GAIA va permettre de

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
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Organisation
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
Dans notre galaxie, Gaia va :
1. Mesurer la distance de 1 milliard d’étoiles
2. Mesurer l’éclat de tous les objets dans le champ de visée
3. Mesurer la vitesse radiale et la composition chimique de
centaines de millions d’étoiles
POURQUOI OBSERVER DANS L’ESPACE ?
- pas d’absorption par l’atmosphère terrestre
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
- Moins de bruit de photons
Pas d’émission thermique de la Terre
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Organisation
NOTION de PARALLAXE STELLAIRE
p: parallaxe
D = 1/p
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
Mouvement propre des étoiles
Etoile de Barnard
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Organisation
La luminosité L d’un
astre est la quantité
d’énergie émise par
unité de temps sous
forme de rayonnement.
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 E d’un astre est la
quantité
d’énergie
collectée en 1s par un
récepteur de 1m2 placé
perpendiculairement à la
ligne de visée.
L’éclat varie en fonction
de l’inverse du carré de la
distance d à l’objet :
E = L / (4π d2)
Magnitude: -2.5 log E + Cte
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Organisation
La formation des spectres et des raies dans les étoiles
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
Effet Doppler Fizeau :
Vitesse radiale :
V = c Δλ/λ
Δλ = λobs - λlabo : décalage spectral
c vitesse lumière
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Organisation
Points de Lagrange
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Organisation
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)
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Organisation
étoiles
Bessel -1 étoile
Erreurs sur
les positions
et sur les parallaxes
année
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)
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’à
environ 200 pc du soleil
+ Tests de Relativité Générale
Dans l’Univers
extragalactique :
- GAIA va permettre de
recalibrer toutes les
distances dans l’Univers
va permettre
(distance GAIA
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
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Principe de l’astrométrie
Principe de la photométrie
Principe de la spectromètrie
Définition du point de lagrange
Défis technologiques
Défis scientifiques
Données & Organisation
Transmission des données au sol
Etape 1 : transfert par télémétrie du satellite vers les
antennes au sol
Antenne primaire
Emetteur : 17 W
Transfert 11h/j
de 50 GB
Total : 100 TB
Antenne secondaire
sera utilisée ~20 fois en 5 ans
Antenne de New Norcia (Australie)
En service depuis 2002.
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.
Etape 2 : transmission des données au
Centre d’Opérations de Darmstadt
Transmission en temps réel ou pas
Etape 3 : transmission des
données à
l’ESAC (Madrid)
Premiers traitements sur les données
DPAC : Data Processing & Analysis Consortium
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