Catherine TURON DASGAL / UMR 8633 CNRS, Observatoire de Paris Haut Comité Scientifique Observatoire de Paris, 28 janvier 2000 D'Hipparcos à GAIA.

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1 Catherine TURON DASGAL / UMR 8633 CNRS, Observatoire de Paris Haut Comité Scientifique Observatoire de Paris, 28 janvier 2000 D'Hipparcos à GAIA

2 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris2 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 Catalogue publié en juin 1997 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  as à V = 15 Livre rouge : prospective scientifique + pré- étude technologique prêtes 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

3 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris3 Nombre d'objets118 000 Magnitude limite V 12.4 Complétude7.3 - 9.0 Précision astrométrique 1 - 2 mas Des distances à mieux que 10%  220 pc pour 21 000  Photométrie large bande Hp, V T, B T bande moyenne non multi-époques  Vitesses radiales non Observation systématique non > 1 milliard 20 - 21  20 4  as pour V = 10 10  as pour V = 15 150  as pour V = 20  27 000 pc pour 220 millions d'  G, 4 couleurs 11 couleurs  1-10 km/s pour V < 17 oui

4 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris4 Observations3 étoiles / degré 2 (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) Systèmes et repères de référence Observations 25 000 étoiles / degré 2 10 7 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 20°  spin résiduel < 0.4  as/an (même avec une contribution de 100  as/an à l'erreur standard par objet et par composante du mouvement propre venant de l'instabilité des quasars) Matérialisation du système dynamique par  10 6 objets du système solaire  rms  1  as/an Kovalevsky et al. 1997 ; Bange et al. 1997 ; Lestrade et al. 1998 ; Hemenway et al. 1997

5 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris5 O bservationsV < 13,  <  1 " 48 astéroïdes 5 satellites (Europe, Titan, Japet ; Ganymède, Callisto), Uranus et Neptune Orbites amélioréestest des éphémérides DE xxx et des théories analytiques Masse pour un astéroïde Système solaire Observations systématiques pour V < 20, vitesse < 40 mas/s, de Vénus à la ceinture de Kuiper (0.7 à 30 u.a.) 10 5 à 10 6 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  ? perturbations du nuage de Oort ? Sol + IRAS Sol + IRAS Masses pour une dizaine d'astéroïdes, peu précises Diamètres de  2000 objets (mais problèmes de biais)  60 000 objets connus Bange 1998 ; Fienga 1998, 1999 ; Hestroffer et al. 1998, 1999 ; Morrison et al. 1999

6 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris6 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 M J ? Planètes : Limite supérieure de la masse  7-22 M J pour 47 UMa, 38-65 M J pour 70 Vir Transits de HD 209458 + détermination 20 fois plus précise de la période Naines brunes et systèmes planétaires extra-solaires 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 annéespartielle 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 Détection photométrique des transits : efficacité indépendante de la distance, 60 à 300 mesures par étoile, échantillonnage irrégulier, précision par transit mieux que 0.005 mag pour V < 14, 0.01 pour V = 18, 0.05 pour V = 20 Perryman, Lindegren, Arenou et al. 1996 ; Halbwachs, Arenou et al. 2000 ; Robichon & Arenou 2000 ; Haywood 1999

7 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris7 Systèmes planétaires extra-solaires détection astrométrique Figures : courtesy F. Mignard ± 1 mas ± 1  as

8 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris8 Transit de la planète de HD 209458 Robichon et Arenou, A&A, 2000 Planète de masse 0.63 M J à 0.045 u.a. Photométrie Hipparcos  P = 3.524739 ± 0.000014 jours, décroissance du flux : 2.3 ± 0.4 %

9 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris9 Contribution de l'erreur sur  à l'erreur sur Mv pour V = 10, et 100 pc 0.3 mag    < 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  à l'erreur sur Mv pour V = 10, et 100 pc 0.001 mag    < 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 Calibration des luminosités Gómez et al. 1997

10 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris10 Calibration des luminosités Etoiles observées avec    ≤ 10 % Zones sans absorption M V TypeV limite d limite limite [mag] [pc] - 5 O V 12.227 000 B0-G0 Ib Ia – Ia0 0 A0 V 15.0 10 000 K3 III 15.2 11 000 5 G5 V 17.6 3300 10 M2 V 20.3 1150 DB 19.7 870 15 M7 V22.5 320 15 DG 21.3 180 17 M8 V 23.1 170 20 naines 24.5 80 brunes par la distance par G = 21

