La sphère céleste, le La sphère céleste, le repérage des astres et repérage des astres et

l’observation astronomiquel’observation astronomique

DU Explorer et comprendre l’universDU Explorer et comprendre l’univers

J.-E. Arlot, astronome, obs. de J.-E. Arlot, astronome, obs. de Paris/IMCCEParis/IMCCE

Un système local pour se repérerUn système local pour se repérer

Un système commun pour tousUn système commun pour tous

Trouver une origineTrouver une origine

Résoudre un triangle sphériqueRésoudre un triangle sphérique

Observer « au méridien »Observer « au méridien »

Observations absolues:Observations absolues:-la précision dépend de la précision dépend de l’instrumentationl’instrumentation-on mesure la hauteur sur on mesure la hauteur sur l’horizon et l’instant du « l’horizon et l’instant du « passage »passage »

Instrument « méridien » de l’observatoire de Paris

La mesure des angles, précision, résolutionLa mesure des angles, précision, résolution

Angle apparent + taille Angle apparent + taille distance distance

( 0,5° = 1800 ‘’ )

Historique de la précision de mesureHistorique de la précision de mesure

À l’œil nu:: Hipparque (-150): 1000 secondes de degré (~15 minutes)Hipparque (-150): 1000 secondes de degré (~15 minutes) Tycho Brahé (1630): 20 secondes de degréTycho Brahé (1630): 20 secondes de degré Flamsteed (1700): 10 secondes de degréFlamsteed (1700): 10 secondes de degré

Avec un télescope:Avec un télescope: Argelander (1850): 1 seconde de degréArgelander (1850): 1 seconde de degré XIXème siècle (micromètre): 0.1 à 0.5 seconde de degréXIXème siècle (micromètre): 0.1 à 0.5 seconde de degré

1 seconde de degré = 1000 mas1 seconde de degré = 1000 mas Début du XXème siècle (photo, FK): 100 à 300 masDébut du XXème siècle (photo, FK): 100 à 300 mas Fin du XXème siècle (CCD, UCAC2): 50 masFin du XXème siècle (CCD, UCAC2): 50 mas Hipparcos (1995): 0.1 masHipparcos (1995): 0.1 mas Gaia (2015): 0.001 masGaia (2015): 0.001 mas

Précision et exactitude des observationsPrécision et exactitude des observations

Qu’est-ce qu’une mesure?

Évaluer une quantité avec un étalon

Précision de la mesure (erreur interne)

Soin avec lequel on effectue la mesure; les erreurs sont aléatoires dépendant de la technique utilisée

Exactitude de la mesure (erreur externe)

Proximité de la « réalité » que l’on déterminera à partir de mesures indépendantes afin d’éliminer les biais des mesures

Plusieurs techniques: Plusieurs techniques: la mesure d’une quantité ou la datation la mesure d’une quantité ou la datation

d’un phénomèned’un phénomène Comment mesurer la position d’un objet:Comment mesurer la position d’un objet:

Mesurer un angle sur le ciel (télescope)Mesurer un angle sur le ciel (télescope) Mesurer une distance (radar)Mesurer une distance (radar) Mesurer une vitesse (effet Doppler)Mesurer une vitesse (effet Doppler) Observer un phénomène donnant une configuration Observer un phénomène donnant une configuration

géométrique particulière à un instant bien défini (télescope)géométrique particulière à un instant bien défini (télescope)

Dans le premier cas, la précision est en angle géocentrique sur Dans le premier cas, la précision est en angle géocentrique sur le ciel, limitée par l’instrumentationle ciel, limitée par l’instrumentation

Dans le dernier cas, la précision est en km dans l’espace et Dans le dernier cas, la précision est en km dans l’espace et n’est pas limitée par l’instrumentationn’est pas limitée par l’instrumentation

Occultations et phénomènes: Occultations et phénomènes: positions relativespositions relatives

Observations de phénomènes rares Observations de phénomènes rares survenant à l’improvistesurvenant à l’improviste Occultations d’étoiles par un corps du système Occultations d’étoiles par un corps du système

solairesolaire Occultations et éclipses mutuelles des satellitesOccultations et éclipses mutuelles des satellites

Observations en kilomètres, pas en angleObservations en kilomètres, pas en angle Donne au moment du phénomène, une Donne au moment du phénomène, une

configuration géométrique dans l ’espaceconfiguration géométrique dans l ’espace

Occultation d’étoiles:

