Table Of ContentLecture Notes
ni Physics
Edited by .H Araki, Kyoto, .J Ehlers, MSnchen, .K Hepp, ZSrich
.R Kippenhahn, ,nehcniLM .D Ruelle, ettevY-rus-seruB
H.A. ,rellJLmnedieW Heidelberg, .J Wess, Karlsruhe dna .J Zittartz, n16K
Managing Editor: .W Beiglb6ck
358
.J yksvelavoK
Astrom6trie moderne
I
galreV-regnirpS
nilreB Heidelberg NewYork London Paris oykoT Hong gnoK
Auteur
Jean Kovalevsky
C.E.R.G.A., Observatoire de la CSte d'Azur
Avenue Copernic, F-06130 Grasse, France
ISBN 3-540-52534-3 Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York
1SBN 0-38?-52534-3 Springer-Verlag New York Berlin Heidelberg
ISBN 2-287-00046-1 Springer-Verlag Paris Berlin Heidelberg
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215313140-543210- Printed acid-free on paper
Avant-propos
Ii n'existe pas d'ouvrage r~cent dEcrivant les instruments et les mEtho-
des qui sont utilisEes pour mesurer les positions, les mouvements et les
dimensions des astres. On appelle astrometrie cette discipline de rastro-
nomie. Jusque vers le milieu du dix-neuvi~me si~cle, avant que rastrono-
mie physique ne fasse son apparition, routes les observations astronomi-
ques consistaient seulement a determiner la position des astres. Depuis,
l'astrophysique a pris une importance de plus en plus considerable. Par
suite de l'extension des observations a presque toutes les gammes de lon-
gueurs d'onde, grace a la radio-astronomie et aux techniques spatiales,
mais aussi par suite de la raise en oeuvre de nouveaux rEcepteurs tr~s
sensibles et le dEveloppement des gros ordinateurs, des progr~s remar-
quables ont EtE realisEs dans la connaissance et la comprehension de
l'Univers.
Or, jusque vers 1970, l'astromEtrie n'a gu~re particip~ ace d~ve-
loppement general de l'astronomie. Pourtant les parallaxes trigonomEtri-
ques, les mouvements propres ou les dimensions des astres, que seules
les m~thodes astrometriques permettent d'obtenir, sont des param~tres
fondamentaux pour de nombreux domaines de rastrophysique, si bien
que certaines de ses bases devenaient singuli~rement incertaines en
comparaison avec les progrEs rEalisEs par ailleurs.
Le but de ce livre est de dEcrire les progr~s remarquables que
l'astromEtrie a rEalisEs depuis vingt ans et qui lui permettent de rattrap-
per inexorablement son retard et de contribuer de plus en plus au pro-
gr~s de l'astronomie. Des gains en precision de un, deux et parfois plu-
sieurs ordres de grandeur ont ~t~ obtenus grace a des instruments nou-
veaux et a des techniques nouvelles pour l'obtention et la reduction des
observations.
La description des instruments et des mEthodes de reduction
correspondantes, que 1'on trouvera dans le present ouvrage, est basae sur
des cours professes a l'Observatoire de Paris depuis 1988, dans le cadre
du DiplSme d'Etudes Approfondies d'Astronomie fondamentale, Mecani-
que celeste et de GEodEsie de l'Observatoire de Paris.
Le premier chapitre est une introduction gEn~rale a l'astromE-
trie dans laquelle on prEsente les objectifs et les m~thodes de cette dis-
cipline. II a paru souhaitable de donner, dans le second chapitre, un rap-
pel synthEtique des principaux rEsultats d'optiques physique qui sont uti-
les pour comprendre le principe des instruments d'astromEtrie. On y a
VI
ajoute une presentation des divers effets de la refraction et de l'heteroge-
neite de l'atmosphere. La travers6e de ratmosphere par la lumiere intro-
duit en effet des perturbations qui sont a prendre en compte au meme
titre que les transformations subies par la lumiere dans les instruments
et les recepteurs. De meme, au chapitre 3, on trouvera un rappel des re-
sultats d'astronomie fondamentale qu'on devra employer systematique-
ment dans la reduction des observations astrometriques, ainsi que des
generalites sur les outils math6matiques et informatiques necessaires
pour interpreter les observations en terme de quantites astronomiques.