11 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris11 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 ?? Physique stellaire (1) : structure fine du diagramme HR Lebreton et al. 1997, Lebreton et al. 1999, Morel et Baglin 1999, Robichon et al. 1999 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

12 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris12 Hyades : comparaison avec isochrones théoriques calculées pour [Fe/H] = 0.14  âge = 625 ± 50 x 10 6 années Y = 0.26 ± 0.02 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 10 9 années M92 sous-naines Hipparcos simples doubles Perryman et al. 1998, Lebreton et al. 1997, Cayrel et al. 1997, Pont et al. 1998, Robichon et al. 1999

13 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris13 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  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 Physique stellaire (3) Sol Hipparcos Liu et al. 1997, Gómez et al. 1998, Gerbaldi et al. 1999, Vauclair et al. 1997

14 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris14 Physique, formation et évolution des étoiles Détermination de paramètres fondamentaux luminosité absolue, diamètre linéairepour tous types spectraux masses, transfert de masse, perte de masseet T eff, abondancesclasses 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

15 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris15 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  /pc 3 (0.045 M  /pc 3 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. Pas de masse manquante dans le disque Structure de la bulle locale La Galaxie : cinématique, dynamique, milieu interstellaire Dispersions de vitesse des étoiles du disque variation avec l'âge : pas d'évolution cinématique du disque au-delà de 4-5 10 9 ans Populations parmi les étoiles chaudes à grande vitesse Amas, groupes, associations, ceinture de Gould 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 3 7Gyr5 âge Dispersion des vitesse [km/s] 25 15

16 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris16 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 ~ 10 6 K, parois : Te ~ 10 3 K Sfeir, Lallement, Crifo & Welsh, 1999, A&A 346, 785 Observations réalisées principalement au T152 de l’OHP) Contours de la bulle locale de milieu interstellaire entourant le Soleil, dans le plan méridien

17 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris17 La Galaxie : structure, dynamique, historique Le voisinage du Soleilinventaire 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

18 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris18 Les Hyades vues par les parallaxes solHipparcos Gaia

19 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris19 Les bras spiraux vus par Gaia Survey synthétique de 50 000 étoiles OB distances photométriquesdistances Gaia Drimmel, Smart & Lattanzi, 1997

20 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris20 La Galaxie vue par Gaia

21 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris21 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 Hors de la Galaxie : observations d'étoiles individuelles 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    < 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

22 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris22 Galaxies extérieures  Survey photométrique de > 10 6 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 10 4 galaxies  ~ 5 10 6 quasars jusqu'à I = 20, latitudes hautes et intermédiaires photométrie multi-couleur, redshifts à ±  z = 0.01 ou mieux, jusqu'à z ~ 5  noyaux actifs de galaxies: variations de luminosité et mouvements du photocentre

23 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris23 Déflexion des rayons lumineux par le Soleil (angle minimum au Soleil 47°)  paramètre  = 1 ± 3 x 10 -3 Physique fondamentale : relativité générale Déflexion des rayons lumineux par le Soleil et les plus grosses planètes (plus d'observations, beaucoup plus précises, angle minimum au Soleil 35°)  paramètre  à ± 5 x 10 -7 (  - 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 J 2 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

24 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris24 Les différentes missions d'astrométrie spatiale (acceptées ou en phase de définition) MissionAgenceLancementNombre Magnitude Précision Photométrie Vrd'étoiles limite (mas) pour mag HipparcosESA 1989118 000 12.4110 3 bandes- DIVAD 200330 10 6 150.2 8 1 bande- 515spectrophot. FAMEUSNO 200440 10 6 15 0.050 9 4 bandes- NASA0.515 (Sloan) SIMNASA 200520 000 200.001-420 1 bande - GAIAESA 2009> 10 9 200.0031211 bandes  0.01015 0.20020

25 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris25 Distances maximales atteintes avec    < 1% et 10% Hipparcos, Fame, Gaia

26 28 janvier 2000Catherine Turon, HCS, Observatoire de Paris26 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 Participation de l'Observatoire de Paris 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