Centre de Physique des Particules de Marseille
Table des matières
La Voie lactée vue par la mission spatiale Gaia
Comment évaluer les distances entre les étoiles ?
C’est toute la question à laquelle doit répondre la mission Gaïa.
Pour calibrer les distances il faut avoir une méthode de mesure indépendante de tout modèle.
On va utiliser le principe de la vision 3D chez les humains rendue possible par l’écart entre les yeux sur le visage.
Si on regarde un objet proche par rapport à un environnement lointain, on le voit positionné différemment si l’on ferme un œil ou l’autre.
L’humain peut estimer la distance de l’objet proche par rapport au fond lointain grâce à cette capacité.
Cette méthode est la mesure de la parallaxe.
Mesure de la parallaxe des étoiles
Pour mesurer la parallaxe d’une étoile, Il faut réaliser 2 mesures a de grandes distances l’une de l’autre. On va utiliser le déplacement de la Terre en une année autour du Soleil comme base de mesure et faire deux mesures décalées de 6 mois de l’autre.
On connait la distance Terre Soleil, on vise une étoile et obtient la distance avec la tangente de l’angle mesuré. Comme les angles sont très petits la tangente de l’angle est égale à l’angle lui-même donc la distance est l’inverse de la parallaxe (d=1/p) avec l’angle p exprimé en radians.
L’unité employée pour les mesures de distances dans la galaxie est le parsec
On définit le parsec comme la distance qu’aurait une étoile de parallaxe 1 seconde de degré.
Une distance de 1 parsec correspond à 3,26 al (parsec vient de parallaxe seconde)
Si la parallaxe d’une étoile est de 1/1000 de seconde d’arc :
(1 milli-arc-seconde = 1 mas) sa distance sera de 1000 parsec soit environ 3260 al
La précision de mesure de GAIA est de l’ordre du micro arc seconde soit 1/1 000 000 de secondes d’arc ce qui permet d’atteindre des distances de 1 Mega parsec soit environ 3,26 Millions al. Cette précision couvre largement notre galaxie la Voie lactée qui est une Galaxie spirale dont le diamètre est environ 100 000 al
Un peu d’histoire
Les étoiles ont un mouvement propre.
Au début du XVIII siècle l’astronome Edmund Halley va comparer ses mesures à celles réalisées par Ptolémée. Il déduisit que les étoiles doivent avoir de faibles mouvements propres et il fut capable de détecter ce mouvement pour 3 étoiles.
Ce résultat est décrit comme sa « plus grande réussite en astronomie stellaire. »
Ainsi les étoiles constituant « La Grande Ourse » ne sont pas situées à une même distance de nous et leur évolution lente modifie la forme en trapèze que l’on voit à notre époque.
Distances et précision de mesure
Si l’on ramène une partie de la Voie Lactée à la taille de la France. On place le Soleil à Lyon, il aurait une taille inférieure à celle d’une bille, la Terre serait à 1m du Soleil. Le système solaire mesurerait la taille d’un terrain de football, l’étoile la plus proche Proxima du centaure serait à Marseille et Sirius à Lille
On constate que les angles de parallaxe à mesurer sont très petits.
Évaluation des angles à mesurer
Dans l’Antiquité Hipparque obtenait avec l’œil humain une résolution de 1 degrés soit la capacité de distinguer la hauteur d’un homme à 100 m
Avec l’invention de la lunette on a pu mesurer la hauteur d’un homme à 5 km On peut mesurer la parallaxe de la Lune et en connaissant le Rayon de la Terre RT = 6378 km et en déduire dTL la distance Terre – Lune.
L’angle de parallaxe de la Lune est d’environ 1 degré (57’ 2’’) soit en radians 0,01745
dTL = RT / tg(1) = RT /0,01745 soit environ 365 000 km
L’angle à mesurer pour Proxima du Centaure est environ 2500 fois plus petit que celui mesuré pour la Lune. Pour une étoile au centre de la Galaxie, l’angle est 15 millions de fois plus petit
Mesure de l’angle de Parallaxe par le satellite GAIA. On utilise 2 mesures qui visent un même objet à 6 mois d’écart
Avec l’astronomie moderne au sol
On obtient une résolution de 0,1 arc seconde soit la hauteur d’un homme à 4 000 km
Avec l’astronomie spatiale
Le satellite Hipparcos avait une précision de 1 milli arc seconde. Sa résolution permettait de distinguer un homme sur la Lune
Le satellite GAIA atteint une précision de 1 micro arc seconde. Sa résolution permet de distinguer une pièce de monnaie sur la Lune soit l’équivalent d’un cheveu placé à 1 000 km.
