Moyens d'exploration de l'astrophysique

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1 Mercredi 20 janvier 2009 Moyens d'exploration de l'astrophysique François Sibille, Directeur de Recherche CNRS CRAL-Observatoire de Lyon

2 Gamma X UV Infrarouge Radio Le véhicule de l'information sur notre Univers

3 Transmission de l atmosphère Visible Gamma, X, UV IR proche IR lointain Radio Photons de haute énergie Photons de basse énergie L'infrarouge passe mal Les UV, X et sont complètement bloqués L'accès à l'espace affranchit l'observation de ces limitations

4 Galilée découvre beaucoup de choses en avec une toute petite lunette NB ce n'est pas lui qui l'a inventée! (Giambatista della Porta, 1586) Satellites de Jupiter Etoiles dans la Voie lactée etc. Lunette : D ~ 50mm => Gain :(D/D') Œil : D' ~ 5mm 2 = 100! Télescope => Image du ciel (concentration des rayons au foyer) => Collecteur de photons (D) 2

5 Peut on augmenter indéfiniment le diamètre D? Pour collecter plus de photons, bien sur! D'abord un problème de résistance des matériaux : Pouvoir collecteur % D 2 => Masse du miroir % D 3 flexions < l/10 0,05 µm! => Monture + importante => + chère! Puis des problèmes de fabrication : - Temps de refroidissement de la dalle de verre - Temps de polissage

6 Des miroirs de plus en plus minces Palomar : 5 M, 1945 Mais contrôle actif de la surface VLT, ESO 1997 Miroir segmenté projet pour un télescope de 30 M Californie (CELT)

7 Augmenter la surface c'est bien (mais cher!) et si on cessait de gaspiller les photons! ( ) Les progrès des détecteurs de lumière

8 En parallèle : Progrès des détecteurs de lumière nombre de photons détectés Rendement quantique = h = (toujours < 1) nombre de photons incidents multiplier h par 2 multiplier la surface du miroir par 2 Plaque photo Cellule photoélectrique Photomultiplicateur Caméra électronique Caméra TV, Vidicon, Reticon etc h = 5 à 15 % CCD Visible aussi X, UV, IR (apparentés) x100 pixels x2000x2000 pixels (assemblage) h = 80 %

9 Autre progrès ( ) : Maîtriser la turbulence

10 Image d'un objet ponctuel = étoile lointaine Au foyer, ce n'est pas un "point" Théoriquement : tache de diffraction : c'est une tache de diamètre caractéristique : (radian) λ D Longueur d'onde, m Diamètre télescope, m Ex : D = 5m, λ = 0,5µm => = 0,02 " (seconde d'arc) D = 20 cm, λ = 0,5µm => = 0,5 " (seconde d'arc) En pratique : la tache est plus grosse

11 Le problème de la résolution spatiale Séparation = distance angulaire de 2 objets dans le ciel = (radian!) Théoriquement (Diffraction) DANS LE CIEL IMAGE AU FOYER 2 étoiles bien séparées => λ/d (radian) 2 étoiles encore séparées => =λ/d Limite de résolution => = 1 λ/d 2 On ne peut plus distinguer les 2 images

12 Au foyer, l'image d'une étoile n'est pas un "Point"! Image théorique : "Tache d'airy" (Prévue par l'optique) Image obtenue en pratique! (Vous la voyez?)

13 Turbulence atmosphérique => dégradation Vent Etoile Télescope Bulles d'air poussées par le vent température et humidité variables indice de réfraction variable => effet de prisme => trajet optique perturbé Onde plane Atmosphère Onde froissée r 0 = diamètre d'une portion d'onde à peu près plane ( à l/10) Visible : r 0 10 cm (Paramètre de Fried) r 0 caractérise l'état de la turbulence

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15 Poses courtes et poses longues D tel < r 0 Onde plane sur la surface du miroir => tache de diffraction théorique D tel > r 0 Onde froissée sur la surface du miroir => Speckles (Tavelures) Image d'une étoile au foyer d'un grand télescope Pose courte (t pose < 0,1 sec) Pose longue λ/r 0 Speckles λ /D En pose longue : Télescope Résolution théorique Résolution limitée par la turbulence D = 10 cm 1" D = 10 m 0,01" λ/r 0 1" Même performance!

