Texte en PowerPoint - GEPI, UMR CNRS 8111 : Physique stellaire
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D'Hipparcos à GAIA Catherine TURON DASGAL / UMR 8633 CNRS, Observatoire de Paris Haut Comité Scientifique Observatoire de Paris, 28 janvier 2000 D'Hipparcos à GAIA ou quand l'astrométrie globale apporte à l'astrophysique et à la physique des mesures de distances et de mouvements si précis et si exacts que de nombreuses idées en sont changées Deux missions de l'Agence Spatiale Européenne Acceptée par l'ESA en 1980 Première mission spatiale d'astrométrie Lancée par Ariane le 8 Août 1989 Pas sur une orbite géostationnaire ... Des données scientifiques obtenues pendant 37 mois, de Novembre 1989 à Mars 1993 Précisions obtenues : 1 mas = deux fois meilleures que les spécifications Proposée comme Pierre Angulaire du programme Horizon 2000+ Décision attendue pour la Pierre Angulaire n°5 en Sept. 2000 Lancement possible en 2009 si P.A. 5 Ariane 5, lancement double, Orbite: L2 Soleil - Terre, mission de 5 ans Spécifications: précision de 10 mas à V = 15 Livre rouge : prospective scientifique + préétude technologique prêtes Catalogue publié en juin 1997 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 2 Nombre d'objets 118 000 > 1 milliard Magnitude limite V Complétude 12.4 7.3 - 9.0 20 - 21 20 Précision astrométrique Des distances à mieux que 10% 1 - 2 mas 220 pc pour 21 000 Photométrie large bande bande moyenne multi-époques Hp, VT, BT non Vitesses radiales non Observation systématique non Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 4 mas pour V = 10 10 mas pour V = 15 150 mas pour V = 20 27 000 pc pour 220 millions d' G, 4 couleurs 11 couleurs 1-10 km/s pour V < 17 oui 28 janvier 2000 3 Systèmes et repères de référence Observations 3 étoiles / degré2 (25 pour Tycho) 48 astéroïdes Rattachement indirect à l'ICRS via radio-étoiles et étoiles proches des radio sources extragalactiques (Hubble + plaques Schmidt) rms 0.25 mas/an (spin) et 0.6 mas (orientation) à l'époque 1991.25 Comparaison avec le système dynamique via 48 astéroïdes à 1 mas (mas/an) Observations 25 000 étoiles / degré2 107 quasars Réalisation directe de l'ICRS dans le visible par l'observation de > 200 000 quasars bien identifiés par les mesures astrométriques et photométriques, avec z < 2.2 et b > 20° spin résiduel < 0.4 mas/an (même avec une contribution de 100 mas/an à l'erreur standard par objet et par composante du mouvement propre venant de l'instabilité des quasars) Matérialisation du système dynamique par 106 objets du système solaire rms 1 mas/an Kovalevsky et al. 1997 ; Bange et al. 1997 ; Lestrade et al. 1998 ; Hemenway et al. 1997 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 4 Système solaire V < 13, < 1 " 48 astéroïdes 5 satellites (Europe, Titan, Japet ; Ganymède, Callisto), Uranus et Neptune Observations Sol + IRAS Orbites améliorées test des éphémérides DE xxx et des théories analytiques Massespour pourun une dizaine d'astéroïdes, peu précises Masse astéroïde Diamètres de 2000 objets (mais problèmes de biais) 60 000 objets connus Observations systématiques pour V < 20, vitesse < 40 mas/s, de Vénus à la ceinture de Kuiper (0.7 à 30 u.a.) 105 à 106 astéroïdes (majorité de nouveaux) Masses précises pour > une centaine d'astéroïdes Diamètre de 3000 astéroïdes + forme des plus gros Détection de satellites d'astéroïdes, d'astéroïdes binaires Données de base pour l'étude de l'origine et de l'évolution du système solaire Recensement + mouvements des étoiles du voisinage solaire Bange 1998 ; Fienga 1998, 1999 ; Hestroffer et al. 1998, 1999 ; Morrison et al. de 1999 ? perturbations du nuage Oort ? Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 5 Naines brunes et systèmes planétaires extra-solaires Détection astrométrique : difficile pour des masses < 0.08 M Naines brunes : sur 11 compagnons candidats naines brunes, 7 stellaires désert de compagnons naines brunes entre 10 et 80 MJ ? Planètes : Limite supérieure de la masse 7-22 MJ pour 47 UMa, 38-65 MJ pour 70 Vir Transits de HD 209458 + détermination 20 fois plus précise de la période Naines brunes isolées : recensement complet 100 pc, les plus jeunes 1 kpc Naines brunes dans des systèmes : distribution des masses, P de 1 - 30 années Planètes : Détection astrométrique de Jupiters : •systématique autour des étoiles < 50 pc, avec des périodes de 1.5 à 9 années •partielle jusqu'à 2-300 pc, l'intervalle de périodes décroissant avec la distance Paramètres orbitaux à mieux que 30% pour au moins 50% des planètes Perryman, Lindegren, Arenou et al. 1996 ; Halbwachs, Arenou et al. 2000 ; Robichon & Arenou 2000 ; Haywood 1999 Détection photométrique des transits : efficacité indépendante de la distance, Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 6 Systèmes planétaires extra-solaires détection astrométrique ± 1 mas ±1 mas Figures : courtesy F. Mignard Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 7 Transit de la planète de HD 209458 Planète de masse 0.63 MJ à 0.045 u.a. Photométrie Hipparcos P = 3.524739 ± 0.000014 jours, décroissance du flux : 2.3 ± 0.4 % Robichon et Arenou, A&A, 2000 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 8 Calibration des luminosités Contribution de l'erreur sur p à l'erreur sur Mv pour V = 10, et 100 pc 0.3 mag sp / p < 10% jusqu'à 220 pc, pour 21 000 • les classes de luminosité sont à redéfinir complètement • les distances spectroscopiques sol sont systématiquement sous-estimées • calibration des luminosités de nombreux types d'étoiles Contribution de l'erreur sur p à l'erreur sur Mv pour V = 10, et 100 pc 0.001 mag sp / p < 10% possible jusqu'à 27 kpc, pour 220 millions d' Toutes Mv et tous types spectraux Toutes populations, y compris bulbe, halo, disque épais, bras spiraux et brillantes du LMC Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 Gómez et al. 1997 9 Calibration des luminosités Etoiles observées avec sp / p ≤ 10 % Zones sans absorption MV -5 0 5 10 15 15 17 20 Type Vlimite dlimite [mag] [pc] OV B0-G0 Ib Ia – Ia0 A0 V K3 III G5 V M2 V DB M7 V 12.2 27 000 15.0 15.2 17.6 20.3 19.7 22.5 10 000 11 000 3300 1150 870 320 DG M8 V naines brunes 21.3 23.1 24.5 180 170 80 limite Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 10 Physique stellaire (1) : structure fine du diagramme HR Structure fine du diagramme HR position de la ZAMS en fonction de la métallicité : les épaisseurs des séquences théoriques sont en accord avec les observations, mais il y a un décalage. Effet de la diffusion microscopique ?? Pour la première fois, on peut placer des séquences d'amas ouverts de métallicités différentes dans le diagramme HR, et les comparer à des ZAMS théoriques sans hypothèse a priori. [Fe/H] = +0.17 pour Praesepe, -0.05 pour Coma, -0.11 pour les Pléiades montre qu'il faudrait des mesures de métallicité plus nombreuses et plus précises Lebreton et al. 1997, Lebreton et al. 1999, Morel et Baglin 1999, Robichon et al. 1999 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 11 Physique stellaire (2) : détermination des âges Distance et âge des amas globulaires par ajustement sur la séquence de sous-naines de même métallicité âge des plus vieux amas = 12-14 x 109 années sous-naines Hipparcos simples doubles M92 Hyades : comparaison avec isochrones théoriques calculées pour [Fe/H] = 0.14 âge = 625 ± 50 x 106 années Y = 0.26 ± 0.02 Perryman et al. 1998, Lebreton et al. 1997, Cayrel et al. 1997, Pont et al. 1998, Robichon et al. 1999 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 12 Physique stellaire (3) Sol Naines blanches Confirmation de la relation théorique entre la masse et le rayon des naines blanches Etoiles naines A à F Les étoiles naines A à F variables (par exemple les d Scuti de population I ou II), ou avec des abondances particulières (Ap, Am), sont dans la même région du diagramme HR que les naines A à F normales Hipparcos Liu et al. 1997, Gómez et al. 1998, Gerbaldi et al. 1999, Vauclair et al. 1997 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 13 Physique, formation et évolution des étoiles Détermination de paramètres fondamentaux •luminosité absolue, diamètre linéaire • masses, transfert de masse, perte de masse • Teff , abondances pour tous types spectraux et classes de luminosité Structure fine du diagramme HR •position et forme de toutes les séquences selon abondances, v sin