Les autres chapitres sont consacres & l'etude des principaux
instruments utilises en astrometrie et pour l'etude du syst6me Terre-
Lune. Ils constituent le corps principal de l'ouvrage. On a essaye de
donner a la fois une description sommaire des instruments, de discuter
les causes d'erreur et les 6talonnages permettant d'en corriger les effets
et, enfin, de fournir quelques indications sur la mani6re de reduire les
observations.
A c6te des instruments classiques d'astrometrie, comme les
astrographes, les meridiens ou les astrolabes, on presente les techniques
interferometriques qui ont fair irruption en astronomie depuis 10 ~ 20
ans, les instruments d'astrometrie spatiale, notamment HIPPARCOS et le
telescope spatial, les techniques laser qui ont revolutionn6 1'etude du sys-
t~me Terre-Lune, le ehronometrage des pulsars qui est probablement la
technique astrometrique potentiellement la plus precise. On trouvera
egalement, decrites plus sommairement, d'autres techniques comme la
photometrie astrometrique, les cameras CCD, les occultations d'6toiles
ou la mesure des vitesse radiales qui, toutes, contribuent de fa~on impor-
tante a la determination de tel ou tel param6tre astrometrique. Nous es-
perons que cette enumeration convaincra le lecteur du potentiel de l'as-
trometrie, base m6trologique de l'astronomie.
Je remercie ici les nombreux collagues qui m'ont aide en me
presentant leurs realisations ou leurs m6thodes d'interpretation des ob-
servations, ou encore en relisant des chapitres de ce livre et en me fai-
sant de pertinentes suggestions ou corrections: Madame M. Duflot et
Messieurs P. Assus, G. Billaud, D. Bonneau, M.M. Colavita, R.L. Duncombe,
J.L. Falin, M. Froeschl6, G.D. Gatewood, P. Grudler, P.D. Hemenway, J.L.
Heudier, J.A. Hughes, W.H. Jefferys, G.H. Kaplan, F. Laclare, F. Mignard,
Ningheng Hu, Y. Requi6me, M. Shao, P.M. Seidelman et E.M. Standish. Je
remercie aussi tout particuli6rement Madame Jeanne Falin qui a saisi en
traitement de texte l'ensemble de ce livre ainsi que Madame M.T. Du-
moulin, Monsieur B. Morando et mort ills J.P. Kovalevsky qui ont soigneu-
sement relu cet ouvrage en signalant de nombreuses erreurs ou incorrec-
tions.
J. KOVALEVSKY
Table des mati res
I. Buts et moyens de l'astrom~trie 1
1.1. D~finition 1
1.2. Objeetifs de l'astrom~trie 2
1.3. Syst~mes et rep~res de r~f~rence c~lestes 8
1.4. Moyens de l'astrom~trie 13
1.5. Observations terrestres ou spatiales ? 15
2. Formation des images 17
2.1. Quelques r~sultats d'optique physique 18
2.2. D~fauts instrumentaux 32
2.3. La r~fraetion atmosph~rique 41
2.4. H~t~rog~n~it~ de l'atmosph~re 54
2.5. Bibliographie 60
3. R~duction des observations 63
3. I. Effets optiques 64
3.2. Changements de syst~mes de r~f~rence 69
3.3. D~placements g~om~triques 76
3.4. Outils math~matiques et informatiques 79
3.5. Bibliographie 83
4. Astrom6trie A petit champ 87
4. I. La photographie astrom~trique 87
4.2. D~tection ~lectronique directe 98
4.3. Photom~tre astrom~trique multicanal 104
4.4. Astrom~trie avec le t~lescope spatial ii0
4.5. Bibliographie 118
5. Astrom6trie A tr~s petit champ 121
5.1. Interf~rom~trie stellaire 121
5.2. Interf~rom~trie des tavelures 135
5.3. Occultations par la Lune 138
5.4. Mesure des vitesses radiales 143