Pourquoi fait-on de l’astronomie spatiale ?
Dans le domaine visible du spectre électromagnétique on peut faire des mesures optiques depuis le sol. C’est ce que réalisent les grands télescopes. Ceci n’est pas possible pour les mesures dans les domaines Ultraviolet ou Infrarouge car ces parties du spectre sont absorbées par l’atmosphère.
Cependant, il y a plusieurs avantages à réaliser des mesures dans le domaine visible par satellites :
- On veut échapper aux perturbations atmosphériques qui rendent les images instables
- On veut pouvoir observer l’ensemble du ciel avec le même instrument pour comparer les distances des étoiles les unes aux autres
- On veut aussi échapper à a pesanteur pour éviter toute flexion sur les instruments
- On veut également échapper au mouvement de la Terre
- On veut observer 2 champs de vue en simultané car toutes les étoiles bougent et l’on veut connaitre le mouvement des unes par rapport aux autres. Pour cela il faut une sphère rigide de la position de toutes les étoiles.
La mission GAIA
Synthèse de la mission GAIA par l’industriel en charge du développement du satellite, la société ASTRIUM devenue aujourd’hui Airbus Space and Defense.
Objectifs
La mission GAIA est un programme de l’ESA qui initialement devait durer 5 ans depuis son lancement en 2013. Elle vient d’être prolongée à 10 ans.
En plus de la mesure en 3D de la position des étoiles GAIA doit observer des galaxies, des objets du système solaire.
Les objectifs sont de mesurer 1% des étoiles de la galaxie soit à l’origine de la mission 1 milliard d’étoiles mais le nombre d’étoiles dans la galaxie ayant été revu à la hausse à 170 milliards d’étoiles GAIA vise à mesurer 1,7 milliard d’étoiles.
La collaboration GAIA
En ce moment 500 scientifiques et ingénieurs travaillent sur la mission GAIA. 24 pays de l’UE sont représentés, la France est le contributeur majeur.
Le début des réflexions sur le projet est en 1993 alors que le satellite Hipparcos était en fonction afin de prévoir le successeur au plus tôt
Le projet est sélectionné par l’agence spatiale européenne ESA en 2000 et l’industriel retenu en 2006 sera EADS Astrium.
Le lancement a eu lieu en 2013
Dimensions de GAIA
Le satellite mesure 3m de haut, 10m de large, pour un poids de 2T (poids d’un éléphant). GAIA est équipé d’un bouclier qui à la fois le protège du rayonnement solaire et lui permet de récupérer l’énergie pour faire fonctionner les instruments embarqués.
Orbite de GAIA
L’orbite est située au point Lagrange L2 (1,5 millions de km de la Terre)
GAIA tourne en continu sur lui-même pour balayer la Galaxie et suit une trajectoire complexe (courbe de Lissajous) autour du point L2 lui permettant entre autres d’éviter les éclipses solaires.
La distance Terre-Gaia a été très nettement exagérée pour que ces figures soient lisibles. La Terre est à environ 150 millions de km du Soleil (cela varie en fonction de la position de la Terre sur son orbite). La distance Terre-Gaia est environ 100 fois plus petite.
La combinaison des mouvements des étoiles
Trois mouvements se combinent
Le premier est causé par Gaia et nous qui bougeons avec la Terre autour du Soleil.
Le second est causé par le mouvement des étoiles à travers la Voie lactée
Le troisième est causé par l’influence d’une (ou plusieurs) autre étoile ou d’une (ou plusieurs) planète en orbite autour de l’étoile
Le premier mouvement
C’est un mouvement apparent et non un mouvement réel de l’étoile. Ce mouvement, appelé parallaxe, est causé par notre mouvement autour du Soleil.
Le principe de la parallaxe trigonométrique est illustré sur la figure ci-dessous : lorsque la Terre tourne autour du Soleil, en une année, l’angle de vue sous lequel on voit se projeter une étoile proche sur un fond d’étoiles lointaines varie au fur et à mesure que la Terre se déplace.
