Le Blog de Petrovsk

Passa Païs (Mazamet - Courniou)

Lionel — Fri, 10 May 2013 10:35:00 +0200

La Passa Païs est la Voie Verte du Haut-Languedoc, s'étirant de Mazamet, dans le Tarn, jusqu'à Mons-la-Trivalle, dans l'Hérault.
Devant sa longueur (59 km) j'ai décidé de la réaliser en deux parties, chacune commençant à une extrémité et aboutissant à Courniou.

Le revêtement est roulant, les intersections bien signalées et relativement protégées, le profil progressif est celui d'une voie ferrée, avec toutefois quelques accidents. La piste est plus dégradée à l'approche du Tunnel de Fenille, qui est éclairé et finement goudronné sur ses 810 mètres. Attention toutefois aux chutes d'eau dans la pénombre après les épisodes pluvieux ! L'autre tunnel, près de Labastide-Rouairoux, n'est pas éclairé mais juste assez court pour se passer de lumière.

Corniches de la Dourbie (VTT Millau n°2)

Lionel — Wed, 08 May 2013 11:40:00 +0200

Circuit n°2 de la base VTT Millau Grands Causses.
Après un début de circuit assez flou dans les pâturages, l'itinéraire alterne pistes et sentiers en bouissières, jusqu'à un retour assez roulant le long du camp du Larzac. Pas de grandes difficultés à signaler à part une exigence physique certaine. Certains passages sont toutefois assez techniques, mais sans plus, un petit poussage est à signaler après Saint-Sauveur pour remonter sur le plateau.

Prades - Col de Jau

Lionel — Mon, 06 May 2013 14:00:00 +0200

Aller-retour le plus évident entre Prades et le col de Jau.

Prades - Sournia - Tarerach

Lionel — Tue, 23 Apr 2013 13:20:00 +0200

Boucle routière depuis Prades passant par Catllar, Campoussy, Sournia, Tarerach, Marcevol et Arboussols. C'est la version en sens inverse de cet itinéraire.

Les Bordes par le Castellas (VTT Fenouillèdes n°9)

Lionel — Mon, 22 Apr 2013 16:10:00 +0200

Départ à Rasiguères. La montée vers le plateau est progressive mais parfois assez rude, c'est le prix à payer pour une belle et longue descente vers le point de départ.

Le dernier bastion cathare (VTT Fenouillèdes n°7)

Lionel — Mon, 22 Apr 2013 14:10:00 +0200

Départ du centre sportif de Maury. Après avoir traversé une partie de vignoble, la piste gagne la garrigue sous le château de Quéribus pour longer les parois calcaires. L'itinéraire redescend ensuite sur la vallée par une piste caillouteuse et un dernier raidillon avant de traverser le village.
Circuit techniquement facile mais assez éprouvant physiquement.

Les Quatre Cols

Lionel — Thu, 18 Apr 2013 13:35:00 +0200

Ce tracé est un simple aller-retour entre Prades et Escaro, en passant par le col de Millères (entre Taurinya et Fillols), le col St Eusèbe (entre Fillols et Vernet), le col de Vernet (entre Vernet et Sahorre) et le col de Fins (entre Sahorre et Escaro).

Les abords de St Martin (VTT Fenouillèdes n°3)

Lionel — Wed, 10 Apr 2013 16:25:00 +0200

Je suis parti de la coopérative de St Martin. La piste en crête est assez caillouteuse et la remontée le long de la rivière coupe un peu les jambes, mais cela reste facile et sans difficultés notables.

La vallée de la Boulzane (VTT Fenouillèdes n°8)

Lionel — Wed, 10 Apr 2013 14:45:00 +0200

J'ai commencé ce circuit depuis Notre-Dame de Laval plutôt que du camping de Castel-Fizel, cela le raccourcit d'environ 2 km. Seules les deux portions en monotrace demandent un minimum de technique, le reste est assez facile. Le balisage est parfois assez peu présent.

Astrométrie spatiale (4) : Jasmine

Lionel — Sat, 23 Mar 2013 17:06:00 +0100

Le Japon a mis en place un programme d’astrométrie spatiale, JASMINE (Japan Astrometry Satellite Mission for INfrared Exploration), original dans sa mise en œuvre progressive : dans un premier temps un micro-satellite, Nano-JASMINE s’appuyant sur les techniques de la mission Hipparcos, permettra de former les équipes et valider le matériel en observant tout le ciel. Il sera suivi par Small-JASMINE, un peu plus grand et testant l’architecture et les méthodes d’observation de JASMINE, mission finale supportée par un satellite de taille moyenne, axée sur l’étude du bulbe galactique. Le choix de l’observation infrarouge s’explique par la présence de poussières dans le disque de la Galaxie, opaques dans le visible mais relativement transparentes en infrarouge.

