Astrometry: the foundation of Astronomy and Astrophysics

1
D'Hipparcos à GAIA
Catherine TURON DASGAL / UMR 8633 CNRS,
Observatoire de Paris Haut Comité
Scientifique Observatoire de Paris, 28 janvier
2000
2
D'Hipparcos à GAIA ou quand l'astrométrie
globale apporte à l'astrophysique et à la
physique des mesures de distances et de
mouvements si précis et si exacts que de
nombreuses idées en sont changées
Deux missions de l'Agence Spatiale Européenne

• Acceptée par l'ESA en 1980Première mission
  spatiale d'astrométrie
• Lancée par Ariane le 8 Août 1989Pas sur une
  orbite géostationnaire ...
• Des données scientifiques obtenues pendant 37
  mois, de Novembre 1989 à Mars 1993
• Précisions obtenues  1 mas deux fois
  meilleures que les spécifications
• Catalogue publié en juin 1997

• Proposée comme Pierre Angulaire du programme
  Horizon 2000
• Décision attendue pour la Pierre Angulaire n5 en
  Sept. 2000
• Lancement possible en 2009 si P.A. 5Ariane 5,
  lancement double, Orbite L2 Soleil - Terre,
  mission de 5 ans
• Spécifications précision de 10 mas à V 15
• Livre rouge  prospective scientifique
  pré-étude technologique prêtes

3

• Nombre d'objets 118 000
• Magnitude limite V 12.4Complétude 7.3 - 9.0
• Précision astrométrique 1
  - 2 mas
• Des distances à mieux que 10 ? 220 pc
  
  pour 21 000 ?
• Photométrie large bande Hp,
  VT, BT bande moyenne
  non multi-époques ?
• Vitesses radiales non
• Observation systématique non

• gt 1 milliard
• 20 - 21? 20
• 4 mas pour V 1010 mas pour V 15150 mas pour
  V 20
• ? 27 000 pcpour 220 millions d'?
• G, 4 couleurs11 couleurs?
• 1-10 km/s pour V lt 17
• oui

4
Systèmes et repères de référence

• Observations 3 étoiles / degré2 (25 pour
  Tycho) 48 astéroïdes
• Rattachement indirect à l'ICRS via radio-étoiles
  et étoiles proches des radio sources
  extragalactiques (Hubble plaques Schmidt)
• ? rms ? 0.25 mas/an (spin) et 0.6 mas
  (orientation) à l'époque 1991.25
• Comparaison avec le système dynamique via 48
  astéroïdes à ? 1 mas (mas/an)

Observations 25 000 étoiles / degré2 107
quasars Réalisation directe de l'ICRS dans le
visible par l'observation de gt 200 000 quasars
bien identifiés par les mesures astrométriques et
photométriques, avec z lt 2.2 et ?b? gt 20 ? spin
résiduel lt 0.4 mas/an (même avec une contribution
de 100 mas/an à l'erreur standard par objet et
par composante du mouvement propre venant de
l'instabilité des quasars) Matérialisation du
système dynamique par ? 106 objets du système
solaire? rms ? 1 mas/an
5
Système solaire

• Observations V lt 13, ? lt ? 1 " 48 astéroïdes
  5 satellites (Europe, Titan, Japet  Ganymède,
  Callisto), Uranus et Neptune
• Orbites améliorées test des éphémérides DE xxx et
  des théories analytiquesMasse pour un astéroïde

Sol IRAS Masses pour une dizaine
d'astéroïdes, peu précises
Diamètres de ? 2000 objets (mais problèmes de
biais) ? 60 000 objets connus
Observations systématiques pour V lt 20, vitesse
lt 40 mas/s, de Vénus à la ceinture de Kuiper
(0.7 à 30 u.a.) 105 à 106 astéroïdes
(majorité de nouveaux) Masses précises pour gt une
centaine d'astéroïdes Diamètre de ? 3000
astéroïdes forme des plus grosDétection de
satellites d'astéroïdes, d'astéroïdes
binaires Données de base pour l'étude de
l'origine et de l'évolution du système
solaire Recensement mouvements des étoiles du
voisinage solaire ? ? perturbations du nuage
de Oort ?
6
Naines brunes et systèmes planétaires
extra-solaires

• Détection astrométrique  difficile pour des
  masses lt 0.08 M?Naines brunes  sur 11
  compagnons candidats naines brunes, 7 stellaires
  ? désert de compagnons
  naines brunes entre 10 et 80 MJ ?Planètes 
  Limite supérieure de la masse ? 7-22 MJ pour 47
  UMa, 38-65 MJ pour 70 VirTransits de HD 209458
  détermination 20 fois plus précise de la période

