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LE PROJET SPATIAL GAIA

LE PROJET SPATIAL GAIA. Mission Pierre Angulaire de l’Agence Spatiale Européenne. G. Jasniewicz, Astronome Laboratoire Univers & Particules de Montpellier UM2/CNRS. Introduction : une mission spatiale Principe de l’astrométrie Principe de la photométrie Principe de la spectromètrie

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LE PROJET SPATIAL GAIA

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Presentation Transcript

  1. LE PROJET SPATIAL GAIA Mission Pierre Angulaire de l’Agence Spatiale Européenne G. Jasniewicz, Astronome Laboratoire Univers & Particules de Montpellier UM2/CNRS

  2. Introduction : une mission spatiale • Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Organisation

  3. Dans notre galaxie, Gaia va : • Mesurer la distance de 1 milliard d’étoiles • Mesurer l’éclat de tous les objets dans le champ de visée • Mesurer la vitesse radiale et la composition chimique de • centaines de millions d’étoiles Le projet Gaia : Il s’agit d’un « relevé du ciel » 3 missions : 1) astrométrique 2) photométrique 3) spectrométrique GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) est devenu Gaia

  4. Accès à des rayonnements UV, IR, etc… inaccessibles depuis le sol - pas de turbulence par les couches d’air du ciel La lumière des étoiles est concentrée en un point : pas de scintillation - pas de contraintes météorologiques Le satellite est au-dessus des nuages - pas de pollution lumineuse Loin du ciel brillant des villes qui empêchent de voir les étoiles - moins de contraintes temporelles Observations 24h/24h dans un ciel noir à l’ombre d’un parasol - pas d’effets de flexion mécanique Les matériaux du satellite sont en apesanteur - Moinsde bruit de photons Pas d’émission thermique de la Terre - pas d’absorption par l’atmosphère terrestre POURQUOI OBSERVER DANS L’ESPACE ?

  5. Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Organisation

  6. p NOTION de PARALLAXE STELLAIRE p: parallaxe D = 1/p p = 1  D = 1 parsec 1 pc = 3.26 al 30 mille milliards de km Etoile la plus proche p=0.77  D=1.33 pc = 4.22 al

  7. Etoile de Barnard Mouvement propre des étoiles

  8. Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Organisation

  9. La luminosité L d’un astre est la quantité d’énergie émise par unité de temps sous forme de rayonnement. L’éclat E d’un astre est la quantité d’énergie collectée en 1s par un récepteur de 1m2 placé perpendiculairement à la ligne de visée. Gaia va mesurer l’éclat apparent et la distance d’un milliard d’étoiles : on connaîtra donc la luminosité (éclat intrinséque) de toutes ces étoiles !! L’éclat varie en fonction de l’inverse du carré de la distance d à l’objet : E = L / (4πd2) Magnitude: -2.5 log E + Cte

  10. Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Organisation

  11. La formation des spectres et des raies dans les étoiles

  12. Spectre du soleil: Au rayonnement continu (thermique) se superpose des raies d’absorption, caractéristiques des conditions physico-chimiques dans l’atmosphère de l’étoile. λlabo Δλ Δλ Vitesse radiale : V = c Δλ/λ Δλ = λobs- λlabo : décalage spectral c vitesse lumière Effet Doppler Fizeau :

  13. Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Organisation

  14. Points de Lagrange

  15. Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Organisation

  16. Défis technologiques (ASTRIUM) - une orbite non familière (Point de Lagrange L2) - une précision de l’optique exceptionnelle (nm) et une stabilité extrême de l’angle entre les deux champs de visée - une horloge au rubidium très précise du Suisse Temex, héritée du programme Galileo - le plus grand plan focal jamais réalisé pour un télescope (1m2 = 1milliard de pixels ; 100 CCD TDI) - l’utilisation du carbure de silicium (SiC) ; e2V tech. - un système innovant de micropropulsion - un gros volume de données à traiter de façon globale & itérative (centaines TB de données brutes)

  17. Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Organisation

  18. étoiles Bessel -1 étoile Erreurs sur les positions et sur les parallaxes année

  19. Dans le système solaire :Gaia va permettre de détecter plusieurs centaines de milliers de nouveaux astéroïdes(dans la ceinture principale et la ceinture de Kuiper)

  20. Découverte significative d’exoplanètes :GAIA va permettre de- détecter plusieurs dizaines de milliers de systèmes solaires planétaires (astrométrie)- faire l’inventaire complet des planètes de type Jupiter jusqu’àenviron 200 pc du soleil + Tests de Relativité Générale

  21. Dans l’Univers • extragalactique : • - GAIA va permettre de • recalibrer toutes les • distances dans l’Univers • (distance des calibrateurs • de distance, détermination • directe des distances • des galaxies voisines) • - GAIA va effectuer • un relevé photométrique • de plus d’un million de • galaxies • détecter plus de 100000 • supernovae • détecter quelques • millions de quasars GAIA va permettre

  22. Principe de l’astrométrie • Principe de la photométrie • Principe de la spectromètrie • Définition du point de lagrange • Défis technologiques • Défis scientifiques • Données & Organisation

  23. Antenne primaire Emetteur : 17 W Transfert 11h/j de 50 GB Total : 100 TB Antenne secondaire sera utilisée ~20 fois en 5 ans Antenne radio de Cebreros, Avila (Espagne) Diamètre 35m, 630t, 30M€ En service depuis septembre 2005 Seconde antenne construite par l’ESA : autonomie par rapport à la NASA. Antenne de New Norcia (Australie) En service depuis 2002. Transmission des données au solEtape 1 : transfert par télémétrie du satellite vers les antennes au sol

  24. Transmission en temps réel ou pas Etape 3 : transmission des données à l’ESAC (Madrid)Premiers traitements sur les données Etape 2 : transmission des données au Centre d’Opérations de Darmstadt

  25. DPAC : Data Processing & Analysis Consortium

  26. THAT’S ALL FOLKS

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