Cet article fait partie de la série “Astrométrie spatiale” :
1 - Généralités | 2 - Hipparcos | 3 - Gaia | 4 - Jasmine

Nano-JASMINE

Objectifs

Nano-JASMINE est un démonstrateur technologique concernant la réalisation d’un télescope de précision, d’un contrôle d’attitude de satellite précis à 1 seconde d’arc, d’un contrôle de température à 0,1 K, le tout accompagné d’un simulateur destiné à la conception des trois missions, contenant un modèle de la Galaxie et un modèle du satellite. Ce simulateur permet de réaliser des simulations d’un bout à l’autre (end to end) de la chaîne de traitement des données. Nano-JASMINE permet l’examen des calculs à bord à réutiliser dans Small-JASMINE et JASMINE : extraction des images stellaires et utilisation des extractions pour le contrôle d’attitude du satellite.
Du point de vue scientifique, Nano-JASMINE doit cartographier en 3D et obtenir le mouvement propre d’étoiles à une précision de 1 mas (milli-arcseconde), ainsi que les parallaxes à environ 3 mas pour des étoiles de magnitude 7,5. Nano-JASMINE opèrera en infrarouge dans la bande Zw (0,6~1 µm).
Cette précision identique à Hipparcos permettra de mettre à jour le catalogue Hipparcos, notamment les étoiles dont la précision était médiocre. En observant 150000 à 200000 étoiles de magnitude inférieure à 7,5, Nano-JASMINE obtiendra des mouvements propres d’une grande précision une fois ces mesures combinées avec celles d’Hipparcos, 25 ans après. Cette combinaison de catalogues permettra aussi de déterminer les orbites de binaires à longue période (10~40 ans). Pour rester du côté de l’ESA, Nano-JASMINE obtiendra les 5000 étoiles les plus brillantes (de magnitude inférieure à 6) saturant les détecteurs de Gaia. Au final, Nano-JASMINE devrait permettre des avancées dans la compréhension de la dynamique de la Galaxie, l’évolution stellaire, les exoplanètes et l’échelle des distances extragalactiques.

Lancement et orbite

Nano-JASMINE doit être lancé entre novembre 2013 et mars 2014, depuis le centre spatial Alcantara au Brésil par une fusée ukrainienne Cyclone–4, pour deux à trois ans d’opérations sur une orbite héliosynchrone à 800 km d’altitude.

Le satellite

Nano-JASMINE est un démonstrateur destiné à vérifier les opérations et techniques à retenir pour les deux missions suivantes. Un nano-satellite est plus facile à lancer (il utilise l’espace vide du lanceur), peu coûteux à développer, dans le cas de Nano-JASMINE la base a déjà été utilisée pour Cube-Sat.

Structure

Nano-JASMINE prend la forme d’un cube de 50 cm de côté, pesant environ 35 kg. Le satellite est issu d’un partenariat entre l’ISSL (Intelligent Space Systems Laboratory) de l’Université de Tokyo, en charge des systèmes de service, et du NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) s’occupant du télescope et de l’instrument. La charge utile est composée d’un télescope, un CCD, un contrôleur de CCD, un extracteur d’image stellaire et un processeur de contrôle de mission. Les systèmes de service comprennent des capteurs renseignant sur l’attitude du satellite, des actuateurs la modifiant, des systèmes de communication et électriques. Les sous-systèmes du satellite sont reliés par un bus de données CAN (Controller Area Network) développé par l’industrie automobile.
L’attitude du satellite est contrôlée à 0,05° et stabilisée à mieux que 740 mas sur 8,8 sec en observation. Ce contrôle d’attitude est multiple : capteur d’étoiles (star tracker), gyroscope à fibre optique, gyroscope micro-mécanique, capteurs solaires, capteurs magnétiques, images stellaires obtenues par le CCD. L’actuation du satellite est réalisée par des roues de réaction et des coupleurs magnétiques, utilisant le champ magnétique terrestre.
Le CCD est maintenu à moins de - 50°C, la température devant être stable à 0,1° près pendant 100 mn. Ce contrôle thermique est obtenu à l’aide d’une isolation multicouche et de radiateurs ne pointant pas vers le Soleil ni la Terre.
L’ordinateur de bord se charge du contrôle des instruments, de l’attitude stabilisée selon les trois axes, de la télémétrie et de l’extraction des images stellaires des données brutes.
La télémétrie a un débit de 100 kbps pour les données scientifiques, 10 kbps pour le contrôle du satellite. La transmission au sol se fait au Japon, le stockage à bord est réalisé sur une carte SD de 2 Go.
Nano-JASMINE est équipé d’un récepteur GPS pour déterminer l’orbite et dater les observations.

Principe d’observation

Le satellite observe selon le même principe qu’Hipparcos et Gaia. Deux champs de vue séparés de 99,5° sont réunis sur le plan focal par un miroir combineur, où se trouve un CCD dont la lecture est synchronisée avec la rotation du satellite.
Les observations sur des rotations successives du satellite sont liées par l’angle de base entre les deux champs de vue. Au fil des observations, les mesures créent un réseau devenant de plus en plus “rigide”. La période de rotation du satellite est de 100 mn, selon un angle de 45° avec le Soleil, avec une précession d’une période de deux mois. L’attitude du satellite est déterminée en trois étapes :

Capteurs magnétiques et coupleur magnétique.
Gyromètre à fibre optique, Star Tracker et roues de réaction.
La sortie du CCD indique au final l’erreur sur l’attitude.

La quantité de données en sortie du CCD est trop importante pour l’ordinateur de bord et encore plus pour l’envoi au sol. D’où l’utilisation d’un extracteur d’image stellaire, le Star Image Extractor (SIE) ne conservant que quelques pixels autour des étoiles et les coordonnées du centroïde de l’image sur le CCD. Le SIE a deux fonctions : extraire les données stellaires des données brutes et fournir des données pour le contrôle d’attitude du satellite. Les données envoyées au sol comprennent les images d’étoile de 9x5 pixels, la date du transit et la coordonnée transversale sur le CCD. Les images extraites peuvent passer de 9x5 à 27x15 pixels pour la mesure d’étoiles plus brillantes que mag. 4,3 saturant les pixels centraux.
La dégradation des images par les radiations au fil de la mission est contrée par la mise en œuvre d’un modèle de correction des centroïdes des images stellaires.
L’analyse des données fera à l’aide des algorithmes AGIS développés pour Gaia. Nano-JASMINE, s’il est lancé assez tôt, servira de test pour la réduction des données de Gaia.
La détermination des paramètres astrométriques se fait en résolvant les équations d’observation. En ajoutant les équations d’Hipparcos à celles de Nano-JASMINE, la précision est augmentée.