On a l’impression que l’étoile proche parcourt une ellipse semblable à celle que parcourt la Terre autour du Soleil, mais beaucoup plus petite. L’angle appelé parallaxe trigonométrique est indiqué en vert sur la figure. Plus l’étoile est proche, plus cet angle est grand. Plus l’étoile est lointaine, plus cet angle est petit. Avec la précision de mesure extrême de Gaia, il est possible de mesurer cet angle pour des étoiles très lointaines, jusqu’aux confins de notre Galaxie, et même jusqu’aux Nuages de Magellan.
Les angles de parallaxe p sont très petits.
La Lune qui est l’objet le plus proche a une parallaxe inférieure à 1 degrés.
Pour des angles petits la tangente est égale à l’angle exprimé en radian
Si l’on mesure les distances en Unités Astronomiques (UA) alors la distance d de l’étoile est obtenue par d = 1/p
Le second mouvement
C’est un mouvement réel. C’est le mouvement des étoiles dans la Voie lactée par rapport au Soleil.
Le Soleil se déplace autour du centre de la Voie Lactée à une vitesse d’environ 220 km / seconde, et la plupart des autres étoiles se déplacent à des vitesses similaires.
Ce mouvement, appelé mouvement «propre», est mesuré par Gaia. Il est utilisé pour calculer l’orbite de l’étoile autour du centre de la Voie lactée, et dans certains cas, d’où vient cette étoile et vers où elle se dirige.
La combinaison de ces deux mouvements tels qu’observés par les deux télescopes de Gaia est schématisée sur la figure ci-dessous (© M.A.C. Perryman). Les étoiles dont le mouvement est tracé en blanc proviennent de l’un des champs, celles dont le mouvement est tracé en rouge proviennent de l’autre champ.
Le troisième mouvement
Il est provoqué par la présence d’un ou de plusieurs compagnons (autres étoiles non détectées ou planètes) autour de l’étoile observée. En conséquence, des « bouclettes » se rajoutent au mouvement observé, d’autant plus grandes que le ou les compagnons sont lourds. La mesure de ces oscillations périodiques permet à Gaia la découverte de ces compagnons, en particulier de planètes massives.
La combinaison des 3 mouvements
La combinaison de tous ces mouvements, apparents et réels, provoque un trajet très complexe sur le ciel. C’est pour les démêler que Gaia a besoin de faire tant de mesures – 70 en moyenne – de chaque étoile.
Les capteurs de GAIA
Le plan focal
Gaia a un système optique constitué de 2 miroirs qui mesurent dans 2 directions de visées à 106 dg l’une de l’autre. Ce sont 2 télescopes qui fonctionnent de manière simultanée.
Le plan focal de GAIA a une dimension d’environ 1 m de longueur avec 106 capteurs CCD.
GAIA dispose de 3 instruments de mesure qui permettent d’observer complètement et uniquement le spectre visible qui est une partie du spectre électromagnétique.
Chaque capteur compte presque 9 millions de pixels (4500 x 1966) mais mesure 6 x 4,7 cm, soit une surface 3 fois supérieure aux capteurs d’un réflex professionnel (3,6 x 2,4 cm). Une telle surface augmente la sensibilité à la lumière. Les images générées font 1 milliard de pixels.
Ces capteurs fournissent les mesures de photométrie avec une part de la lumière un peu dispersée qui permet de mesurer la couleur et une autre part ou la lumière est fortement dispersée pour la mesure de la vitesse radiale par spectroscopie.
Astrométrie
Position et mouvement propre par mesure de la parallaxe sur le plan d’observation (mesure en 2 dimensions).
Photométrie
Mesure de la luminosité et de la couleur. La couleur donne accès à la température de l’étoile et aussi à sa composition chimique.
Les avancées technologiques des capteurs CCD, permettent de procéder à des mesures photométriques intéressantes, venant enrichir les bases de données.
Ainsi, la luminosité des étoiles peut être étudiée par la détermination de leur magnitude. Cette grandeur logarithmique inverse est définie par rapport à la luminosité de l’étoile Véga de magnitude nulle, les étoiles les moins brillantes ayant alors des magnitudes positives. De plus, l’observation répétée au cours de la mission de la luminosité d’une étoile permettra de détecter une éventuelle modification de son intensité lumineuse, signe de la présence d’une planète en mouvement autour de l’étoile et donc d’une exo-planète.
Spectroscopie
Pour les étoiles les plus brillantes on utilise la spectroscopie. L’objectif principal est la mesure de la Vitesse Radiale qui est la vitesse le long de la ligne de visée. Cette mesure apporte la 3eme dimension.
