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 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 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 Dans notre galaxie, Gaia va :

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

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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 p

Mouvement propre des étoiles Etoile de Barnard

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Gaia va mesurer l’éclat apparent et la distance 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 / (4π d2) Magnitude: -2.5 log E + Cte

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La formation des spectres et des raies dans les étoiles

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

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Points de Lagrange

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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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année 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

extragalactique : GAIA va permettre Dans l’Univers - 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

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 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. Emetteur : 17 W Transfert 11h/j de 50 GB Total : 100 TB Antenne primaire Antenne secondaire sera utilisée ~20 fois en 5 ans Antenne de New Norcia (Australie) En service depuis 2002.

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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