i, activité, etc. •position et taille de la zone d’instabilité •détection et caractérisation des phases d'évolution les plus rapides Confrontation avec les modèles (structure interne et évolution stellaire) • position des séquences --> âge (± 10%) • position de la séquence principale + [Fe/H] --> abondance en Hélium • pente de la séquence principale --> longueur de mélange • étoiles variables : trajets évolutifs + sismologie --> taille du cœur convectif Formation stellaire • dynamique des régions de formation • fonctions de luminosité et de masse des étoiles pré-séquence principale Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 14 La Galaxie : cinématique, dynamique, milieu interstellaire Fonction de luminosité : dans un rayon de 20 pc, les distances Hipparcos ont montré que le nombre d'étoiles était surestimé (d'un facteur 2 pour les géantes) densité de masse en étoiles 0.039 M /pc3 (0.045 M /pc3 Wielen et al. 1983) Distribution en métallicité des naines froides proches : peu d'étoiles déficientes (compatible avec disque épais), et beaucoup d'étoiles avec [Fe/H] > 0.2. Structure de la bulle locale Dispersions de vitesse des étoiles du disque variation avec l'âge : pas d'évolution cinématique du disque au-delà de 4-5 109 ans Populations parmi les étoiles chaudes à grande vitesse Amas, groupes, associations, ceinture de Gould Dispersion des vitesse [km/s] Pas de masse manquante dans le disque 25 15 âge 3 5 7 Gyr Gómez et al. 1997, Haywood et al. 1997, Palasi 1997, Robichon et al. 1997, Pham 1998, Sabas 1998, Gómez et al. 1998, Perryman et al. 1998, Royer 1999, Meillon 1999, Sfeir et al. 1999 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 15 Milieu interstellaire Les contours représentent les courbes d’égale largeur équivalente de la raie interstellaire du Na I. La bulle est resserrée dans le plan galactique, et s’étire de part et d’autre du plan, son axe est perpendiculaire à la Ceinture de Gould. L’intérieur de la bulle est rempli de gaz ténu et chaud, les parois sont constituées de gaz dense et froid. Intérieur : Te ~ 106 K, parois : Te ~ 103 K Contours de la bulle locale de milieu interstellaire entourant le Soleil, dans le plan méridien Sfeir, Lallement, Crifo & Welsh, 1999, A&A 346, 785 Observations réalisées principalement au T152 de l’OHP) Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 16 La Galaxie : structure, dynamique, historique Le voisinage du Soleil •inventaire complet de tous les objets présents dans une sphère de 80 à 100 pc •distances à mieux que 10 %, même pour les plus faibles, beaucoup mieux pour les autres •détection de la présence de compagnons de toutes sortes •précision d'Hipparcos dans 25 pc jusqu'à 10 kpc pour V = 15, 4 kpc pour V = 18 •données photométriques et spectroscopiques complémentaires Observation de toutes les populations d ’étoiles, dans toutes les parties de Galaxie (disque (plat, mince, épais, bras spiraux, Ceinture de Gould, warp, amas ouverts, associations), bulbe (barre, bulbe, reliquat d ’une rencontre ?), halo (étoiles, amas globulaires, galaxies naines sphéroïdales) 6 composantes de l'espace des phases + spectrophotométrie caractérisation de toutes les populations Orbites distribution de la masse dans les différentes parties de la Galaxie Distribution spatiale + mouvements zones de formation d'étoiles, signatures de rencontres ? Distribution en âge évolution du taux de formation dans différentes parties de la Galaxie Distribution des abondances chimiques évolution chimique de la Galaxie Formation et évolution de la Galaxie Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 17 Les Hyades vues par les parallaxes sol Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris Gaia Hipparcos 28 janvier 2000 18 Les bras spiraux vus par Gaia Survey synthétique de 50 000 étoiles OB distances photométriques distances Gaia Drimmel, Smart & Lattanzi, 1997 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 19 La Galaxie vue par Gaia Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 20 Hors de la Galaxie : observations d'étoiles individuelles Echelle des distances : calibration des magnitudes absolues des étalons (Céphéides, RR Lyrae, sous-naines) distances sol