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Gaia – Revue des Exigences préliminaires 1
GAIAGAIA
Catherine TuronObservatoire de Paris
GEPI / UMR CNRS 8111
Journées PNG - PNC31 Mars-2 Avril 2008
Catherine Turon Gaia Journées PNG - PNC, 31 Mars - 2 Avril 2008 2
SommaireIntroductionLe projet
Le satellite et l’instrumentLe traitement des donnéesL’organisation du Consortium DPAC
La sciencePerformances et objectifsQuelques exemples d’applications scientifiques
Gaia et les autresLe contexte en 2011Observations au sol indispensables à la missionPréparer l’exploitation scientifique
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GaiaL’une des « Pierres Angulaires » duprogramme Horizon 2000+ de l’ESA
OriginalitésAstrométrie de très haute précision (10-100 µas)Vitesses radiales et caractérisation
astrophysique des objets observés enastrométrie
Observation systématique jusqu’à V = 20Un milliard d’objets observés sur tour le cielEtoiles, objets du Système Solaire, QSO
Lancement et orbiteDécembre 2011, Soyouz depuis KourouPoint de Lagrange L2 pour 5 ans (+ 1 an)
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Les étapes de la mission
1993 Première proposition
1994 Recommandation pour une mission astrométriqueinterférométrique avec une précision de 10µas
Oct. 2000 Sélection par l’ESA (Ariane V, σ = 10 µas à V=15)
Fév 2006 Confirmée (coût 557 M€, Soyouz, σ = 20 µas à V=15)
Mai 2007 Sélection du DPAC par l’ESA
2011-12 Lancement
2012-2017 Opérations (extension possible 1 an)
2020 Publication du Catalogue
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Le satellite, l’instrument,l’organisation
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Gaia: le satellite
Masse totale : 2 tonnesDébit: 4 - 8.2 Mbps
Panneaux solaires
Lancement: déc. 2011Durée: > 5 ansLanceur: Soyouz-FregatOrbite: point L2
Figure courtesy of EADS Astrium
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Loi de balayage
Champ 1
Champ 2
Vitesse de rotation:60 arcsec/s
Période: 6 heures
Angle de base 106.5 °Champ 2 observé
106.5 mn après lechamp 1
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Miroirs primaires 1.45 x 0.5 mAngle de base 106.5 °Longueur focale 35 m
plan focal T = 170 K
Télescope
Champ 2
Champ 1
Figure courtesy of EADS Astrium
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plan focal
Chemin optique et plan focal
Figure courtesy of EADS Astrium
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Le Radial Velocity Spectrometer (RVS)
Spectre RVS d’une géante F3 (V=16) S/N = 7 (une mesure)
S/N = 130 (sur toute la mission)
Champ Spectrographe RVS Détecteurs CCD
Figures courtesy David Katz
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Plan focal
360° en 6h
Pixel : 10 x 30 µm2 = 59 x 177 mas2
Champ: 0.6 degré 2
106 CCDs
Un CCD4500 px
1966 px
Repéreurs d’étoiles
Contrôle de l’angle de base Figure courtesy of EADS Astrium
FoV1
FoV2
Analyseurs de front d’onde
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Sélection et observation à bord
Confirmation
Détection des objets Première sélection
Sélection finale ObservationsCourtesy F. Arenou
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Le traitement des données:
Un défi !
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Traitement des données: difficile ?Important volume de données
~109 objets observés en astrométrie et photométrie V<20• ~700 milliards de mesures astrométriques.• ~150 milliards de mesures spectro-photométriques.
qq centaines de 106 d’objets observés en spectroscopie• ~15 milliards de mesures spectroscopiques.
étoiles (simples, doubles, multiples, avec planètes, variables), objets dusystème solaire, QSO, galaxies
80 observations par objet, sur 5 ans102 CCDs environ 109 pixels
Environ 1 pB de données.Important volume de calcul 1021 Flops.
Consacrer 1 seconde CPU à chaque étoile: 30 ans de réduction dedonnées + itératif + auto-calibration
Sociologie… “Il est difficile de faire de la science seul… Il est encore plus difficile de la
faire avec d’autres personnes” H. van der Hulst
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Structure d'ensemble du traitement de données
Spectroscopie
Photométrie
Etoiles secondaires
CaractérisationastrophysiqueL, Teff, Fe/H ..
Systèmesmultiples
Variabilité
Système solaire
Exo-planètes
ItérationsQuotidien
~ 6 mois
Solution astrométrique
Formulation relativiste
Système de référence/QSOs
Modèle de rotation gal.
SolutionAstrométrique
itérativeAstrométrie
AttitudeCalibration Meilleurs param.instrumentaux
Données orbitales
Vitesse radiale
Éphémérides Syst. Sol.FirstLook
Catalogue intermédiaireAttitude de bord
Identif. sources
données CCD
Param. d'image PSF/LSF
Courtesy F. Mignard
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DPAC: Data Processing and Analysis Consortium
Groupe Européen sélectionné par l’ESA pour l’analyse desdonnées Gaia (document de 700 pages fourni à l’ESA)
• présidé par F. Mignard (OCA)• 290 scientifiques de 11 pays + 12 à l’ESAC,
soit 165 équivalents temps pleins + 10.5 à l’ESACdont 73 Français pour 43 équivalents temps pleins
• 9 Unités de Coordination (CUs)
• 6 Centres de Traitement de Données (DPC): ESAC, CNES Toulouse +IAC (Cambridge) + ISDC (Genève) + BPC (Barcelone) + OATo (Turin).