16 Peut on "repasser" l'onde froissée par la turbulence? Principe de l'optique adaptative déformation e e I d 1 -ε A d 2 +ε A' AIA' = d 1 - ε+ d 2 + ε = d J d 1 B d2 B' BJB' = d 1 + d 2 = d Onde déformée incidente Onde déformée réfléchie

17 Peut on "repasser" l'onde froissée par la turbulence? Principe de l'optique adaptative déformation e Déplacement du miroir = ε/2 I d 1 - e+ e/2 J d 1 d2 Onde déformée incidente L'onde plane donnera la résolution limite théorique de la diffraction (l/d)

18 Peut on "repasser" l'onde froissée par la turbulence? Principe de l'optique adaptative déformation e Déplacement du miroir = ε/2 d 1 - e+ e/2 A I AIA' = d d 2 + e/2 1 - e + e/2 + d 2 + ε/2 = d J d 1 B d2 A' B' BJB' = d 1 + d 2 = d Onde déformée incidente Onde réfléchie "repassée" L'onde plane donnera la résolution limite théorique de la diffraction (l/d)

19 étoile de référence Il faut disposer d'une étoile proche de l'objet et pas trop faible (étoile de référence) étoile de référence objet Commande des actuateurs du miroir déformable Onde plane image de l'objet corrigée objet étudié Analyse des défauts de l'image de l'étoile de référence Calcul des e/2 Etoile de référence proche = distance < 10" => Contrainte forte Idée d'une source artificielle (Laser sur couche atmosphérique à 90 km) La qualité du site reste essentielle

20 MACAO : Multi Application Curvature Adaptive Optics file:///d:/arch-fac/conf/vlti%20uo%20janvier%202005/macaopr html MACAO Installé sur chaque UT ESO PR Photo 12a/03 avant recombinaison interférométrique

21 Optique adaptative au VLT 1 UT, Sans AO 1 UT, Avec AO AO => Gain considérable en résolution angulaire

22 Pour aller plus loin en résolution : Télescope Interféromètre

23 Pour augmenter encore la résolution : INTERFEROMETRIE Combiner plusieurs petits télescopes qui travaillent ensemble λ/d devient λ/b B = Base On s approche d un très grand télescope Michelson et Pease 1919 Base= B Radioastronomie B

24 1 télescope de diamètre D λ/d D

25 beaucoup de petits morceaux d un télescope de diamètre D ~ λ/d D

26 Interférométrie : n utiliser qu une partie du miroir D

27 Interférométrie : n utiliser qu une partie du miroir = 2 télescopes séparés D

28 Interféromètre à 2 télescopes : B Frange

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30 Délire Et pour aller encore plus loin : l hyper-télescope 150 télescope de 3 m Sur 150 km de diamètre

31 Télescope spatial à masque de Fresnel Lentille de Fresnel Economiser du verre

32 Télescope spatial à masque de Fresnel Masque de Fresnel f =c 2 /8Nl c = 3m n = 300 zones l = 0,6 mm f = 6,25 km

33 On a des détecteurs presque parfaits On sait corriger la turbulence (NB : donc on a moins besoin du Hubble Space Telescope) Comment progresser? Au sol : Télescopes géants du futur Dans l'espace : Télescopes γ, X, UV, Infrarouge (Transparence de l'atmosphère)

34 Au sol : télescopes géants du futur

35 E-ELT * 42 mètres! * (European-Extremely Large Telescope)

36 MUSE : une nouvelle génération d instruments pour télescopes géants

37 Découper l image en 24 bandes Découper chaque bande en 48 morceaux 1 image 1152 spectres

38 Et on a bien le droit de faire des simulations (pour convaincre les bailleurs de fonds!) VLT Hubble VLT+AO OWL + AO

39 Au sol : Grand télescope pas cher! Miroir liquide y = x 2 xw 2 2g xw 2 g

40 Au sol : Radioastronomie : Astronomie du gaz, des atomes et des molécules Visible Gamma, X, UV IR proche IR lointain Radio