Éclipse de Soleil

Occultation mutuelle:

Mesures angulaires, deux méthodes de Mesures angulaires, deux méthodes de positionnement: absolu ou relatifpositionnement: absolu ou relatif

Comment mesurer la position d’un objet:Comment mesurer la position d’un objet: Par rapport au référentiel de l’observateur Par rapport au référentiel de l’observateur

(méridien)(méridien) Par rattachement à des astres proches Par rattachement à des astres proches

connus (imagerie)connus (imagerie)

Dans les deux cas, il faut se ramener à un Dans les deux cas, il faut se ramener à un référentiel commun espace-temps pour tous les référentiel commun espace-temps pour tous les observateursobservateurs

Observer un champ: le rattachementObserver un champ: le rattachement

12’x12’ sur la sphère céleste: étoiles jusqu’à la magnitude 20

Etoiles du « Guide Star Catalogue » du champ observé

Repérage des étoiles cataloguées étalonnage du champ

Le rattachementLe rattachement

La projection gnomoniqueLa projection gnomonique

Le rattachementLe rattachement

Les distorsions du champLes distorsions du champ

Cercle méridien et « scanning » télescope (CCD TDI)Cercle méridien et « scanning » télescope (CCD TDI)

Cercles méridiens automatiques:Cercles méridiens automatiques: Une seule observation journalière du même objet Une seule observation journalière du même objet

pour le cercle méridienpour le cercle méridien Grand pixel pour forte sensibilité Grand pixel pour forte sensibilité faible faible

précision astrométriqueprécision astrométrique Cercle méridien limité en déclinaison mais peu Cercle méridien limité en déclinaison mais peu

d’objets du système solaire ont une forte inclinaisond’objets du système solaire ont une forte inclinaison « Scanning telescope »:« Scanning telescope »:

Observer le long de grands cercles de la sphère Observer le long de grands cercles de la sphère célestecéleste

GAIAGAIA

L’astrométrie classique (images CCD au plan focal)L’astrométrie classique (images CCD au plan focal)des objets du système solairedes objets du système solaire

La précision dépend:La précision dépend: De l’échantillonnageDe l’échantillonnage de l’image en pixels ( de l’image en pixels (fwhm>2.5fwhm>2.5)) De l’évaluation de la distance De l’évaluation de la distance centre of masse – centre of masse –

photocentre photocentre ((comètes et objets étenduscomètes et objets étendus)) Du Du centroidecentroide de l’image de l’image De la prise en compte deDe la prise en compte de l’absorption l’absorption de l’atmosphère de l’atmosphère

pour les objets mobilespour les objets mobiles De la magnitudeDe la magnitude de l’objet observé et du télescope de l’objet observé et du télescope

utilisé pour un rapport signal/bruit élevé utilisé pour un rapport signal/bruit élevé DuDu catalogue catalogue utilisé pour la réduction ( utilisé pour la réduction (corrections des corrections des

erreurs de zoneerreurs de zone) et du nombre d’étoiles dans le champ) et du nombre d’étoiles dans le champ

Les instruments de l’astrométrieLes instruments de l’astrométrie

Détecter des Détecter des objets faibles objets faibles mais ne pas mais ne pas grossir grossir obligatoirement obligatoirement les objetsles objets

Les lunettes méridiennes: mesure d’une Les lunettes méridiennes: mesure d’une position absolueposition absolue

Lunettes et télescopesLunettes et télescopes

Le spectre électromagnétiqueLe spectre électromagnétique

de 0.1 à 1 micromètre optique

Un système optique complet et performant: l’œilUn système optique complet et performant: l’œil

Enregistrer une image: Enregistrer une image: la photographiela photographie L’effet photoélectriqueL’effet photoélectrique La caméra électroniqueLa caméra électronique Le CCDLe CCD

Tâche de diffraction et image focaleTâche de diffraction et image focale

La « carte du ciel », un La « carte du ciel », un grand projet de la fin grand projet de la fin

du XIXème siècledu XIXème siècle

Monture équatoriale à berceau

Les grandes Les grandes lunettes: augmenter lunettes: augmenter la résolution pour la résolution pour séparer les étoiles séparer les étoiles

doublesdoubles

Monture équatoriale allemande

Le télescope Le télescope du Mont du Mont WilsonWilson

Monture équatoriale à berceau

Le télescope de Schmidt: un grand champLe télescope de Schmidt: un grand champ

Monture équatoriale anglaise

Les grands télescopes: Les grands télescopes: des petits champs des petits champs

mais des objets faiblesmais des objets faibles

Monture équatoriale à fourche

Le VLT: une ouverture de 8 mètresLe VLT: une ouverture de 8 mètres

Monture altazimutale

Le HST, Le HST, télescope télescope

spatial, pour spatial, pour s’affranchir de s’affranchir de l’atmosphèrel’atmosphère