L’instrument

Le télescope est de type Ritchey-Chrétien de 1,67 m de focale pour 5 cm d’ouverture (f/33), les miroirs M1 et M2 sont hyperboliques, tandis que le miroir combineur, les miroirs M3, M4 et M5 sont plats.
Les miroirs ont été usinés sans polissage, tout en aluminium, revêtus d’or, avec une erreur de front d’onde de λ/14. L’aluminium n’est pas assez rigide pour être utilisé en grande taille, mais le télescope étant tout en aluminium (miroirs et structure), la dilatation est identique pour toutes les pièces. La focalisation se fait par le mouvement du miroir secondaire. La focale a été choisie de sorte que la tache d’Airy soit étalée sur trois photosites sur le CCD.

Le télescope de Nano-JASMINE

Sur le plan focal se trouve un CCD de 15x15 mm, offrant 1000x1000 pixels de 15x15 μm. Le champ de vue étant de 0,5°x0,5°, l’échantillonnage est de 1,76“x1,76” par pixel. Le CCD est traversé par les objets en 8,2 secondes.
L’utilisation d’un CCD permet d’obtenir la même précision qu’Hipparcos avec un satellite et un télescope beaucoup plus petits.
La distribution des photons (photo-électrons) sur un ensemble de pixels permet de déterminer la position de l’image de l’étoile (centroïde) à une précision de 1/300 pixel. Le calcul du centroïde se base sur les travaux du groupe scientifique réalisant les études du projet FAME, maintenant annulé.

Les catalogues

Les étoiles de magnitude inférieure à 7,5 sont estimées à 200000, 1500000 à magnitude 10. La limite finale dépendra de la capacité de la télémétrie à transmettre les données, ce qui dépend de la définition de l’orbite finale.
Catalogue Nano-JASMINE sur tout le ciel :

	mag. 7,5	mag. 9
Étoiles	200000	520000
Positions	2~3 mas	3~4 mas
Parallaxes	3~4 mas	4~5 mas
Parallaxes combinées avec Hipparcos	~0,75 mas	~1,2 mas
Mouvements propres	2~4 mas/an	3~6 mas/an
Mouvements propres combinés avec Hipparcos	~0,1 mas/an	~0,2 mas/an

N.B.: mas = milli-arcseconde

Premier catalogue publié vers 2015 : mouvements propres ~0,2 mas/an@mag. 7,5 ; ~0,3 mas/an@mag. 9 en combinant entre six mois et un an de données Nano-JASMINE avec les données Hipparcos.
Deuxième catalogue publié vers 2016–2017, avec une meilleure précision du fait du plus grand nombre d’observations.

Small-JASMINE et JASMINE

Le design préliminaire était très proche de Gaia (télescope à trois miroirs, orbite, pare-soleil…), mais se différenciait par une précession autour du pôle galactique et l’observation d’une bande de 7° centrée sur le plan galactique. Les discussions avec des scientifiques de l’observatoire naval américain (USNO) et des membres des équipes Gaia et Hipparcos, ont conduit à une révision du projet abandonnant le principe de balayage cher à Hipparcos, Gaia et Nano-JASMINE. Les satellites n’observeront qu’une région à la fois, selon la méthode frames-link (combinaison de blocs). La densité en étoiles dans le bulbe galactique est telle qu’il n’y a pas besoin de la méthode de balayage et combinaison de faisceaux, la méthode de combinaison de blocs suffit :

Chaque champ est observé 16 fois pendant 7 sec. L’ensemble de ces 16 images forme un small-frame sur lequel les étoiles se voient attribuer des fenêtres de 5x5 pixels pour analyse.
Le télescope se déplace en 30 sec vers le champ suivant en conservant un recouvrement d’environ 50% avec le champ précédent. En environ 45 mn, la zone d’observation autour du centre galactique est couverte par 16 small-frames. Ces 16 images sont assemblées (comme pour un montage panoramique) à l’aide de quelques 2000 étoiles de magnitude inférieure à 11 dans chaque zone de recouvrement pour former un large-frame.
L’ensemble des deux étapes précédentes est répété le long des deux ans et demi de la mission, obtenant ainsi autour de 9000 large-frames. C’est sur l’ensemble de ces large-frames que sont mesurés les paramètres astrométriques, à partir d’étoiles de calibrage mesurées par Gaia ou le réseau VERA de radio-télescopes.

Le rayonnement infrarouge traversant la poussière interstellaire dans le plan galactique rend l’ensemble des missions JASMINE complémentaire de Gaia. Small-JASMINE observera quelques milliers d’étoiles là où Gaia n’en observera que quelques unes. JASMINE observera quelques millions d’étoiles là où Gaia n’en observera qu’environ 400.
La précision des données Hipparcos n’est pas assez bonne pour étudier la Galaxie dans son ensemble. Passer la précision de 1 mas à 10 µas (micro-arcseconde) est nécessaire pour étudier le bulbe, le halo et la structure du disque interne jusqu’à 10 kiloparsecs (pour une précision de 10%).

