces différentes couches logicielles, VINCI est un instrument entièrement paramétrable et programmable. Il est ainsi possible d’implémenter rapidement de nouveaux types d’observations (par exemple l’acquisition de données photométriques avant les interférogrammes). Cette conception modulaire facilite également la maintenance et l’addition de nouvelles fonctionnalités.

   

Développement de VINCI

VINCI est un instrument réalisé en partenariat avec l’ESO qui le finance et avec les laboratoires et instituts suivants : 

  • Le DESPA de l’Observatoire de Paris fournit l’expertise, assure la conception, la réalisation et l’intégration de toute l’opto-mécanique (sauf la caméra) et l’électronique

  • Logiciel de contrôle est réalisé par le Groupe d’Instrumentation des Grands Télescopes (GIGT), LATT-OMP.

  • La caméra (LISA) est réalisée par le Max Planck Institut de Garching.



Le développement Logiciel au sein du GIGT à été realisé par :

Jean-Pierre Dupin : Responsable local
Pierre Tilloles : ICS 
Raphael Cautain : ICS
Hervé Valentin : Interface Graphique (Tcl/Tk)

 

JPDupin 25 Mars 2006

°°OO°°

 

 

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