Hipparcos, l’astrométrie dans l’espace,Hipparcos, l’astrométrie dans l’espace, “précurseur” de Gaia “précurseur” de Gaia

‘Gaia’‘Hipparcos’

Gaia: un nouveau satellite astrométrique

Le but astrométrique de GAIA est de produire un nouveau catalogue d’un milliard d’étoiles avec une précision de 0.1 à 0.001 mas selon la magnitude.Les parallaxes pourront être calculées pour un milliard étoiles avec une bonne précision jusqu’à 10 000 parsec. Contrairement aux catalogues précédents, Gaia ne va pas partir d’un catalogue existant (comme l’ « input catalog INCA» d’Hipparcos ou l’UCAC pour SIM) mais réaliser une astrométrie globale du ciel (ce qui conduira à inverser une matrice un milliard-un milliard…).

La loi de La loi de balayage balayage

du cieldu ciel

(L. Lindegren)

Gaia écliptiqueSun

Spin

FOV2

FOV1

Un balayage régulier du cielUn balayage régulier du ciel

Ciel complet Ciel complet en 6 mois en 6 mois

durée 5 ansdurée 5 ans Balayage Balayage

non non uniforme uniforme

-> écliptique -> écliptique désavantagédésavantagé

ee

Coordonnées écliptiques.

Dans le plan focal: des récepteurs CCDDans le plan focal: des récepteurs CCD

Star motion in 10 s

Total field: - active area: 0.75 deg2

- CCDs: 14 + 62 + 14 + 12 - 4500 x 1966 pixels (TDI) - pixel size = 10 µm x 30 µm

= 59 x 177 mas

Astrometric Field CCDs

Blue P

hotome ter C

CD

s

Sky Mapper CCDs

104.26cm

Red P

hotom

e ter CC

Ds Radial-Velocity

Spectrometer CCDs

Basic Angle

Monitor

Wave Front Sensor

Basic Angle

Monitor

Wave Front Sensor

Sky mapper: - detects all objects to 20 mag - rejects cosmic-ray events - FoV discriminationAstrometry: - total detection noise: 6 e-

Photometry: - two-channel photometer - blue and red CCDsSpectroscopy: - high-resolution spectra - red CCDs

42.3

5cm

Figure courtesy Alex Short

Les principes de “réduction”

Sens de balayage du ciel(plus grande précision dans

le sens de balayage)

Largeur du balayage: 0.7°

1. Chaque objet se retrouve sur plusieurs passages2. l’attitude du satellite est re déterminée3. La position des objets est calculée4. La précision est améliorée5. D’autres balayages se rajoutent au premier6. On itère le processusFigure courtesy Michael Perryman

HipparcosHipparcos GaiaGaia

EpoqueEpoque 1991.251991.25 ≈≈2013.52013.5

RécepteurRécepteur photomètrephotomètre CCDCCD

OuvertureOuverture Ø=0.29mØ=0.29m 1.45x0.5m1.45x0.5m

Catalogue d’entréeCatalogue d’entrée ouioui nonnon

Magnitude limite (V)Magnitude limite (V) 12.512.5 2020

DensitéDensité 3* /3* /degdeg2 2 (TYC2=50)(TYC2=50) 25000 * /25000 * /degdeg

22

Vitesses radialesVitesses radiales nonnon 10km/s (V=16.5)10km/s (V=16.5)

PhotométriePhotométrie 0.015 (V=9)0.015 (V=9) 0.001 (V=15)0.001 (V=15)

AstrométrieAstrométrie 1 mas (V=9)1 mas (V=9)

7 µas (V=10)7 µas (V=10)10-25 µas (V=15)10-25 µas (V=15)300 µas (V=20)300 µas (V=20)(~100-1000 µas (~100-1000 µas

Asteroides) Asteroides)

Des tests de la relativité généraleDes tests de la relativité générale

μ

(F. Mignard)