Zones d'observation de Small-JASMINE et JASMINE

Small-JASMINE

Small-JASMINE est un petit satellite (400 kg) qui se concentrera sur le centre de la Galaxie dans la bande Hw (1,1~1,7 μm) pour une magnitude Hw ≤ 11,5. Il sera lancé par un lanceur japonais en développement sur une orbite héliosynchrone (550 km) vers 2017 pour une mission de 3 ans. Il doit observer une région de 3°x3° proche du centre galactique, et quelques autres cibles intéressantes comme des binaires à rayons X.
Le télescope à champ unique est de type Korsch modifié à trois miroirs asphériques et quatre miroirs plats, de 30 cm d’ouverture et 3,9m de focale. Le capteur devrait comporter 4000x4000 pixels de 10 µm lus en une fois, pour un champ couvert de 0,6°x0,6°.

Deux schémas du télescope de Small-JASMINE

La précision attendue serait de 8~40 µas@Hw < mag. 11,5 pour les positions, 10~70 µas@Hw < mag. 11,5 pour les parallaxes et 10~70 µas/an@Hw < mag. 11,5 sur les mouvements propres.

Les objectifs scientifiques sont de clarifier le modèle de formation du bulbe galactique, l’historique des formations d’étoiles près du centre de la Galaxie et l’évolution du trou noir central, par l’observation de quelques dizaines de milliers d’objets. Les domaines de recherche sont les suivants :

Origine et évolution du bulbe galactique
Astrophysique autour du centre galactique
Objets célestes compacts : binaires à rayons X
Exoplanètes
Lentilles gravitationnelles
Physique stellaire, formation des étoiles

L’équipe JASMINE doit collaborer avec le projet APOGEE d’observation de la Galaxie, pour une publication vers 2021.

JASMINE

JASMINE est une extension de Small-JASMINE, et observera le bulbe galactique sur une zone de 20°x10°, avec les mêmes objectifs. C’est un satellite de taille moyenne (1500 kg) qui travaillera sur la bande Kw (1,5–2,5 μm). Son lancement interviendrait dans la première moitié des années 2020, pour des opérations sur une orbite de Lissajous autour de L2 (comme Gaia), sur une durée de six ans.
Le design actuel prévoit un télescope à champ unique de type Korsch modifié (3 miroirs), de 85 cm d’ouverture et 25,5 m de focale, couvrant un champ de 0,62°x0,62°. Au plan focal se trouverait un capteur constitué de 9x9 CCD de 3x3 cm, comptant 2000x2000 pixels et utilisant un temps d’intégration (temps de pose) de 19 secondes. Comme pour Gaia, la déformation des instruments est surveillée par un interféromètre laser.
La précision attendue est ici de 10 μas@Kw≤11 pour les positions et parallaxes, 4 μas/an pour les mouvements propres.
Sur une cinquantaine de quasars candidats, 3 à 5 seraient observables par JASMINE sur sa zone, ce qui permettra de rapporter les mesures d’étoiles directement dans le système de référence ICRS.

Le télescope de JASMINE

Sources

Nano-JASMINE sur Wikipédia (en anglais)
JASMINE sur Scholarpedia (en anglais)
Site officiel des missions (en anglais)
Nano-JASMINE à l’Université de Tokyo (en anglais)
Présentations Jasmine à l’Union Astronomique Internationale (en anglais)
Comptes-rendus de l’Union Astronomique Internationale (en anglais)
Nano-JASMINE sur eoPortal (en anglais)

Autres projets astrométriques

OBSS de l’Observatoire Naval américain (USNO) et son démonstrateur JMAPS, projet annulé (en anglais)
SIM, projet annulé (en anglais)
DIVA, projet annulé (en anglais)
FAME, projet annulé (en anglais)
OSIRIS, projet astrométrique russe (en anglais)

Images © JASMINE Team.

Liaisons Pyrénées 2000 - Refuge de la Calma

Lionel — Thu, 21 Mar 2013 09:15:00 +0100

Sentiers de liaison 14, 15, 16 et 17 de la station de Font-Romeu-Pyrénées 2000.
Ce sont des sentiers nordiques damés, seul un fort raidillon après les pistes de la Calma complique la progression, fort agréable si le temps est dégagé.

La Fontaine (Capcir n°16)

Lionel — Mon, 11 Mar 2013 10:00:00 +0100

Sentier nordique damé n°16 de l'Espace Nordique du Capcir, parcouru sans raquettes.
Départ depuis le parking de la Lladure, entre Formiguères et Les Angles, à l'entrée de la forêt de la Matte.
Le sentier nous conduit d'abord sur les hauteurs de Formiguères au niveau du camping, puis rejoint le pied des pistes de la station de Formiguères à travers la forêt. La distance compense le dénivelé pour une promenade longue mais assez facile.

Lac d'Aude

Lionel — Fri, 08 Mar 2013 09:00:00 +0100

Sentier nordique damé de l'Espace Nordique Les Angles.
La montée comprend des passages assez rudes mais le dénivelé final n'est pas très important. Indiqué comme circuit rouge, je le laisse au niveau modéré pour cette raison.
Le retour a lieu devant un panorama impressionnant, et se fait par la Jasse de Bernardi.

Le Petit Canada (n°4)

Lionel — Thu, 07 Mar 2013 15:35:00 +0100

Circuit raquettes n°4 de la station Font-Romeu - Pyrénées 2000.
Le parcours est agréable mais le balisage est médiocre.