On regarde le déplacement des raies d’absorption des éléments chimiques de l’étoile dans le spectre. Cette mesure s’apparente à l’effet Doppler pour le son, elle permet de déduire la vitesse radiale dans la direction d’observation.
Le décalage en longueur d’onde d’une raie dans le spectre de l’étoile par rapport à un spectre de référence permet de déterminer la vitesse radiale de l’étoile, c’est-à-dire la vitesse à laquelle une étoile s’approche ou s’éloigne de nous.
Ces mesures permettent également d’identifier les éléments chimiques présents dans la photosphère des étoiles. Les scientifiques reconnaissent ainsi les différentes générations d’étoiles, les plus jeunes comportant des éléments lourds et construisent une représentation plus précise de la naissance et de l’évolution de notre galaxie.
Données mesurées
Acquisition et traitement
Sur les cinq ans de mission prévus à l’origine chaque objet de la Galaxie devait être observé 70 fois.
Acquisition : 500 millions de mesures / jour
La collaboration GAIA dispose de 6 centres de traitement des données, celui en France est situé à Toulouse au CNES.
L’Exploitation des données consiste à soustraire le bruit de mesure des instruments du signal physique. Le processus est itératif, la précision s’améliore avec le nombre de mesures réalisées.
Résultats
Ces mesures sont publiées sous forme de catalogues. Actuellement 2 catalogues sont disponibles, il est prévu d’en réaliser 2 autres pendant l’extension de cinq ans et un 5ème catalogue en fin de mission.
L’image actuelle de GAIA comporte 1 milliard d’étoiles avec les galaxies voisines dont les nuages de Magellan.
Cette image est dynamique on peut y voir les mouvements des étoiles.
Le diagramme Hertzsprung-Russell
Ce diagramme est appelé diagramme HR. Il montre la relation entre la luminosité́ propre des étoiles (leur éclat intrinsèque ou magnitude absolue) et leur couleur ou leur température (la couleur permet d’estimer la température).
En abscisse, on porte la couleur de l’étoile, en ordonnée la magnitude absolue qui est la luminosité de l’étoile. Pour mesurer la luminosité intrinsèque il faut connaitre la distance de l’étoile.
Les informations de couleurs permettent de remonter aux propriétés intrinsèques des étoiles.
Chaque étoile va se déplacer dans le diagramme HR au cours de sa vie, arrivant très vite sur la séquence principale où elle va passer toute la période pendant laquelle elle brûle son hydrogène, le transformant en hélium.
Cet intervalle de temps est d’autant plus long que la masse de l’étoile est petite.
La position des étoiles dans le diagramme HR dépend ainsi essentiellement de leur masse et de leur âge, mais elle varie aussi avec la population à laquelle elles appartiennent, le contenu en éléments lourds (souvent appelés métaux) de leur atmosphère, leur appartenance à un système binaire, etc.
La position d’une étoile sur le diagramme HR permet donc de connaitre la masse de l’étoile, son âge et aussi sa composition chimique. En fonction de sa composition chimique pour un même âge et une même masse une étoile apparaitra légèrement décalée sur le diagramme.
Les étoiles les moins massives naissent rouges comme Proxima Centauri et les étoiles les plus massives naissent bleues très chaudes comme Vega.
Quand l’étoile a terminé sa phase de vie sur la séquence principale, elle brule l’Hydrogène de son enveloppe et devient une Géante Rouge. Elle finira en naine blanche en se refroidissant petit à petit.
Actuellement notre étoile le soleil qui est né il y a 4,5 milliard d’années se trouve sur la séquence principale, il se transformera en Géante Rouge dans environ 5 milliards d’années.
Les données GAIA dans le diagramme HR
GAIA permet de classer 4 millions d’étoiles dans le diagramme HR a des distances de 2000 parsecs
Hipparcos avait collecté 30 000 étoiles jusqu’à 250 parsecs
Contrairement à ce que l’on attendait le diagramme HR présente une séquence principale très étalée alors que l’on s’attendait à une séquence très fine. Cette dispersion traduit le fait que beaucoup d’étoiles se sont formées de manières différentes.
Avec Hipparcos on avait accès à des étoiles très proches de nous qui s’étaient formées selon un processus identique à celui du Soleil.