La déflexion de la lumière près de Jupiter

Cinématique des étoilesCinématique des étoiles Position astrométrique complète (α,δ,π) Position astrométrique complète (α,δ,π)

etet vitesse (μ vitesse (μαα,μ,μδδ et vitesse radiale) et vitesse radiale) Photométrie Photométrie SpectroscopieSpectroscopie

Système de référenceSystème de référence

Gaia: « une vision 3D de l’univers »Gaia: « une vision 3D de l’univers »

Les outils de l’astrométrie: les catalogues d’étoilesLes outils de l’astrométrie: les catalogues d’étoilesDateDate NomNom Nb d’étoilesNb d’étoiles MagMag

limitelimitePrécision Précision masmas

Précision Précision mvts propresmvts propres

Origine Origine

19971997 HipparcosHipparcos 120 000120 000 12.412.4 < 0.78 < 0.78 < 0.88 mas/an< 0.88 mas/an obs. spatialesobs. spatiales

20002000 Tycho 2Tycho 2 2 500 0002 500 000 1616 < 60< 60 < 2.5 mas/an< 2.5 mas/an de Tycho et 143 de Tycho et 143 sourcessources

19981998 USNO A2USNO A2 526 280 881526 280 881

20012001 GSC IIGSC II 19 000 00019 000 000 360360 Plaques SchmidtPlaques Schmidt

20032003 USNO B1USNO B1 1 billion1 billion 2121 200200 Plaques SchmidtPlaques Schmidt

20042004 UCAC 2UCAC 2 48 000 00048 000 000 7.5 7.5 16 16 20 20 70 70 1 1 7 mas/an 7 mas/an scansscans

20042004 Bright Bright starsstars

430 000430 000 < 7.5< 7.5 Hipparcos + Hipparcos + Tycho2Tycho2

20052005 NomadNomad 1 billion1 billion compilation des compilation des meilleures donnéesmeilleures données

20062006 BordeauxBordeaux 2 970 6742 970 674 15.415.4 50 50 70 70 1.51.56 6 mas/anmas/an

+11° > +11° > �� > +18° > +18°

20032003 2MASS2MASS 470 000 000470 000 000 1616 60 60 100 100 Infrarouge KInfrarouge K

20152015 GAIAGAIA 1 billion1 billion 2020 < 0.01 mas< 0.01 mas obs. spatialesobs. spatiales

Les catalogues d’étoilesLes catalogues d’étoiles

eyes télescope spacel

Les buts de l’astrométrie de l’astrométrie

Catalogues d’étoiles et systèmes de référenceCatalogues d’étoiles et systèmes de référence Parallaxe, distance des étoilesParallaxe, distance des étoiles Mouvement propre des étoilesMouvement propre des étoiles Dynamique galactique, groupe localDynamique galactique, groupe local Cosmologie, rotation des galaxiesCosmologie, rotation des galaxies Étoiles doubles, paramètres orbitauxÉtoiles doubles, paramètres orbitaux Mécanique céleste des corps du système solaireMécanique céleste des corps du système solaire

La rotation des galaxiesLa rotation des galaxies

Les étoiles Les étoiles doubles:doubles:

�� du Bouvier du Bouvier

Les buts de l’astrométrie des corps du système solaire

Navigation des sondes spatiales (éphémérides)Navigation des sondes spatiales (éphémérides) Dynamique, stabilité, évolution, échelle du système solaireDynamique, stabilité, évolution, échelle du système solaire Surveillance des astéroïdes géocroiseurs (éphémérides)Surveillance des astéroïdes géocroiseurs (éphémérides) Observations du sol et de l’espace (éphémérides)Observations du sol et de l’espace (éphémérides) Physique des surfaces et de l’intérieur des corps du système Physique des surfaces et de l’intérieur des corps du système

solaire solaire Gravitation et relativité générale (tests)Gravitation et relativité générale (tests) Systèmes de référence dynamiquesSystèmes de référence dynamiques

Planètes extra solaires: vitesses radiales et transitsPlanètes extra solaires: vitesses radiales et transits

Le suivi astrométrique des astéroïdesLe suivi astrométrique des astéroïdes

Le suivi astrométrique des astéroïdesLe suivi astrométrique des astéroïdes

Les géocroiseurs: le radar, une mesure Les géocroiseurs: le radar, une mesure de distancede distance

ToutatisToutatis

Les comètesLes comètes

Les comètesLes comètes

Une astrométrie difficileUne astrométrie difficile

Comète Benett Comète Tempel-1

Les comètesLes comètes

Où est le centre de masse?Où est le centre de masse?