Fontanals (Capcir A)

Lionel — Thu, 07 Mar 2013 11:00:00 +0100

Circuit raquettes A de l'Espace Nordique du Capcir.
Ce circuit relie les stations d'Eyne et St Pierre-dels-Forcats. La boucle offre un beau point de vue sur les Bouillouses et Font-Romeu.

Boucle Pla del Bouc

Lionel — Thu, 07 Mar 2013 09:20:00 +0100

Sentier nordique damé de l'Espace Nordique Les Angles.

Astrométrie spatiale (3) : Gaia

Lionel — Wed, 06 Mar 2013 18:46:00 +0100

Le succès d’Hipparcos, malgré les handicaps dont il s’est accommodé, a rapidement appelé un successeur. Après de nombreux remaniements mais basée sur les mêmes principes, la mission Gaia doit surpasser Hipparcos dans sa précision et sur le nombre d’objets observés.

Le satellite Gaia © ESA

Cet article fait partie de la série “Astrométrie spatiale” :
1 - Généralités | 2 - Hipparcos | 3 - Gaia | 4 - Jasmine

Historique

La mission a été proposée en octobre 1993, dans la foulée de la fin des opérations d’Hipparcos en août de la même année. Les premières études ont été réalisées une fois la mission admise comme candidate au statut de mission Pierre Angulaire (Cornerstone Mission) de l’ESA en 1996, elle a été acceptée en 2000. La mission a été confirmée en 2002 après de nouvelles études et une nouvelle définition moins coûteuse. Le lanceur initial, Ariane 5, a été remplacé par Soyouz, moins couteux mais aussi plus petit, obligeant à réduire la taille du satellite et à rogner (légèrement) sur ses prétentions scientifiques.
Les études finales se sont poursuivies jusqu’en 2007 et la configuration du satellite a été figée. Il est désormais construit et testé et attend le lancement à cette heure prévu pour octobre 2013.
La durée de vie de la mission comprend six mois maximum de préparation au service, cinq ans d’opération avec une extension possible d’un an (carburant pour six ans et demi).

Organisation

2007 est aussi l’année de la mise en place du consortium d’analyse des données, le DPAC (Data Processing and Analysis Consortium). Il est divisé en unités spécialisées, les Coordination Units (CU), assignées à un jeu particulier de traitements des données, et qui développent les logiciels nécessaires, presque entièrement écrits en JAVA. Ils sont soutenus par les Data Processing Centre (DPC), ayant le matériel informatique faisant tourner les algorithmes de traitement.

Sur le schéma, le DPACE est le comité exécutif du DPAC, le Steering Committee est le comité de pilotage. La Gaia Project Team fait la liaison avec les parteniares industriels.

Le consortium de traitement de données © ESA

Le traitement des données est de type itératif, les paramètres calculés d’après la télémétrie brute devenant plus précis à chaque cycle. La chaîne de traitement devra gérer un afflux de données de l’ordre de 100 GB (compressés) par jour, et de l’ordre du Petabit au final. Les stations de réception sont Cebreros en Espagne et New Norcia en Australie.

Les affections des différentes unités de coordination sont les suivantes :

CU1 - System architecture
Définition de l’architecture des systèmes ; mise en place et encadrement du développement des logiciels et matériels, mise en place des tests de la chaîne de traitement ; mise à disposition de la base de données centrale ; répartition des données entre les centres de calcul et intégration des résultats.
CU2 - Data Simulations
Fourniture de données simulées avec les caractéristiques suivantes : faible volume et haute fidélité pour les simulations d’instrument ; haut volume de télémétrie de tous les instruments (tests de prise en charge des flux de données) ; données de haut niveau pour la validation du travail des unités de coordination. Le simulateur sera maintenu tout au long de la mission.
CU3 - Core Processing
Décompression et traitement rapide des données pour le contrôle du satellite et des performances de la charge utile ; fournir la tache principale de traitement des données ; contribuer aux parties essentielles de la réduction des données scientifique et de la génération des produits finaux ; retraiter régulièrement la télémétrie brute avec les calibrages améliorés ; aider au calibrage des instruments.
CU4 - Object Processing
Traiter les données astrométriques et photométriques pour les objets complexes non pris en charge par CU3 soit : les étoiles binaires et multiples, les objets du système solaire et les objets étendus.
CU5 - Photometric Processing
Calibrage, calcul des modèles de calibrage et des paramètres photométriques ; accumulation des informations de flux et photométrie par époque (observations éloignées dans le temps) ; caractérisation des filtres spectraux et calibrage absolu ; détection des variabilités ; alertes scientifiques sur les flux et classifications (variations soudaines et apparition de certains types d’objets) ; reconstitution d’images 2D pour les objets étendus.
CU6 - Spectroscopic Processing
Extraction des spectres et correction du fond ; vérification de la validité des données et calibrage rapide ; détermination des vitesses radiales et de rotation pour les étoiles isolées.
CU7 - Variability Processing
Classification des variables ; recherche des périodes et modèles de variabilité ; retours de l’analyse de variabilité sur les modèles de calibrage ; exploration de catalogues et vérifications dans les bases de variables.
CU8 - Astrophysical Parameters
Classification des sources individuelles ; traitement de l’extinction interstellaire ; analyse des amas d’objets ; estimations d’âges, luminosités et masses.
CU9 - Archive Access
Fourniture de systèmes d’archivage et d’interrogation des données Gaia ; systèmes rendant les produits Gaia disponibles publiquement ; outils de visualisation des données ; outils et documents décrivant les produits Gaia et leurs inter-relations ; applications scientifiques fournissant les outils nécessaires à l’utilisation du catalogue Gaia ; activités et opportunités vers l’éducation et le grand public.

