Rapport de Stage Méthodologie pour dépouiller des

Université Montpellier II
Master I Cosmos Champs et Particules
Laboratoire Univers et Particules de Montpellier
Rapport de Stage
Méthodologie pour dépouiller des mesures
au sol destinées à la calibration du
spectromètre RVS/Gaia
Sarah LAGHRIBI
Encadrant : Gérard JASNIEWICZ
Résumé / Abstract
Le but du stage est d’analyser les mesures au sol qui permettront d’établir le point zéro du RVS/Gaia
lorsqu’il sera lancé. Pour cela, on se base sur les mesures au sol dans différents observatoires d’étoiles
et d’astéroïdes. Il s’agit d’effectuer des statistiques sur les données (écart-type, test du χ2...).
Comparaison entre instruments au sol, recherche des sources d’erreurs et incertitudes : variabilité,
étoiles pulsantes, effets de pleine lune, etc.
The aim of the course is to find a way to calibrate the RVS/Gaia spectrometer. For that we need the
radial velocity measurements of many stars and asteroids in different observatories. We’ll perform a
statistical analysis of the data (errors and standard deviation, chi-squared test ...), we’ll compare the
spectrometers two-by-two, and look for possible sources of error and variable stars.
7 Mai - 15 Juin 2012

Remerciements
Je remercie mon professeur encadrant G. Jasniewicz pour m’avoir guidée tout au long du stage. Merci
également à C. Zurbach et à E. Josselin pour leurs conseils. Enfin, merci à toute l’équipe du LUPM,
étage 4, pour l’accueil que mes collègues et moi avont reçu pendant ces six semaines !
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Table des matières
Introduction 3
1 Mission GAIA, problématique 4
1.1 Lespectromètre......................................... 4
1.1.1 Résolution........................................ 4
1.1.2 Cataloguesutilisés ................................... 4
1.2 La vitesse radiale, définition, méthodes de mesure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.2.1 Définition de la vitesse radiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.2.2 Masques, cross-correlation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2 Calibration du RVS : analyse des données au sol 9
2.1 Notationsetdéfinitions..................................... 9
2.2 Calibration avec les étoiles Nord-Sud . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.2.1 Définition des hV RI−V RJi.............................. 11
2.2.2 Loi du χ2,vérifiéeparles(E/I) ............................ 11
2.3 Calibration avec les astéroïdes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.3.1 Définitiondes<o-c>.................................. 14
2.4 Comparaisondespointszéro.................................. 14
3 Résultats 15
3.1 Graphes tracés pour les étoiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
3.1.1 HistogrammedesE/I.................................. 15
3.1.2 Ecartsentreinstruments................................ 16
3.1.3 Remarques sur les étoiles variables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
3.2 Graphes tracés pour les astéroïdes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
3.3 Tableaudescomparaisons ................................... 19
3.4 Discussion des résultats et sources d’erreurs possibles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
Conclusion 20
Bibliographie 21
Annexe A : Tableau des valeurs pour les étoiles 22
Annexe B : Tableau des valeurs pour les astéroïdes 23
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Introduction
En juin 2013 l’Agence Spaciale Européenne (ESA) lancera dans le ciel le satellite Gaia. La mission
aura pour but d’observer et d’établir un catalogue géant des étoiles notre galaxie. Le satellite embar-
quera des moyens astrométriques, photométriques et spectroscopiques pour observer le ciel et établir les
vitesses radiales de chacune des cibles.
La vitesse radiale d’un objet a pour définition "classique" est d’être la composante de la vitesse dans
la ligne de visée de l’observateur. Les méthodes utilisées pour la mesurer permettent entre autre de
détecter les exoplanètes, les étoiles binaires ou variables, de contraindre certains paramètres tels que la
masse, l’excentricité, etc.
L’objectif final est d’établir une carte des étoiles du ciel en 6 dimensions, 3 coordonnées d’espace et
3 vecteurs vitesses. Il s’agira d’un catalogue de plus d’un milliard d’étoiles de la Voie Lactée (soit dix
milles fois plus que le catalogue de la mission Hipparcos, dernier projet de l’ESA). La mission durera
cinq ans, durant lesquelles le satellite observera le ciel en continu. Il lui faudra donc un moyen, une
fois dans l’espace, de s’autocalibrer. Pour cela un algorithme de calibration à partir des données brutes
a été développé par Antoine Guerrier en 2008, la Spectroscopic Global Iterative Solution (SGIS). Pour
fonctionner, la SGIS nécéssite néamoins une phase d’initialisation au sol, avant le lancement du satel-
lite. Cette phase est en ce moment en cours, et repose sur les données aux sol de quatre spectromètres
répartis sur les hémisphères nord et sud.
Ces spectromètres eux-mêmes ayant chacun leur propre erreur interne et leur propre point zéro, la
difficulté sera d’établir un point zéro commun à tous. Pour cela, un catalogue d’étoiles et d’astéroïdes
est déjà en cours de construction, et c’est ce dernier qui me servira au cours de ce stage.
Dans une première partie je reviendrai sur la mission Gaia, en particulier sur les méthodes spectrosco-
piques qu’elle utilisera. Je reviendrai sur la notion de vitesse radiale et les méthodes expérimentales
existantes pour la mesurer.
Dans la seconde je chercherai à définir une méthodologie pour comparer les points zéro. Pour cela,
il faudra désigner un instrument de référence en allant chercher dans la base de données Gaia.
Enfin je mettrai ensemble les résultats et discuterai des sources d’erreur possibles.
3