Naines brunes isolées  recensement complet ? 100
pc, les plus jeunes ? 1 kpcNaines brunes dans
des systèmes  distribution des masses, P de 1 -
30 années Planètes Détection astrométrique de
Jupiters  systématique autour des étoiles lt 50
pc, avec des périodes de 1.5 à 9
annéespartielle jusqu'à 2-300 pc, l'intervalle
de périodes décroissant avec la
distanceParamètres orbitaux à mieux que 30 pour
au moins 50 des planètes Détection photométrique
des transits  efficacité indépendante de la
distance, 60 à 300 mesures par étoile,
échantillonnage irrégulier, précision par transit
mieux que 0.005 mag pour V lt 14, 0.01 pour V
18, 0.05 pour V 20
Perryman, Lindegren, Arenou et al. 1996 
Halbwachs, Arenou et al. 2000  Robichon Arenou
2000  Haywood 1999
7
Systèmes planétaires extra-solairesdétection
astrométrique
1 mas
1 mas
Figures  courtesy F. Mignard
8
Transit de la planète de HD 209458
Planète de masse 0.63 MJ à 0.045 u.a.Photométrie
Hipparcos ? P 3.524739 0.000014 jours,
décroissance du flux  2.3 0.4
Robichon et Arenou, AA, 2000
9
Calibration des luminosités

• Contribution de l'erreur sur p à l'erreur sur Mv
  pour V 10, et 100 pc 0.3 mag
• sp / p lt 10 jusqu'à 220 pc, pour 21
  000 ?
• les classes de luminosité sont à redéfinir
  complètement
• les distances spectroscopiques sol sont
  systématiquement sous-estimées
• calibration des luminosités de nombreux types
  d'étoiles

• Contribution de l'erreur sur p à l'erreur sur Mv
  pour V 10, et 100 pc 0.001 mag
• sp / p lt 10 possible jusqu'à 27 kpc,
  pour 220
  millions d'?Toutes Mv et tous types spectraux
• Toutes populations, y compris bulbe, halo, disque
  épais, bras spiraux et ? brillantes du LMC

Gómez et al. 1997
10
Calibration des luminosités

• Etoiles observées avec sp / p 10
• Zones sans absorption
• MV Type Vlimite dlimite limite
• mag pc
• - 5 O V 12.2 27 000 B0-G0 Ib
  Ia Ia0
• 0 A0 V 15.0 10 000 K3 III 15.2 11 000
• 5 G5 V 17.6 3300
• 10 M2 V 20.3 1150 DB 19.7 870
• 15 M7 V 22.5 320 15 DG 21.3 180
• 17 M8 V 23.1 170
• 20 naines 24.5 80 brunes

par la distance
par G 21
11
Physique stellaire (1) structure fine du
diagramme HR

• Structure fine du diagramme HRposition de la
  ZAMS en fonction de la métallicité  les
  épaisseurs des séquences théoriques sont en
  accord avec les observations, mais il y a un
  décalage. Effet de la diffusion microscopique ??

Pour la première fois, on peut placer des
séquences d'amas ouverts de métallicités
différentes dans le diagramme HR, et les comparer
à des ZAMS théoriques sans hypothèse a
priori.Fe/H 0.17 pour Praesepe, -0.05 pour
Coma, -0.11 pour les Pléiades ? montre qu'il
faudrait des mesures de métallicité plus
nombreuses et plus précises
12
Physique stellaire (2) détermination des âges
Distance et âge des amas globulaires par
ajustement sur la séquence de sous-naines de même
métallicité ? âge des plus vieux amas 12-14 x
109 années
sous-nainesHipparcossimplesdoubles
M92

• Hyades  comparaison avec isochrones théoriques
  calculées pour Fe/H 0.14
• ? âge 625 50 x 106 années Y 0.26
  0.02

13
Physique stellaire (3)

• Naines blanchesConfirmation de la relation
  théorique entre la masse et le rayon des naines
  blanches
• Etoiles naines A à F Les étoiles naines A à F
  variables (par exemple les d Scuti de population
  I ou II), ou avec des abondances particulières
  (Ap, Am), sont dans la même région du diagramme
  HR que les naines A à F normales