sous-évaluées, mais encore beaucoup d'incertitude sur la distance résultante du Grand Nuage de Magellan constante de Hubble plus petite Paturel et al. 1998, Theureau 1998, Luri et al. 1999 50 étoiles observées dans les Nuages de Magellan mouvement propre des Nuages Echelle des distances • calibration des magnitudes absolues de tous les étalons, des effets de couleurs et de métallicité • détermination directe de distances individuelles pour les étoiles les plus brillantes des galaxies voisines distances moyennes de diverses zones de celles-ci avec sp/p < 1% pour Sagittarius, < 1 à 5 % pour LMC, < 2 à 8 % pour SMC Nuages de Magellan : quelques millions d’étoiles observables Autres galaxies du Groupe Local : discrimination d'avec les de la Galaxie, cinématique (warps, parallaxes de rotation), dynamique du Groupe Local Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 21 Galaxies extérieures Survey photométrique de > 106 galaxies séparation étoile / galaxie par la parallaxe, le mouvement propre, la photométrie résolution spatiale ~ 0.35 " détection de ~ 100 000 supernovae, jusqu'à ~ 500 Mpc (z ~ 0.1) structure photométrique des régions centrales de quelques 104 galaxies ~ 5 106 quasars jusqu'à I = 20, latitudes hautes et intermédiaires photométrie multi-couleur, redshifts à ± dz = 0.01 ou mieux, jusqu'à z ~ 5 noyaux actifs de galaxies: variations de luminosité et mouvements du photocentre Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 22 Physique fondamentale : relativité générale Déflexion des rayons lumineux par le Soleil (angle minimum au Soleil 47°) paramètre g = 1 ± 3 x 10-3 Déflexion des rayons lumineux par le Soleil et les plus grosses planètes (plus d'observations, beaucoup plus précises, angle minimum au Soleil 35°) paramètre g à ± 5 x 10-7 (g - 1 10-7 à 10-5 selon les théories) Facteur de précession du périhélie des astéroïdes à ± 10-4 à 10-5 Moment quadrupolaire du Soleil J2 à ± 10-7 - 10-8 Variation séculaire de la constante de la gravitation à ± 10-12 - 10-13 année-1 (recensement des naines blanches les plus faibles) Frœschlé et al. 1997 Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 23 Les différentes missions d'astrométrie spatiale (acceptées ou en phase de définition) Mission Agence Lancement Nombre Magnitude Photométrie Vr d'étoiles Précision limite (mas) pour mag Hipparcos ESA 1989 118 000 12.4 1 10 3 bandes - DIVA D 2003 30 106 15 0.2 5 8 15 1 bande spectrophot. - FAME USNO NASA 2004 40 106 15 0.050 0.5 9 15 4 bandes (Sloan) - SIM NASA 2005 20 000 20 0.001-4 20 1 bande - GAIA ESA 2009 > 109 20 0.003 0.010 0.200 12 15 20 11 bandes Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 24 Distances maximales atteintes avec sp / p < 1% et 10% Hipparcos, Fame, Gaia Hipparcos Fame Gaia 12.4 15 20-21 V=9 sp / p Š 1 % sp / p Š 10 % sp < 1000 mas 25 pc 220 pc sp = 50 mas 200 pc 2000 pc sp < 4 mas 2700 pc 27 000 pc V = 15 sp / p Š 1 % sp / p Š 10 % - sp = 500 mas 20 pc 200 pc sp < 10 mas 1000 pc 10 000 pc Vmax Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 25 Participation de l'Observatoire de Paris Programme d'observation : coordination et production des versions successives. Phase finale de la réduction astrométrique pour les étoiles simples Participation à la production du Catalogue et à la documentation Conception et réalisation de Celestia 2000 Mesures de vitesses radiales complémentaires au sol 20% des 1740 publications Hipparcos, dans de nombreux domaines : systèmes de référence et système solaire, physique des intérieurs stellaire et évolution, amas ouverts, âge des amas globulaires, calibration des luminosités, structure fine du diagramme HR, cinématique et dynamique galactique, milieu interstellaire, échelle des distances, planètes extra-solaires, … Départements concernés : Dasgal, IMC, Arpèges, Despa Prospective scientifique dans de nombreux domaines Algorithmes de détection à bord Simulations d'observations (champs encombrés, amas globulaires, astéroïdes) Simulations des observations spectroscopiques 20 communications à des colloques internationaux publiées Départements concernés : Dasgal, IMC, Despa Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris 28 janvier 2000 26
