LE PROJET SPATIAL GAIA Mission Pierre Angulaire de

LE PROJET SPATIAL GAIA Mission Pierre Angulaire de l’Agence Spatiale Européenne G. Jasniewicz, Astronome Laboratoire Univers & Particules de Montpellier UM 2/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 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 24 h/24 h 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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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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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 1 s par un récepteur de 1 m 2 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 d 2) Magnitude: -2. 5 log E + Cte

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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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Points de Lagrange

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Défis technologiques (ASTRIUM) - une orbite non familière (Point de Lagrange L 2) - 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 (1 m 2 = 1 milliard de pixels ; 100 CCD TDI) - l’utilisation du carbure de silicium (Si. C) ; e 2 V 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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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 (distance GAIA va permettre 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

• • 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 Antenne secondaire sera utilisée ~20 fois en 5 ans Transfert 11 h/j de 50 GB Total : 100 TB Antenne de New Norcia (Australie) En service depuis 2002. Antenne radio de Cebreros, Avila (Espagne) Diamètre 35 m, 630 t, 30 M€ 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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