Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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90 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Voyage dans les lumières de l’Univers Pendant longtemps, les astrophysiciens n’ont eu à leur disposition que la lumière visible pour observer l'Univers. Aujourd’hui, grâce aux observatoires spatiaux, ils disposent d’une panoplie d’instruments capables de capter toutes les lumières de l’Univers, des ondes radio aux rayonnements gamma. 1. Micro-ondes ESA Planck Surveyor Ce satellite doit cartographier le fond diffus cosmologique, rayonnement émis il y a 13,7 milliards d’années, quand l’Univers est devenu transparent à la lumière. Ce rayonnement suit la loi de répartition spectrale des corps noirs établie par le physicien allemand Max Planck (1858-1947), au début du XX e siècle. Domaine spectral Fréquences de 30 GHz à 857 GHz correspondant à des longueurs d’onde de 1 cm à 350 microns. Description• Télescope de 1,5 m de diamètre.• Dimensions : 4,20 m de haut et de large.• Poids : 1,8 tonne.• Lancement : par la fusée Ariane 5, le 14 mai 2009, à partir du Centre spatial guyanais de Kourou.• Position : aux alentours du point de Lagrange 2 du système Terre/Soleil (point de Lagrange métastable situé derrière la Terre, à 1,5 million de km de nous).• Durée de vie de la mission : 21 mois. Objectifs scientifiques• Mesurer avec une précision inférieure à 1% les paramètres du Modèle standard, appelé aussi « modèle du big bang ».• Détecter d'infimes variations dans les propriétés des fluctuations du fond diffus, à 3 K, par rapport aux prédictions de ce modèle : chaque variation participant à démontrer que la physique à l'œuvre dans l'Univers primordial s’avérerait différente de celle que nous considérons actuellement comme la plus vraisemblable. Instruments• High Frequency Instrument (HFI), instrument submillimétrique développé sous maîtrise d’œuvre de l’Institut d’astrophysique spatiale d’Orsay. Il s’agit d’une matrice de CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 Vue d’artiste du satellite Planck de l’ESA. bolomètre fonctionnant à une température de 0,1 K, pour une résolution angulaire de 5 minutes d’arc avec une sensibilité en température de 5 μK à 100 GHz. Il observera un domaine en fréquence de 100 à 850 GHz.•Low Frequency Instrument (LFI). Instrument micro-onde développé en Italie, composé de quatre bandes de 56 récepteurs radio ajustables (27 - 77 GHz) fonctionnant à une température de 20 K, sa résolution angulaire est de 10 minutes d’arc et sa sensibilité en température d’environ 12 μK à 100 GHz. Collaborations Construit par un consortium international avec l’Agence spatiale européenne (ESA) comme maître d’ouvrage. Rôle du CEA Participation : • à la mise en place de l'électronique à bas bruit pendant la phase de construction de la charge utile, en particulier en coordonnant les études de compatibilité électromagnétique de l'instrument HFI ; • à la mise en place de logiciels sophistiqués pour l’analyse des données ; • au traitement des données et à l’exploitation scientifique de la mission. Planck réalise une cartographie des anisotropies du fond diffus cosmologique en balayant l’intégralité de la voûte céleste avec une résolution de cinq arcs minutes. De ces données seront déduites des informations fondamentales sur la naissance, la forme, le contenu et l’évolution de l’Univers. Le traitement des données représente un vrai défi. En effet, chacune des cartes obtenues contiendra de l’information provenant de différents rayonnements micro-ondes et pas uniquement du fond diffus cosmologique. Il sera donc nécessaire de séparer les informations provenant du fond diffus cosmologique des autres rayonnements micro-ondes. > Jean-Luc Starck Service d'électronique des détecteurs et d'informatique (Sedi) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) ESA
les lumières de l’Univers longueur d’onde ondes radio ArTéMis 1m 1mm 0,7 m 0,4 m 0,01 m D’après l’acronyme d’Architecture de bolomètres pour les télescopes submilli métriques au sol ; cette caméra sera utilisée, entre autres, pour observer des pouponnières d'étoiles comme la nébuleuse de la constellation d’Orion (dans la mythologie grecque Orion aurait tenté de séduire la déesse Artémis). Domaine spectral Longueurs d’onde comprises entre 200 μm et 500 μm. Description• Dimensions : 1 mètre de haut et de large pour une profondeur de 0,5m.• Poids : 250 kg.• Lancement : pas de lancement.• Position : à 5100 m d’altitude dans les hauts plateaux du désert d’Atacama au Chili.• Durée de vie de la mission : pas de limitation matérielle mais durée intimement liée à l’exploitation scientifique du télescope APEX (pour Atacama Pathfinder Experiment). Objectifs scientifiques Étudier la naissance et les phases précoces d’un large spectre d’objets astrophysiques comme les nuages moléculaires où se forment les étoiles dans la Galaxie, les cœurs préstellaires et les protoétoiles enfouies, les disques protoplanétaires autour de jeunes étoiles ainsi que les galaxies proches de type starburst c'est-à-dire « à flambées de formation d’étoiles » et enfin les galaxies à grand redshift dans l’Univers primordial. micro-ondes infrarouge visible ultraviolet rayon X rayon gamma 2. Submillimétriques et infrarouges Instruments• Une caméra destinée au télescope APEX qui disposera de trois plans focaux pouvant observer simultanément la même région du ciel : 2 304 pixels à 450 μm ; 2 304 pixels à 350 μm ; 1152 pixels à 200 μm.• Une antenne de 12 m installée au Chili. Collaborations L’Institut d’astrophysique spatiale d’Orsay (IAS), l’Institut Néel de Grenoble, l’Institut d’astrophysique de Paris (IAP) et le CEA. Rôle du CEA Réalisation complète de la caméra équipée de ses trois plans focaux formés de plusieurs milliers de pixels bolométriques refroidis à 0,3 Kelvin et développement d’une solution cryogénique autonome intégrée. Une version prototype de la caméra (256 pixels à 450 μm) a d’abord été réalisée pour valider, dans un premier temps, la technologie novatrice du Leti en matière de bolomètres submillimétriques. Les premières images du ciel, à 450 μm, ont été obtenues avec ce prototype, en 2006, sur le télescope KOSMA (pour Koelner Observatorium fur Submillimeter Astronomie), installé à 3 100m, dans les Alpes Suisses. Depuis, deux campagnes d’observation ont été réalisées sur l’antenne APEX, au Chili, et les premiers résultats scientifiques ont pu être publiés avec cette caméra prototype, préparant la venue de la future caméra ArTéMIS. Avec le prototype, les astronomes ont déjà cartographié l'émission thermique, Le télescope APEX au foyer duquel sera installée la caméra ArTéMis. Altitude (km) 800 km 400 km 200 km 100 km 50 km 25 km 12 km 6 km 3 km niveau de la mer Une grande partie des lumières de l’Univers n’atteint pas le sol terrestre. On ne peut les observer qu’au-dessus de l’atmosphère avec ballons, fusées et satellites. à 450 microns des grains de poussière, à travers des régions de formation d'étoiles ainsi que les premières images, à cette longueur d’onde, de disques protoplanétaires et de disques de débris. Parmi les régions observées figurent NGC3576, G327.3-0.6, S255, NGC2264, des régions de formation d'étoiles massives, HD97048 (disque protoplanétaire) et Beta-Pictoris (disque de débris). > Michel Talvard Service d’astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 91 ESA



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