5.5. Bibliographie 148
6. L'instrument m6ridien 151
6.1. Principe de l'instrument m~ridien 151
IV
6.2. Realisation pratique 153
6.3. Parametres instrumentaux en ascension droite 154
6.4. Determination des d~clinaisons 158
6.5. Microm~tres modernes 161
6.6. Reduction des observations meridiennes 170
6.7. Bibliographie 172
7. Les astrolabes 173
7.1. Description des divers astrolabes 173
7.2. Mesure du temps de passage 178
7.3. Param~tres instrumentaux 181
7.4. M~thode des hauteurs ~gales 182
7.5. Astrolabe solaire 187
7.6. Autres instruments observant a distance z~nithale fixe 191
7.7. Bibliographie 194
8. Hipparcos
195
8.1. Description de la mission HIPPARCOS 195
8.2. Reduction des donn~es sur un grand cercle 201
8.3. Synth~se sur la sphere 217
8.4. Le programme TYCHO 224
8.5. R~alisation de la mission HIPPARCOS r~elle 230
8.6. Bibliographie 234
9. Interf~rom~trie de phase 237
9.1. Principe de l'interf~rom~trie de phase 237
9.2. L'interf~rom~tre MARK III 241
9.3. Radio-interferometrie & longue base 245
9.4. Bibliographie 253
10. M6thodes chronom6triques 255
10.1. La chronom~trie 255
10.2. Les lasers 265
10.3. Le t~1~m~tre laser-Lune 269
10.4. La t~l~m~trie laser-satellite 275
10.5. Radar plan~taire 277
10.6. Chronometrage des pulsars 280
10.7. Bibliographie 284
INDEX 287
1. Buts et moyens de rastrometrie
I.I I~flnition
Qu'est-ce que 1'astrometrie?
L'astrometrie est la pattie de l'astronomie qui se donne pour ob-
jectif de determiner les positions des astres et, par extension, leur forme
et leurs dimensions. Ces parametres sont en general variables avec le
temps. L'astrometrie a donc pour premier objectif de decrire le mouve-
ment des astres en fonction du temps.
Qui dit mouvement, dit generalement dynamique et forces occa-
sionnant ce mouvement. Ces mouvements peuvent en fait etre consideres
de deux fa~ons differentes :
)i La description du mouvement est un but en soi. Nous dirons qu'on en
fait une etude cinematique.
Exemple : la cinematique stellaire qui tente d'etablir des relations
fonctionnelles ou des correlations entre les mouvements des etoiles et
d'autres caracteristiques de l'etoile telles que sa composition chimi-
que, son ~ige, son type spectral, etc...
ii) La comprehension dynamique du mouvement et la determination des
parametres qui entrent en jeu.
.Exemple : la Mecanique Celeste qui etudie quantitativement les mouve-
ments & partir des diverses forces presentes dans le systeme solaire
ou la Dynamique galactique qui essaie d'expliquer la structure de la Ga-
laxie et les parametres du mouvement des etofles sous reffet du champ
de gravitation de la Galaxie.
Dans tous les cas, l'astrometrie est la composante observation-
nelle de ces branches de rastronomie. En un certain sens, l'astrometrie
serait-elle une technique? Il serait plus exact de dire que c'est l'applica-
tion de certaines techniques specifiques pour trouver les proprietes
geometriques, cinematiques et dynamiques de divers astres composant
1'Univers.
Nous allons, dans ce qui suit, presenter les principaux objectifs
de l'astrometrie, qu'il s'agisse des galaxies, des etoiles, des objets du
systeme solaire et de l'environnement immediat de la Terre, puis on
verra de quels moyens elle dispose pour remplir ces objectifs.