Au CNES: traitement des données spectroscopiques, des objets particuliers,paramètres astrophysiques, et simulations
+ forte contribution à l’architecture d’ensemble du système, ainsi qu’à lagestion du projet dans son ensemble
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La communauté française dans Gaia
Pionnière dans HipparcosTrès impliquée dans Gaia
• Président DPAC• 5 coordinateurs ou co-coordinateurs de CUs (CU1, 2, 4, 6, 8)• 6 membres de Steering Committee de CUs (CU4 et 6)• CNES = centre de traitement le plus important après l’ESAC
La France est le premier contributeur au Consortium• 73 chercheurs et ingénieurs• = 43 équivalents temps plein• = environ 25 % de l’effectif total
EADS Astrium Toulouse est maître d’œuvre du satellite
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Gaia
PerformancesQuelques applications
Observations complémentaires
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La troisième dimension: de plus en plus loin
Au voisinage solaire Distances jusqu’à ~ 30 pc
Au voisinage solaire Distances jusqu’à ~ 200 pc
Dans toute la Galaxie Distances jusqu’à ~ 10 000 pc
Dans le bulbe de la Galaxie Distances jusqu’à ~ 10 000 pc
Dans le Groupe Local Distances jusqu’à ~ 30 000 pc
Au sol, HubblePrécision: 3-5 mas
Hipparcos (1989-1993)-2007Exactitude: (0.1) - 0.2-1 mas
Gaia (2012-2018)Exactitude: 10-20 µas
Jasmine (?)Précision: 10 µas
SIM (?, > 2018)Précision: 3 µas
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Atouts de Gaia
Une mission unique avec trois instrumentsDonnées astrométriques, photométriques et spectroscopiques
Couverture largement uniforme du cielÉchantillonnage régulier sur cinq ans
• ~ 80 observations analyse photométrique, variabilité, orbites des systèmesdoubles et des astéroïdes
Mission de relevé sans sélection autre que la magnitude
Système de détection interne et autonome
Astrométrie globale d'extrême précisionmétrologie interne, auto-calibration, contrôle thermique
Communauté scientifique expérimentée (Hipparcos) et motivée support scientifique et industriel
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Performances pour étoile G2 V
Astrométrie:
Photométrie: précision sur G
Spectroscopie
24020
2015
6Précision [µas]< 10Magnitude
V=20V=15
0.0030.0002Fin de mission [mag]0.030.002Par observation [mag]
15< 1Précision VR [km/s]V=16.5V=12.5Magnitude
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Performances : Photométrie
Système à deux canaux B (330-660 nm) et V (650-1000 nm)Images dispersées par des prismesGlobalement équivalent à ~ 25-30 bandes
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Précision Photométrique – bande G
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Gaia: astrométrie + photométrie + spectroscopie
■ La photométrieAbondances (métaux, éléments alpha, …), extinctionVariabilité
■ La spectroscopieVitesse radialeAbondances (métaux, éléments alpha, …), extinction
D’où Distance et vitesse spatiale = 6D Orbites systèmes étoiles et exoplanètes M, âge et caractérisation astrophysique
Distribution de la matière absorbanteToute l’information nécessaire pour
La physique stellaireLa dynamique de notre galaxie et du Groupe LocalLa formation et l’évolution de la GalaxieLa cosmologie locale
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La science avec Gaia
Reference frames
Stellar physics
Qua
sars
and
gal
axie
s Exo-planets
Stellar systems
Fundamental physics
Galacti
c str
uctur
e
Solar s
ystem
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La science avec Gaia■ Décryptage de la Galaxie (populations stellaires: distances,
cinématique et caractéristiques physiques; 1ères étoiles)■ Physique stellaire (classification, M, L, Log g, Teff, [Fe/H], etc)■ Échelle des distances (géométriques 10 kpc, Céphéides, RR Lyr)■ Dynamique de la Galaxie et du Groupe Local (formation
hiérarchique, matière noire)■ Âge de l'Univers (diagrammes d'amas, distances, luminosité)■ Systèmes de référence (liens avec systèmes de référence: VLBI
et dynamique)■ Planètes extrasolaires ( ~ MJ, astrométrie et transits)■ Physique fondamentale ( γ ~ 5 x 10-7 , précession du périhélie
des astéroïdes à ~ 5 x 10-4)■ Système solaire (Taxonomie, Masses, Orbites)
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Les Hyades vues par les mesuresde parallaxes
Gaia
2015
Sol
1960
Hipparcos
1990Courtesy M. Perryman
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Les bras spiraux vus par Gaia
Survey synthétique de 50 000 étoiles OB
distances photométriques distances GaiaDrimmel, Smart & Lattanzi, 1997
1 10 102 103 104 105 106 107 108 109
Distance (pc)
1 10 102 103 104 105 106 107 108 109
SIM
GAIA
FAM
EH
IPPARCO
SD’après Mignard - données : Rowan-Robinson
L’échelle des distances
Données sol
Parallaxes Trigonométriques σ < 10%
Hyades
LMC
M31
M81
Virgo
Coma
61 Cyg
CentreGalactique
* brillantes de gal.régions HII
Amas glob.Spirales
Tully-Fisher Elliptiques
SNAmas de Gal.