Sol
Hipparcos
14
Physique, formation et évolution des étoiles

• Détermination de paramètres fondamentaux
• luminosité absolue, diamètre linéaire pour tous
  types spectraux
• masses, transfert de masse, perte de
  masse et
• Teff , abondances classes de luminosité
• Structure fine du diagramme HR
• position et forme de toutes les séquences selon
  abondances, v sin i, activité, etc.
• position et taille de la zone dinstabilité
• détection et caractérisation des phases
  d'évolution les plus rapides
• Confrontation avec les modèles (structure interne
  et évolution stellaire)
• position des séquences --gt âge ( 10)
• position de la séquence principale
  Fe/H --gt abondance en Hélium
• pente de la séquence principale --gt longueur
  de mélange
• étoiles variables trajets évolutifs
  sismologie --gt taille du cœur convectif
• Formation stellaire
• dynamique des régions de formation
• fonctions de luminosité et de masse des étoiles
  pré-séquence principale

15
La Galaxie  cinématique, dynamique, milieu
interstellaire

• Fonction de luminosité dans un rayon de 20 pc,
  les distances Hipparcos ont montré que le nombre
  d'étoiles était surestimé (d'un facteur 2 pour
  les géantes) ? densité de masse en étoiles 0.039
  M? /pc3 (0.045 M? /pc3 Wielen et al. 1983)
• Distribution en métallicité des naines froides
  proches  peu d'étoiles déficientes (compatible
  avec disque épais), et beaucoup d'étoiles avec
  Fe/H gt 0.2.
• Pas de masse manquante dans le disque
• Structure de la bulle locale

Dispersion des vitesse km/s
25
Dispersions de vitesse des étoiles du
disquevariation avec l'âge  pas d'évolution
cinématique du disque au-delà de 4-5 109
ans Populations parmi les étoiles chaudes à
grande vitesse Amas, groupes, associations,
ceinture de Gould
15
âge
3
7
Gyr
5
Gómez et al. 1997, Haywood et al. 1997, Palasi
1997, Robichon et al. 1997, Pham 1998, Sabas
1998, Gómez et al. 1998, Perryman et al. 1998,
Royer 1999, Meillon 1999, Sfeir et al. 1999
16
Milieu interstellaire

• Les contours représentent les courbes dégale
  largeur équivalente de la raie interstellaire du
  Na I.
• La bulle est resserrée dans le plan galactique,
  et sétire de part et dautre du plan, son axe
  est perpendiculaire à la Ceinture de Gould.
• Lintérieur de la bulle est rempli de gaz ténu
  et chaud, les parois sont constituées de gaz
  dense et froid.
• Intérieur  Te 106 K, parois  Te 103 K
• Sfeir, Lallement, Crifo Welsh, 1999, AA 346,
  785
• Observations réalisées principalement au T152 de
  lOHP)

Contours de la bulle locale de milieu
interstellaire entourant le Soleil,dans le plan
méridien
17
La Galaxie  structure, dynamique, historique
Le voisinage du Soleilinventaire complet de
tous les objets présents dans une sphère de 80 à
100 pc distances à mieux que 10 , même pour
les plus faibles, beaucoup mieux pour les
autresdétection de la présence de compagnons de
toutes sortesprécision d'Hipparcos dans 25 pc
jusqu'à 10 kpc pour V 15, 4 kpc pour V
18données photométriques et spectroscopiques
complémentaires Observation de toutes les
populations d étoiles, dans toutes les parties
de Galaxie (disque (plat, mince, épais, bras
spiraux, Ceinture de Gould, warp, amas ouverts,
associations), bulbe (barre, bulbe, reliquat
d une rencontre ?), halo (étoiles, amas
globulaires, galaxies naines sphéroïdales) 6
composantes de l'espace des phases
spectrophotométrie ? caractérisation de toutes
les populations Orbites ? distribution de la
masse dans les différentes parties de la
Galaxie Distribution spatiale mouvements ?
zones de formation d'étoiles, signatures de
rencontres ? Distribution en âge ? évolution
du taux de formation dans différentes parties de
la Galaxie Distribution des abondances chimiques
? évolution chimique de la Galaxie
? Formation et
évolution de la Galaxie
18
Les Hyades vues par les parallaxes
Gaia
sol
Hipparcos
19
Les bras spiraux vus par GaiaSurvey synthétique
de 50 000 étoiles OB