Objectifs

Les objectifs scientifiques de Gaia touchent de nombreux domaines de l’astronomie :

Formation des étoiles et histoire de la Galaxie
Structure et dynamique galactique, échelle des distances
Astrophysique stellaire
Physique fondamentale
Systèmes binaires ou multiples et naines brunes
Planètes extra-solaires
Recensement des objets du système solaire
Cadre de référence

Un point de vue privilégié pour observer les astéroïdes © ESA

Il s’agit de recenser 1% des étoiles de la Galaxie soit 1 milliard d’étoiles ; détecter jusqu’à 20000 exoplanètes ; connaitre les distances à 10% près jusqu’au centre galactique (30000 al.) soit 200 millions d’étoiles ; déterminer certains paramètres de la Relativité Générale à ~ 10^–6.
Une telle étendue, si elle facilite le financement, implique des capacités scientifiques de haut niveau, les observations devront atteindre la magnitude 20, avec une précision de 10 µas à mag. 15.
Le tableau suivant montre les principales différences entre Gaia et Hipparcos :

	Hipparcos	Gaia
Magnitude limite	12	20
Complétude	mag. 7,3–9	mag. 20
Limite haute	mag. 0	mag. 6
Nombre d’objets	120000	26 millions à mag. 15
		250 millions à mag. 18
		1000 millions à mag. 20
Distance effective	1 kpc	50 kpc
Quasars	1 (3C273)	500000
Galaxies	0	1 million
Précision	1 mas	7 µas à mag. 10
		10–25 µas à mag. 15
		300 µas à mag. 20
Photométrie	2 couleurs (B et V)	spectre basse résolution jusqu’à mag. 20
Vitesses radiales	non	à 15km/sec près jusqu’à mag. 17
Observation	pré-sélection	complète et sans biais

N.B. : kpc = kiloparsec, 1 parsec = 3,26 années-lumière
mas = milli arc second, millième de seconde d’arc
µas = micro arc second, millionième de seconde d’arc

Complétude à moins de 50 pc du Soleil (G=géantes et W=naines blanches) © ESA

L’orbite

Le lancement sera effectué depuis Kourou par une fusée Soyouz/Fregat et les opérations du satellite doivent avoir lieu au point de Lagrange L2.
Les points de Lagrange sont les points d’équilibre du potentiel gravitaire du système Soleil-Terre. Un satellite placé à un de ces points peut s’y maintenir avec une dépense de carburant minime. Image © Wikipédia.
Le point L2 a aussi été choisi pour WMAP (le premier en 2001), Planck, Herschel et le futur James Webb Space Telescope (lancé en 2018). Il a une bonne accessibilité à un coût acceptable et des communications assez faciles, et il présente des conditions thermiques et de radiations satisfaisantes. Situé à 1,5 millions de kilomètres de la Terre à l’opposé du Soleil, il a pour inconvénient d’être dans l’ombre de la Terre. Pour que le satellite puisse utiliser ses panneaux solaires, il est placé sur une orbite autour de L2, dite orbite de Lissajous, ayant un grand arc de 300000 km et une période de six mois. Cette orbite sera atteinte environ un mois après le lancement.
Le positionnement en L2 permet aussi d’éviter que la Lune ou la Terre passent dans le champ des télescopes comme c’était le cas pour Hipparcos.

Du lancement à l'orbite finale, présentation de L. Lindegren

Le satellite

Les composants du satellite proviennent de nombreux sous-traitants à travers l’Europe, l’assemblage a été réalisé par EADS Astrium à Toulouse.

Structure

La structure reprend globalement celle d’Hipparcos en ajoutant un grand pare-soleil opportunément équipé de panneaux solaires. Ce pare-soleil facilite le maintien d’une température constante au niveau de la tente thermique sous laquelle se trouve la charge utile. Le contrôle de la température va jusqu’à faire en sorte que les calculateurs de bord fassent toujours la même quantité de calculs pour chauffer de manière stable.
La charge utile comprend les télescopes et les instruments, le squelette en est un tore octogonal en carbure de silicium, d’environ trois mètres de diamètre.
Le module de service comprend comme à l’accoutumée l’essentiel de l’électronique, les systèmes électriques et de communication ainsi que les propulseurs et réservoirs.
Au final, le satellite pèse deux tonnes, dont 700 kg d’instruments.

Principe d’observation

Gaia tourne sur lui-même en six heures (1° par minute), tandis que son axe de rotation, pointant à 45° du Soleil, est animé d’un mouvement de précession et tourne autour de celui-ci en 63,12 jours. De la sorte, chaque objet observable par Gaia (entre mag. 6 et mag. 20) sera enregistré entre 40 et 250 fois (80 en moyenne sur 5 ans), cela représente 80 milliards de détections pour un milliard d’objets. La loi de balayage peut être modifiée pour les zones denses nécessitant plus de temps de détection (amas globulaires, fenêtre de Baade...).

L’obtention de la précision nominale demande une connaissance de la position de Gaia autour de L2 à 150 m près, sa vitesse à 2,5 mm/s près, avec l’aide d’observations depuis le sol.
À la précision de Gaia, les effets relativistes de déviation de la lumière par le Soleil et les autres corps du système solaire doivent être pris en compte lors de la réduction des données.
Les capteurs sont assez sensibles pour détecter de petites galaxies mais, comme Hipparcos, les données n’ont qu’une dimension. Les objets étant observés plusieurs fois selon des angles différents, il est possible de reconstituer une image dans certaines limites (petite taille, présence d’artéfacts de traitement).
Gaia ne se base pas sur un catalogue d’entrée, les objets à observer sont déterminés à bord. Cela implique de discriminer les rayons cosmiques (particules galactiques ou émises lors d’une forte activité solaire) apparaissant comme des étoiles. La forte redondance des mesures permet de contrer la dégradation des instruments par ces radiations.