1.20bjectifs de l'astrom6trie
Ainsi, de fa~on toute generale, tout ce qui bouge dans l'Univers est poten-
tiellement un objectif de l'astrometrie. De meme, tout ce qui a une certai-
ne forme ou une certaine dimension accessibles a la mesure est du do-
maine de rastrometrie si tant est que la mesure de ces formes ou dimen-
sions a un interet au-del~ d'une simple description.
Ii ne s'agit pas en effet de mesurer la position ou la dimension
d'un objet dans le but de faire des mesures. L'astronomie moderne a de-
passe le stade de la description - fut-elle detafllee et minutieuse : il y a
trop de problemes de comprehension des phenomenes observes, ou de
verification des hypotheses les plus diverses sur la structure ou 1'~volu-
tion des astres ou groupements d'astres, ou encore de mise en evidence
des lois regissant rUnivers pour que l'on puisse se permettre de consa-
crer une partie des efforts limites que permettent les moyens affectes
1'astronomie pour observer "n'importe quoi" sans but.
II y a 100 ou 50 ans, certains astronomes avaient coutume de
dire qu'une observation, queUe qu'elle soit, est un capital qu'il ne faut pas
laisser perdre. Ce temps est revolul Quand on observe quelque chose, il
faut savoir pourquoi on l'observe et ~ quoi cette observation peut servir
une fois qu'elle sera realisee. A quelle question permettra-t-elle de repon-
dre, ou plut6t, ~ quel probleme d'astronomie apportera-t-elle un element
utile?
L'astrometrie ne deroge pas a cette regle. C'est pour avoir refuse
de se poser systematiquement ces questions que rastrometrie s'est trou-
vee en partie rejetee du progres de rastronomie (qui comprend bien en-
tendu l'astrophysique) et qu'elle avait acquis la reputation d'une activite
esoterique, un peu passeiste, un peu poussiereuse. 11 est donc bon de se
poser la question suivante : quelles branches de l'astronomie ont besoin
d'avoir des resultats concernant la position, le mouvement, la forme et la
dimension d'objets celestes et pour quoi faire?
Essayons de repondre ~ ces questions en examinant tour ~ tour
les divers objets astronomiques qui sont succeptibles d'etre observes par
des methodes astrometriques, en commenqant par les plus eloign~s.
1.2.10bjets extragalactiques, gA1n~es et quasars
Sauf cas particuliers de modification eventuelle des centres d'emission,
ces objets sont fixes & mieux que 10 -5 seconde d'arc par an. II est donc,
pour le moment, inutile d'essayer d'observer leurs mouvements (sauf peut
~tre darts les galaxies les plus proches, darts l'amas local).
En revanche, etant fixes, ils constituent une materialisation de
points fixes sur le ciel. Or l'etude des mouvements quels qu'ils soient, ne-
cessite qu'ils soient rapportes & un systeme de coordonnees inertiel,
c'est-~-dire par rapport auquel les equations de la dynamique s'ecrivent
sans qu'il y air lieu d'ajouter des termes d'entrainement ou de Coriolis.
Donc fl est utile d'observer la position d'un certain nombre d'ob-
jets bien choisis pour servir de reference fixe et ce avec la plus grande
precision possible car une erreur sur le systeme de reference ou sur les
rep~res qui le materialisent se repercute sur toutes les observations ef-
fectuees par rapport ~ ce syst~me. L'importance en astrometrie des rep~-
res de reference est si fondamentale que nous y consacrons la pattie 3 de
ce chapitre.
1.2.2 EtoUes
II y a de nombreuses raisons de determiner les caracteristiques cinemati-
ques apparentes des etoiles. On peut classer ces raisons en trois catego-
ries.
a) Mieux conna~tre l'~toile et ses param&tres physiques
La mesure la plus importante est celle de la parallaxe. Mesurer des paral-
laxes est probablement l'apport le plus important que l'astrom~trie peut
faire ~ l'~tude de l'Univers. Les parallaxes trigonom~triques sont en effet
l'origine de toutes les autres m~thodes de sondage de l'Univers, bastes
sur le principe que deux astres ayant les memes caracteristiques physi-
ques (spectre, temperature) ont la meme luminosite. Encore faut-il eta-
lonner cette luminosit~ ~ l'aide d'etofles de distance connue; c'est le role
des parallaxes trigonometriques de determiner ces distances.