Chapitre 1
Mission GAIA, problématique
1.1 Le spectromètre
Gaia utilisera la spectromètrie pour mesurer les étoiles les plus brillantes, de magnétude allant
jusqu’à V'17. Le spectromètre RVS/Gaia (Radial Velocity Spectrometer) sera de moyenne résolution
(R= 11500), observera dans le domaine du visible (847 - 878 nm ). En moyenne, il devrait observer 40
fois chaque objet pendant les cinq ans de la mission.
1.1.1 Résolution
La résolution d’un instrument est donnée par R=<λ>
∆λ, avec ∆λ=FWHM ·D(Å/mm ) 1000 ·p(µm)
Où < λ > est la moyenne des longueurs d’onde de l’intervalle, FWHM (Full Width at Half Maximum)
est la largeur à mi-hauteur d’une raie (modélisée par une gaussienne), p(µm)est la largeur moyenne des
pixels, et D la dispersion. La dispersion par pixel (en Å /pixel) est la quantité D(Å/mm )
1000 ·p(µm).
La dispersion D est la projection du spectre sur le capteur CCD (Charge-coupled device). Pour le
satellite Gaia en particulier, on peut noter que sur le CCD, les pixels sont des pavés : on parlera de
longueur AC (across the line) et AL (along the line) pour les longueurs verticale et horizontale, respec-
tivement. La longueur horizontale est plus grande ; c’est la seule qui nous intéressera [Turon et al., 2010].
Les spectres observés sont enregistrés sous différentes résolutions. Afin de les comparer aux spectres
théoriques (de résolution infinie), il faut nécessairement réduire ceux-ci afin de les faire correspondre
aux enregistrements.
1.1.2 Catalogues utilisés
Le spectromètre RVS devra se calibrer lui-même pendant la mission, en se servant de ses propres
mesures et d’une base de données élaborée à l’avance. Cette base de données est composée d’une liste
d’objets célestes dont les vitesses radiales sont supposées stables, et connues à l’ordre de 50 ms−1·
Cette liste elle-même est composée de :
– Un échantillon de 1420 étoiles, observées au sol avant et pendant la mission. Ces étoiles sont
observées par plusieurs instruments dans différents sites d’observation : pour combiner les dif-
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