Secondaire
Mouvement propreAjustement SP
RR LyrNovaeCéphéïdes
parallaxes spectroscopiques et photomométriques
Primaire
Courtesy F. Arenou
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Courants dans le Halo Galactique
⇒ Gaia va permettre d’identifier les détails des structures de l’espace des phases
Simulation de l’accrétion de 100 galaxies satellites
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Diagrammes Couleur-Magnitude jusqu’à V = 20 mag
GAIA va permettre de tracer des diagrammes HR précis, noncontaminés par des étoiles du voisinage solaire
Sculpteur (79 kpc)
V=20
Fornax (138 kpc)
V=20
Courtesy V. Hill
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Détection astrométrique d’exo-planètes (2)
-100
-50
0
50
100
-100 -50 0 50 100
µa
s
µas
20002050
2010
2020
2030
2040
Mouvement du Soleil à 10 pcGAIA va détecter lesmouvements de milliersd’étoiles de tous typesspectraux pour desP = 2 - 10 ans.
F-G-K étoiles jusqu’à ~ 200 pcpour des planètes de 1 MJ. Quelques milliers de
planètes Masses, orbites Caractérisation des étoiles Cibles pour VLTI, Darwin, ELT,
etc. Précision Gaia à V = 15 mag
Mouvement du Soleil, vu de 100 pc
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Gaia et les autres …
Le contexte en 2011Observations au sol indispensablesPréparer l’exploitation scientifique
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Gaia et les autres … (1)Gaia apportera des données uniques en très grand nombre …qui serviront à interpréter les données d’autres instruments
En faisant de notre Galaxie une référence pour l’interprétation des galaxieslointaines observées par JWST, VLT-ELT, XEUS, etc
En apportant une calibration de luminosité pour tous les types d’étoilesdans toute la Galaxie +Teff, [Fe/H], etc., cibles de VLT, JWST, …
En apportant la 3ème dimension et la cinématique en 3D aux zones deformation stellaire observées par Herschel et Alma
En permettant la comparaison des résultats sur γ avec LISA
qui permettront la sélection de cibles pour d’autres instrumentsEn observant systématiquement, jusqu’à V = 20, des objets bizarres ou dans
des phases évolutives rapides, à observer avec JWST, VLTI, ELT, SIM, etc.En apportant une statistique sur la formation planétaire versus les types
d’étoiles et identifiant des systèmes proches, cibles potentielles pour JWST,ELT, SIM, Darwin, TPF
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Gaia et les autres … (2)
Gaia apportera des données uniques en très grandnombre et pour des échantillons très bien définis …Si les performances de la sélection à bord aux magnitudes les
plus faibles et dans les zones les plus denses ont été validéespar des observations au sol
Si, avant le lancement, et pendant les opérations, lesinstruments photométriques et spectroscopiques ont étéparfaitement calibrés, en particulier par des observations au sol
Si les algorithmes de classification des objets observés et dedétermination des paramètres astrophysiques ont été validés pardes simulations et des observations au sol
Groupe GBOG (C. Soubiran)
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Gaia et les autres … (3)
Gaia apportera des données uniques en très grand nombre …auxquelles des observations de suivi ou complémentaires au solpourront apporter un plus majeur:Observations spectroscopiques des exo-planètes découvertes par
l’astrométrieAbondances détaillées pour des objets rares, ou des échantillons
spécifiques, sélectionnés de manière non biaisée par les observationsGaia
Suivi d’étoiles variables, de systèmes multiples, d’astéroïdes, etc.Mais aussi
Vitesses radiales pour les étoiles plus faibles que V=16.5, pour lescourants du halo, les bras spiraux, les structures dans le bulbe, lacinématique du Groupe Local, etc.
Abondances détaillées pour de grands échantillons sélectionnés demanière non biaisée par les observations Gaia
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Gaia, de 2011 à 2020, et après !
Lancement en Déc 2011⇒Catalogue final en 2020⇒ Données photométriques dès 2013-2014
⇒ Premiers résultats astrométriques et spectroscopiques dès 2015
Démarrer la réflexion sur l’utilisation d’une telle masse dedonnées dès maintenant Modélisations
Réflexion sur observations complémentaires ou de suivi à organiser
Réflexion sur les besoins spécifiques en instrumentations (quelsinstruments sur quels télescopes ?). Spectro très grand champ pourobserver quelques milliers d’étoiles simultanément ?
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Merci de votre attention
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