Avec GAIA on voit des étoiles qui se sont formées avec des processus différents et qui font qu’elles se retrouvent à des endroits différents sur le diagramme HR. On peut donc réaliser différents diagramme HR en séparant les populations dans la Voie Lactée en fonction de leur processus de création.
Analyse technique des résultats
Les retombées des mesures de GAIA sont nombreuses, certaines posent des questions scientifiques majeures
Calibration des Céphéïdes
Après 5 années de mesures et 70 mesures différentes pour chaque objet, GAIA permet d’observer les variations en couleur et luminosité de ces objets.
Ces mesures permettent de mieux calibrer les céphéides qui sont utilisées pour les mesures de distance des galaxies lointaines. On a pu noter qu’elles variaient.
Des améliorations sont également attendues dans la connaissance des géantes rouges.
Gaia-Anceladus
Les étoiles ont des vitesses relatives de déplacement par rapport à nous. Une petite vitesse par rapport à nous signifie qu’elles bougent en même temps que nous. Ces étoiles sont celles du disque de la Galaxie qui tournent comme le Soleil autour du centre de la Galaxie
On remarque que les étoiles qui ont une plus grande vitesse sont les étoiles du halo sphérique qui entoure la Galaxie.
La position des populations d’étoiles dans le diagramme HR a donné des résultats auxquels on ne s’attendait pas. On distingue 2 séquences, l’une un peu plus bleue et l’autre un peu plus rouge.
Après analyse on s’est rendu compte que la partie bleue correspondait à une galaxie naine satellite qui aurait été avalée par la Voie Lactée il y a environ 10 milliards d’années. Cette galaxie a été nommée Gaia-Anceladus.
Diagrammes HR de différentes sélections en fonction de la cinématique
La Figure de droite montre, pour la première fois deux séquences distinctes dans les étoiles du halo, dont les contenus en métaux légèrement différents. Ces deux sous-populations, de cinématique et métallicité différentes, semblent provenir de scénarios différents de formation de notre Galaxie.
Alternative à la Matière Noire ?
Gaia a permis de mesurer que les galaxies naines qui tournent autour de la voie lactée ne sont pas contrairement à ce que l’on pensait en équilibre. On a pu reconstituer leur orbite. La nouvelle vision est que le système n’est plus en équilibre, que ces galaxies arrivent pour la première fois au voisinage de la Voie Lactée.
Cette découverte peut remettre en cause le besoin de matière noire car la dispersion de vitesse pourrait s’expliquer par un effet de marée appelé Choc de marée de la galaxie qui arriverait sur la Voie Lactée. Ceci expliquerait des vitesses de rotation supérieures au seul effet lié à la gravité. On pourrait se passer de la matière noire pour expliquer le phénomène de sur vitesse de rotation des galaxies. La galaxie du Sagittaire et les amas de Magellan arrivent sur la Voie Lactée.
Masse de la Voie Lactée
Les amas globulaires sont également étudiés en particulier par une équipe à Strasbourg on suppose que ces restes sont les noyaux des galaxies naines qui se sont fait avalées par notre galaxie.
Gaia change aussi les hypothèses de la masse et de l’équilibre de la voie lactée en particulier le disque de la voie lactée est sans cesse perturbé par l’arrivée des galaxies naines
Gaia permet également d’observer la galaxie d’Andromède et de mieux en calculer le rapprochement de la Voie Lactée qui est prévu pour dans 5 milliards d’années.
Perturbation de notre galaxie y a quelques centaines de millions d’années frôlée selon les astrophysiciens de la collaboration Gaia par la galaxie naine du Sagittaire, qui se déplace sur une orbite polaire à 50 000 années-lumière du centre de la Voie lactée. Elle devrait retraverser le disque de notre galaxie dans environ 100 millions d’années.
Position des nuages de poussières
L’observation dans le visible ne permet pas de traverser les nuages de poussière qui sont situés entre le bulbe et nous. Cependant en mesurant la luminosité des étoiles entre elles, Gaia a permis de définir la localisation précise de ces nuages de poussières.
Futurs résultats
En version 5 du catalogue attendu à la fin des mesures, on aura la possibilité de détecter les binaires étoile-trou noir et on aura également la possibilité d’obtenir les exoplanètes astrométriques.
Défaut actuel de mesure
On espérait une bulle sphérique de mesure fixe mais on constate une instabilité légère due aux instruments. Pour stabiliser on utilise les quasars en attendant d’avoir peut-être découvert la source du problème d’instabilité ou de pouvoir le compenser.