Le télescope

Le télescope possède deux champs de vue, LOS 1 et LOS 2 (line of sight), séparés de 106,5°. La configuration est basée sur le télescope anastigmate à trois miroirs (lien en anglais).
Les télescopes doivent faire face à trois types d’aberrations optiques : l’aberration sphérique, la coma et l’astigmatisme. Un télescope à un seul miroir sphérique (Newton) souffre des trois aberrations. Si le miroir est parabolique (Foucault), il ne reste que la coma et l’astigmatisme. Un télescope à deux miroirs hyperboliques (Ritchey-Chrétien) corrige aussi la coma, un troisième miroir est nécessaire pour corriger l’astigmatisme.

La correction doit être aussi poussée car le plan focal est gigantesque, équivalent à une TV de 40 pouces (102 cm de diagonale). Du fait de la focale retenue de 35 m, le chemin optique est replié plusieurs fois et le nombre final de miroirs atteint dix. Le besoin de résolution maximale dans le sens du balayage et les contraintes de taille ont conduit à des miroirs principaux rectangulaires mesurant 1,45x0,5 m.

Instruments

Gaia se voulant être un observatoire complet faisant des mesures astrométriques, photométriques et spectroscopiques, il a été équipé de trois instruments principaux. Pour simplifier la conception, tous se partagent le même plan focal et tous sont constitués de variantes du même type de capteurs CCD. Il y en a 106 répartis sur un plan focal de 42x93 cm, traversé par les objets observés en une minute et demie, le système peut traiter 8400 étoiles par seconde. La prise en charge des données est assurée par sept processeurs video, un par ligne de CCD.
Avec ses grands miroirs primaires et ces CCD sensibles, Gaia collectera 10000 fois plus de photons qu’Hipparcos pour les mêmes objets.

Le plan focal, présentation de L. Lindegren

Les CCD

Le CCD de base, conçu et fabriqué par e2v au Royaume-Uni, mesure 45x59 mm et comporte 1966 lignes de 4500 points, soit près de 9 millions de photosites. Au total, le plan focal de Gaia aligne près de 940 méga-pixels.
L’optimisation de la tache d’Airy (PSF, Point Spread Function dans la littérature) conduit à un télescope de 35 m de focale et des photosites de 10x30 µm. Les CCD en opération sont maintenus à –115°C.

Outre les CCD standards, deux variantes plus sensibles au bleu ou au rouge équipent les champs des photomètres et du spectromètre.
Une horloge atomique régule la lecture des CCD (synchronisée avec la rotation du satellite) et date les observations.

Champ de détection

Le Star Mapper (SM) est constitué de deux colonnes de CCD et chacune, par un jeu de masques dans le chemin optique, ne voit que les objets d’un des deux télescopes. Le signal sert aussi à la connaissance de l’attitude du satellite.
Un objet arrivant sur le SM se voit attribuer une fenêtre (quelques pixels autour de l’objet) qui se propage sur les CCD de la même ligne. L’objet est confirmé par la première colonne de CCD du champ astrométrique, sinon rejeté (rayon cosmique). Le fenêtrage permet la lecture des pixels intéressants à basse fréquence (peu de bruit), et réduit fortement la bande passante nécessaire. Cela assure que seule l’information utile est traitée et envoyée au sol.

Champ astrométrique

Le Astrometric Field (AF) est l’instrument principal de Gaia, monopolisant 62 CCD soit près de 550 méga-pixels. Il est destiné à mesurer la position et la photométrie visuelle des objets.

Champ photométrique

Le Photometric Field (BP/RP) reçoit la lumière des objets à travers deux prismes enchâssés dans le bâti du plan focal et mesurent les flux dans deux bandes spectrales. Il y a le Blue Photometer (BP) sur la bande 333–680 nm et le Red Photometer (RP) sur la bande 640–1000 nm. Le spectre à basse résolution est dispersé sur 45 pixels, chaque photomètre comprend une seule colonne de CCD.

Champ spectroscopique

Le Radial Velocity Spectrometer (RVS) produit un spectre de moyenne résolution (dispersé sur 1100 pixels) dans la bande 847–874 nm, zone du calcium ionisé. Il possède un réseau de diffraction (grating plate) accompagné de prismes dispersifs, le tout situé entre le miroir M6 et le plan focal. Il est composé de 3 colonnes de 4 CCD.
Il donnera des informations de vitesse radiale mais aussi de composition d’atmosphère et de rougissement par la poussière interstellaire.

Champs accessoires (BAM et WFS)

Les quatre CCD restant sont destinés au contrôle des paramètres du télescope.
Le contrôleur d’angle de base (basic angle monitor, BAM) est un interféromètre laser composés de deux bras mesurant l’angle entre les deux miroirs principaux. La mesure de l’angle de base entre les champs de vue permet de savoir si la mission reste dans la zone de précision maximale et est utilisée lors de la réduction des données.
Le capteur de front d’onde (Wave Front Sensor, WFS) voit ses mesures envoyées au sol. Elles permettent de régler la collimation du télescope par ajustement des miroirs secondaires.