Comète Devico Comète Devico (obs. Pic du Midi)(obs. Pic du Midi)

Les comètesLes comètes

Une Une astrométrie astrométrie précise précise nécessaire pour nécessaire pour retrouver la retrouver la comète après comète après plus de 80 ansplus de 80 ans

Les comètesLes comètes La comète de Halley en 1066La comète de Halley en 1066

Les satellites: Les satellites: connaître la connaître la

physique et la physique et la dynamique de ces dynamique de ces

corps grâce à corps grâce à l’astrométriel’astrométrie

La découverteLa découverte

Les petits satellites près des planètesLes petits satellites près des planètes

Les satellites d’UranusLes satellites d’Uranus

Les systèmes de gros satellitesLes systèmes de gros satellites

Les satellites galiléens de JupiterLes satellites galiléens de Jupiter

Les satellites de SaturneLes satellites de Saturne

Les principaux satellites d’UranusLes principaux satellites d’Uranus

Les satellites « telluriques ou glacés »Les satellites « telluriques ou glacés »

Les buts scientifiques:Les buts scientifiques:

Contraindre la structure interne en mesurant les effets de la dissipation Contraindre la structure interne en mesurant les effets de la dissipation d’énergie par une astrométrie de haute précisiond’énergie par une astrométrie de haute précision

Marées du satellite sur la planète

Marée de la planète sur le satellite

planètesatellite

a, e

a, esatellite

planète

le satellite s’éloignele satellite s’éloigne

le satellite se rapprochele satellite se rapproche

Les gros Les gros satellites de satellites de

JupiterJupiter

IoIo le premier satellite de Jupiter possède des le premier satellite de Jupiter possède des volcans très actifsvolcans très actifs

EuropeEurope, le deuxième , le deuxième satellite de Jupiter est satellite de Jupiter est recouvert d’une recouvert d’une banquise au-dessus banquise au-dessus d’un éventuel océand’un éventuel océan

Les techniques d’observation des corps du système solaireLes techniques d’observation des corps du système solaireTechniqueTechnique PrécisionPrécision ObjetsObjets

Cercle méridienCercle méridien 50 50 100 mas 100 mas mag 6-15mag 6-15 sauf Mercure, sauf Mercure, Venus et MarsVenus et Mars

« Scanning » « Scanning » télescopetélescope

50 50 100 mas 100 mas mag 20mag 20 sauf les planètessauf les planètes

Imagerie dans le Imagerie dans le plan focalplan focal

20 20 2000 mas 2000 mas toustous sauf les planètessauf les planètes

Planètes via leurs Planètes via leurs satellitessatellites

20 20 50 mas 50 mas Mars, planètes Mars, planètes géantesgéantes

seulement Jupiter seulement Jupiter & Saturne& Saturne

AO, IRAO, IR qq mas (relatif)qq mas (relatif) Petits corps prochesPetits corps proches à proximité de la à proximité de la planèteplanète

Phénomènes Phénomènes photométriquesphotométriques

1 1 10 km 10 km (relatif)(relatif)

Astéroïdes et Astéroïdes et satellites naturelssatellites naturels

occultationsoccultations

VLBI et sondes VLBI et sondes spatialesspatiales

2 2 10 mas 10 mas Objets visités par les Objets visités par les sondes spatialessondes spatiales

toustous

RadarRadar 10 10 100 m 100 m Objets passant à Objets passant à proximité de la Terreproximité de la Terre

possible pour les possible pour les satellites galiléenssatellites galiléens

LLRLLR 1 1 3 cm 3 cm La LuneLa Lune

ConclusionConclusion L’astrométrie est une quête sans fin, la précision L’astrométrie est une quête sans fin, la précision

n’ayant pas de limite, faisant apparaître de nouvelles n’ayant pas de limite, faisant apparaître de nouvelles interrogationsinterrogations

L’astrométrie du système solaire nécessite un suivi L’astrométrie du système solaire nécessite un suivi continu non assuré actuellement par les instruments continu non assuré actuellement par les instruments spatiaux, rendant utiles les réseaux de petits spatiaux, rendant utiles les réseaux de petits télescopes au soltélescopes au sol

Les observations du passé doivent être conservées Les observations du passé doivent être conservées (dans le cadre d’ « observatoire virtuel ») afin d’être (dans le cadre d’ « observatoire virtuel ») afin d’être ré-étudiées avec les techniques nouvellesré-étudiées avec les techniques nouvelles