41 Interféromètre de l'iram sur le plateau de Bure

42 Antenne unique (Parkes, Australie) 64 m de diamètre

43 Le monoxyde de carbone dans la galaxie d'andromède

44 ALMA (Atacama Large Millimeter Array ) 66 antennes de 12m de diamètre Réparties sur des bases de 150 m à 15 km Altitude 5100m Démarrage 2012

45 ALMA : Le camion pour déplacer les antennes et reconfigurer le réseau

46 Rayons X : Astronomie des gaz très chauds Visible Gamma, X, UV IR proche IR lointain Radio

47 Astronomie des rayons X : étude du gaz très chaud Exemple : satellite CHANDRA(sekar)

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49 Domaine de l'infrarouge Astronomie de la matière froide Visible Gamma, X, UV IR proche IR lointain Radio

50 Intensité lumineuse Astronomie des objets froids CORPS NOIR - LOI DE PLANCK Visible Infrarouge K 2000 K 800 K 300 K Longeur d'onde (micron)

51 Un petit télescope (60 cm de diamètre!)

52 Enfermé dans un gros vase dewar

53 En salle blanche à l ESTEC

54 Nébuleuse «Trifide» Positif Infrarouge Négatif Visible (H )

55 Double lancement : Télescope HERSCHEL pour l IR lointain µm (ex : FIRST) PLANCK fluctuations du fond cosmologique (ex : COBRA/SAMBA)

56 Points de Lagrange

57 Herschel : spectre des proto-étoiles dans les premiers temps de l Univers

58 Planck : les premières fluctuations

59 ΔT/T = Fluctuation de température / brillance / densité de matière premières évidences de la structuration de la matière

60 Le spectre de «corps noir» du fond cosmologique (WMAP)

61 Le spectre «angulaire» du fond cosmique (WMAP)

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63 GAIA : héritier d hipparcos Observation de 1 million d étoiles (1% de la Galaxie) Position Vitesse radiale Parallaxe Mouvement propre Carte à 3D ~ 200 CCD 150 Go par 24 h

64 Rayons gamma : Astronomie d evénements violents Trous noirs, pulsars, étoiles à neutron etc Un pulsar réorganise son champs magnétique

65 Physique fondamentale dans l espace : MICROSCOPE Qui «pèse» le plus lourd : 1Kilo de plume ou un kilo de plomb? m i = masse inertielle = résistance au changement de vitesse f = m i γ Principe fondamental de la mécanique m g = masse grave = réponse à un champs de gravitation f = G M Terre m g r 2 Gravité (loi de Newton) Actuellement : m i = m g à près On veut atteindre ( sans cryogénie), et même (avec cryogénie)

66 Objet en orbite : Equilibre entre force centrifuge et gravité = chute libre infinie Force centrifuge f = m iv 2 r cercle m i = masse inertielle Gravité (loi de Newton) : p = G M Terre m g r 2 m g = masse grave

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68 S(t) Chute libre force centrifuge pendant 10 5 sec?

69 Délire Concept résolument futuriste : la voile à antimatière! Stock d'antiprotons faisceau d'antiprotons Ejection des résidus de fission Km/sec Couche d'uranium Voile armée en fibres de C Transfert de moment cinétique 1 Kg de combustible fournit une poussée de 1 N pendant 10 6 sec

70 Concept : 135Kg + 30mg d'antiprotons => 250 UA en 10 ans

71 Problème : stockage des antiprotons Confinement dans un champs électrostatique Problème : production des antiprotons 30 mg d'antiprotons = 1, particules production actuelle au Fermilab : particules/an Futur? : 17g => α Centaure en 50 ans