II ne s'agit cependant pas de chercher ~ determiner la parallaxe
de toutes les etoiles. Rappelons qu'~ 100 parsecs la parallaxe est de
0",010 et ~ 1000 parsecs de 0",001, on ne peut avoir de valeur signiflca-
tive que pour les ~toiles relativement proches. Parmi celles-ci les pro-
grammes d'observation sont fonction de l'interet astrophysique des ~toi-
les: il faut que tous les types d'etoiles soient observes.
Les autres parametres determinables par des mesures de posi-
tion sont :
- Le mouvement orbital des etoiles doubles ou multiples. Avee la distance
on obtient lies dimensions r~elles du syst~me et on en d~duit la somme
des masses. D'ofl l'interet de l'observation des ~toiles doubles relative,
ment proches (sinon l'erreur sur la parallaxe ne permet pas de deter-
miner les nmsses).
Le diametre apparent des etoiles (plus tard peut etre la forme) qui, si la
-
distance est connue, donne leur dimensions reelles.
Le mouvement propre annuel. 1I s'agit d'une quantite utile plut6t dans
-
les etudes des groupes d'etoiles. Toutefois, s'tl West pas rectiligne, cela
permet de decouvrir que l'etofle a un ou plusieurs compagnons invisi-
bles. Dans de tres rares cas, lorsque ce "compagnon" n'est qu'une etoile
passant loin derriere, 1'etude des acc~l~rations apparentes du mouve-
ment propre dues & la d~viation relativiste des rayons lumineux permet-
trait de determiner la masse de l'~tofle qui se trouve devant.
Notons enfin que la connaissance de la distance est n~cessaire
pour obtenir la valeur absolue de quantit~s qui ne peuvent etre mesurees
qu'en valeur relative. Ce qui permet :
i) la transformation des 6clats apparents des 6toiles en 6clats absolus. En
possession de la dimension et de l'6clat absolu, l'astrophysicien est
mieux arm6 pour construire un mod~le physique r6aliste de l'~toile,
ii) la transformation des mouvements propres angulaires en vitesses tan-
gentielles exprim6es en km/s,
Ces quantites ramenees & des unites physiques sont les parametres de
base des theories physiques de la structure et de l'evolution des 6toi-
les. Ces bases observationnelles - actuellement insuffisantes - sont in-
dispensables pour eviter de construire des modeles qui ne correspon-
dent pas ~ la realite.
b) Etudier la structure, la cin~matique et la dynamique des groupes
d'~toiles
Pour ces etudes, le parametre important est le mouvement propre. 1I
permet d'etudier les mouvements dans les amas, de detecter les associa-
tions d'etoiles (etoiles ayant une origine commune), d'analyser les mouve-
ments ~ l'interieur de la Galaxie et de trouver les relations qui peuvent
exister entre les propriet~s cin~matiques et les proprietes astrophysi-
ques (~ge, composition chimique, spectre, etc...) des etoiles.
La cinematique stellaire conduit ~ la dynamique des amas et de
la Galaxie: recherche du champ de force produisant les mouvements et
etude de 1'evolution de ces groupements avec le temps (exemple: evapo-
ration des areas avec formation des etofles doubles, champ de force galac-
tique, formation et stabilite des bras spiraux, etc...).
Si, en plus des mouvements propres, on connaK les parallaxes et
la vitesse radiale, on obtient la vitesse spatiale, ce qui est une information
beaucoup plus complete permettant des analyses plus fines des proprie-
tes cinematiques des etofles.
c) R~f~rences pour l'astrom~trie
Nous avons dej~ aborde le probleme des systemes de reference. Toute
position d'un astre ne peut etre determinee que par rapport & des points
dont la position est dej& connue. On s'adresse pour cela & des etoiles, du
moins pour les observations en lumiere visible. Ces etoiles ont un mouve-
ment apparent qu'fl faut connaitre.