• distances photométriques distances Gaia
• Drimmel, Smart Lattanzi, 1997

20
La Galaxie vue par Gaia
21
Hors de la Galaxie  observations d'étoiles
individuelles

• Echelle des distances  calibration des
  magnitudes absolues des étalons
  (Céphéides, RR Lyrae,
  sous-naines) ? distances sol sous-évaluées,
  mais encore beaucoup d'incertitude sur la
  distance résultante du Grand Nuage de Magellan
  ? constante de Hubble plus petite Paturel et al.
  1998, Theureau 1998, Luri et al. 1999
• ? 50 étoiles observées dans les Nuages de
  Magellan ? mouvement propre des Nuages

Echelle des distances  calibration des
magnitudes absolues de tous les étalons, des
effets de couleurs et de métallicité
détermination directe de distances individuelles
pour les étoiles les plus brillantes des
galaxies voisines? distances moyennes de
diverses zones de celles-ci avec sp/p lt 1
pour Sagittarius, lt 1 à 5 pour LMC, lt 2 à 8
pour SMC Nuages de Magellan  quelques millions
détoiles observables Autres galaxies du Groupe
Local  discrimination d'avec les ? de la
Galaxie, cinématique (warps, parallaxes de
rotation), dynamique du Groupe Local
22
Galaxies extérieures
? Survey photométrique de gt 106 galaxies
séparation étoile / galaxie par la parallaxe,
le mouvement propre, la photométrie résolution
spatiale 0.35 " ? détection de 100 000
supernovae, jusqu'à 500 Mpc (z 0.1) ?
structure photométrique des régions centrales de
quelques 104 galaxies ? 5 106 quasars jusqu'à
I 20, latitudes hautes et intermédiaires
photométrie multi-couleur, redshifts à dz
0.01 ou mieux, jusqu'à z 5 ? noyaux actifs de
galaxies variations de luminosité et mouvements
du photocentre
23
Physique fondamentale  relativité générale

• Déflexion des rayons lumineux par le Soleil
  (angle minimum au Soleil 47) ? paramètre g
  1 3 x 10-3

Déflexion des rayons lumineux par le Soleil et
les plus grosses planètes (plus d'observations,
beaucoup plus précises, angle minimum au Soleil
35) ? paramètre g à 5 x 10-7 (?g - 1? ?
10-7 à 10-5 selon les théories) Facteur de
précession du périhélie des astéroïdes à 10-4 à
10-5 Moment quadrupolaire du Soleil J2 à 10-7
- 10-8 Variation séculaire de la constante de la
gravitation à 10-12 - 10-13 année-1(recensement
des naines blanches les plus faibles)
24
Les différentes missions d'astrométrie
spatiale(acceptées ou en phase de définition)

• Mission Agence Lancement Nombre Magnitude
  Précision Photométrie
  Vr d'étoiles limite
• (mas) pour mag
• Hipparcos ESA 1989 118 000 12.4 1 10 3
  bandes -
• DIVA D 2003 30 106 15 0.2 8 1
  bande - 5 15 spectrophot.
• FAME USNO 2004 40 106 15 0.050 9
  4 bandes - NASA 0.5 15 (Sloan)
• SIM NASA 2005 20 000 20 0.001-4 20 1
  bande -
• GAIA ESA 2009 gt 109 20 0.003 12 11
  bandes ? 0.010 15 0.200 20

25
Distances maximales atteintes avec sp / p lt 1 et
10 Hipparcos, Fame, Gaia
26
Participation de l'Observatoire de Paris

• Programme d'observation  coordination et
  production des versions successives. Phase
  finale de la réduction astrométrique pour les
  étoiles simplesParticipation à la production du
  Catalogue et à la documentationConception et
  réalisation de Celestia 2000Mesures de vitesses
  radiales complémentaires au sol
• ? 20 des 1740 publications Hipparcos, dans de
  nombreux domaines  systèmes de référence et
  système solaire, physique des intérieurs
  stellaire et évolution, amas ouverts, âge des
  amas globulaires, calibration des luminosités,
  structure fine du diagramme HR, cinématique et
  dynamique galactique, milieu interstellaire,
  échelle des distances, planètes extra-solaires,
• Départements concernés  Dasgal, IMC, Arpèges,
  Despa

Prospective scientifique dans de nombreux
domainesAlgorithmes de détection à
bordSimulations d'observations (champs
encombrés, amas globulaires, astéroïdes)Simulatio
ns des observations spectroscopiques ? 20
communications à des colloques internationaux
publiées Départements concernés  Dasgal, IMC,
Despa