Les catalogues

Des données seront publiées avant la fin de la mission en plusieurs étapes. Des résultats intermédiaires seront présentés, pour des raisons de productivité et de publicité.
Ces résultats intermédiaires peuvent comprendre :

des résultats astrométriques pour les étoiles brillantes à <100 µas au bout de trois ans
des résultats spectroscopiques et photométriques (un ou deux catalogues intermédiaires) entre 2015 et 2018
des données d’alertes scientifiques (supernova, micro-lentilles gravitationnelles…) le plus tôt possible lors du traitement pour pouvoir lancer les observations depuis le sol
des produits intermédiaires résultant du travail des unités de coordination individuelles

Ces catalogues ne seront publiés que validés et documentés. Les étapes de publication intermédiaires sont prévues comme suit :

Publication à lancement + 22 mois
Positions et magnitudes publiées si la marge d’erreur est acceptable et que 90% du ciel est couvert, cela ne concerne que les étoiles isolées. Celles communes avec Hipparcos seront incluses dans le Hundred Thousand Proper Motion (HTPM) catalogue. Les pôles de l’écliptique doivent être observés à de nombreuses reprises lors de la phase de préparation, si les données sont de bonne qualité elles seront publiées.
Lancement + 28 mois
Publication des cinq paramètres astrométriques des étoiles isolées si 90% du ciel est couvert. Photométrie BP/RP si la qualité est suffisante. Vitesses radiales moyennes si disponibles pour 90% des étoiles brillantes.
Lancement + 40 mois
Orbites et vitesse radiale des systèmes de certaines binaires. Classification des objets et paramètres astrophysiques avec spectre BP/RP et/ou RVS pour les objets simples. Vitesses radiales moyennes pour les étoiles non-variables.
Lancement + 65 mois
Classification des étoiles variables avec photométrie au fil du temps. Résultats sur le système solaire avec orbites préliminaires. Publication des catalogues d’étoiles non-isolées.

La distribution des données finales devrait intervenir trois ans après la fin des opérations soit vers 2020. Le catalogue final sera librement accessible et devra comprendre :

les résultats astrométriques : positions, parallaxes et mouvements propres. Parallaxes <7 µas pour V<10, <25 µas pour ≤15 et <300 µas pour V≤20
les vitesses radiales et spectre calibré de résolution moyenne
les résultats photométriques et spectres calibrés de basse résolution
la classification des sources (planètes, astéroïdes, systèmes multiples…)
des informations générales et statistiques (diagrammes HR, cartes de couverture…)
une documentation détaillée sur les champs du catalogue et leurs inter-relations
un logiciel de consultation adapté aux données
des interfaces pour Virtual Observatory, regroupant les archives astronomiques au niveau mondial

Sources

Gaia sur Wikipédia
Page “Recherche” de la mission sur le site de l’ESA (en anglais)
Page “Sciences” de la mission sur le site de l’ESA (en anglais)
Podcast de Ciel & Espace Radio consacré à Gaia, avec Frédéric Arenou
D’Hipparcos à Gaia par Frédéric Arenou et Catherine Turon
Action Spécifique GAIA, fichiers PDF en français dans la section documentation
Gaia au CNES (Centre National d’Etudes Spatiales)
ESA Bulletin 103 (PDF en anglais)
ESA Bulletin 132 (PDF en anglais)
ESA Bulletin 137 (PDF en anglais)
Newsletter du DPAC (en anglais)
Description de la charge utile (en anglais)
Appel à la constitution de l’unité de coordination n°9 (CU9), Accès aux données (en anglais)
53 fiches techniques sur la mission Gaia (en anglais)

Bac de Della (Capcir F)

Lionel — Mon, 04 Mar 2013 13:15:00 +0100

Circuit raquettes assez varié, entre paturages et forêt. La montée vers le point culminant est particulièrement raide.

Le Rouquet (Capcir H)

Lionel — Mon, 04 Mar 2013 11:35:00 +0100

Circuit raquettes damé, court et plat depuis la station de ski de Formiguères.

Les Crêtes (Capcir n°17)

Lionel — Mon, 04 Mar 2013 10:50:00 +0100

Aller-retour entre le village et la station de ski de Formiguères. Sentier nordique damé, assez long et monotone.

Le Blog de Petrovsk

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Astrométrie spatiale (4) : Jasmine

Nano-JASMINE

Objectifs

Lancement et orbite

Le satellite

Structure

Principe d’observation

L’instrument

Le télescope de Nano-JASMINE

Les catalogues

Small-JASMINE et JASMINE

Zones d'observation de Small-JASMINE et JASMINE

Small-JASMINE

Deux schémas du télescope de Small-JASMINE

JASMINE

Le télescope de JASMINE

Sources

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Astrométrie spatiale (3) : Gaia

Le satellite Gaia © ESA

Historique

Organisation

Le consortium de traitement de données © ESA

Objectifs

Un point de vue privilégié pour observer les astéroïdes © ESA

Complétude à moins de 50 pc du Soleil (G=géantes et W=naines blanches) © ESA

L’orbite

Du lancement à l'orbite finale, présentation de L. Lindegren

Le satellite

Structure

Vue éclatée de Gaia © ESA

Principe d’observation

Le télescope

Le banc optique (télescope et plan focal) © ESA

Instruments

Le plan focal, présentation de L. Lindegren

Les CCD

Champ de détection

Champ astrométrique

Champ photométrique

Champ spectroscopique

Champs accessoires (BAM et WFS)

Les catalogues

Sources

Bac de Della (Capcir F)

Le Rouquet (Capcir H)

Les Crêtes (Capcir n°17)