T60 - Mission Io-Io
Participants : Daniel Descout, Romain Montaigut,
Clément Bluteau, Sylvain Rondi
Compte-rendu rédigé en commun
Projet initial
2009 est l'Année Mondiale de l'Astronomie.
En l'honneur de Galilée (« Dialogue sur les
deux grands systèmes du monde », 1632), cette partie est
rédigée sous la forme d'un dialogue imaginaire entre un journaliste
scientifique (JS), qui mène une enquête sur les activités
au Pic du Midi de Bigorre, et un membre de la mission 35 des astronomes amateurs
(AA) de l'association AT60.
Certaines questions du journaliste peuvent paraître naïves, mais
il est dans un rôle de composition.
Dialogue imaginaire
[Auteur D.Descout]
JS – Le nom de cette mission,
Io – Io, est assez surprenant. Pourquoi avez-vous fait ce choix ?
AA – Une des cibles visées
lors de cette mission consacrée à la spectroscopie est le satellite
Io de la planète Jupiter, celui dont l'orbite est la plus serrée,
donc celui dont la vitesse orbitale est la plus élevée.
JS – Quel est l'intérêt de choisir
une cible rapide ?
AA – Plus la vitesse radiale de la cible est élevée, plus
les résultats de mesure sont précis.
JS – Io, c'est logique. Alors pourquoi Io –
Io ?
AA – C'est un jeu de mots facile. Il fait référence aux
mouvements de va-et-vient du jouet, le yoyo.
Par comparaison, chaque fois que le satellite Io change de côté
par rapport à Jupiter (d'est en ouest ou l'inverse), sa vitesse radiale
change de signe.
Et sur la durée de la mission, Io effectue quatre orbites complètes.
JS – Vous parlez d'abord de vitesse orbitale puis
de vitesse radiale. C'est volontaire, j'imagine ?
AA – Oui. Depuis la découverte des (4) satellites de Jupiter par
Galilée (1609), nous savons que Io est en orbite autour de cette planète,
grâce aux observations faites avec les lunettes et les télescopes.
Mais l'analyse spectrale de la lumière solaire diffusée par
Io permet d'accéder seulement à sa vitesse radiale relative,
la projection sur la ligne de visée du télescope de sa vitesse
relative par rapport à la Terre.
JS – Peut-on accéder à la mesure
de la vitesse orbitale de Io de cette façon ?
AA – En théorie, et après une seule mesure, le passage
de l'une (vitesse radiale relative) à l'autre (vitesse orbitale) est
possible par un calcul, à condition de connaître les vitesses
orbitales de la Terre et de Jupiter autour du Soleil, la configuration du
triangle {Soleil, Terre, Jupiter} et l'inclinaison de l'axe de visée
{Terre – Io} sur le plan orbital de Io.
JS – Et en pratique, comment procède-t-on
?
AA – Une méthode astucieuse consiste à éviter de
tenir compte des vitesses orbitales des planètes.
Lorsque Io est à son élongation angulaire maximum par rapport
à Jupiter, nous mesurons sa vitesse radiale relative, une mesure à
l'est et l'autre à l'ouest. Par différence, nous accédons
à l'information sur la vitesse orbitale de Io, avec une bonne approximation.
JS – Ne procédez-vous pas ainsi pour mesurer
la vitesse de rotation propre de Jupiter ?
AA – Vous avez raison. L'avantage, pour Jupiter, c'est qu'il suffit d'enregistrer
un seul spectre.
Pour Io, il faut enregistrer deux spectres, séparés par un intervalle
de 21 heures environ.
Cette durée est faible par rapport aux durées qui modifient
sensiblement la configuration du triangle {Soleil, Terre, Jupiter}, ce qui
valide le calcul par différence.
JS – Sur quelle loi repose la méthode d'analyse
spectrale ?
AA – Sur une loi de proportionnalité entre le décalage
en longueur d'onde des raies spectrales et la vitesse relative radiale entre
la source de lumière et l'observateur, traduction de l'effet Doppler
en optique, encore appelé effet Doppler – Fizeau.
JS – Cette loi contient la constante c de la vitesse
de la lumière, si mes souvenirs sont bons ?
AA – C'est exact. Et c'est aussi une raison du choix de Io comme cible.
Grâce à l'étude du mouvement de Io pendant plusieurs mois
consécutifs, un astronome du XVIIe siècle, Olaf Römer,
a évalué pour la première fois la vitesse de la lumière,
en 1676.
Son estimation donnait environ les trois quarts de la valeur admise actuellement.
JS – Ce choix de Io est en quelque sorte un clin
d'œil à l'histoire des sciences.
AA – Nous nous comprenons très bien, décidément.
Préparation
| Environnement apparent de Jupiter
fin août 2009 constellation du Capricorne |
La spectroscopie très basse
résolution ; cible Jupiter (sans T60, ni Lhires III, ni caméra Audine) |
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Les satellites Io et Europe ont |
Spectres d'ordres -1, 0, 1 et 2. |
« La spectro, c'est la vraie astrophysique ».
« La spectro amateur nécessite une petite formation à
l'utilisation du matériel et à l'interprétation des données ».
Christian BUIL ; citations rapportées par Ciel & Espace n°
471, août 2009.
Préparation 1 ; évaluation de la vitesse radiale relative de
Io par simulation
(logiciel « Stellarium » version 0.10.2)
Recherche préalable des données ;
mouvement de Io vu de la Terre au cours de la nuit du 25 au 26 août
2009 :
distance à la Terre à 23:00:00 (heure légale) : 4,04404222
UA
distance à la Terre à 23:01:40 (heure légale) : 4,04403483
UA
variation de la distance à la Terre en 100 s : d = - 7,39.10-6 UA
une UA vaut 1,496.108 km, donc : d = - 1,106.103 km
vitesse radiale relative de Io (calculs à 10-3 près) : v = -
11,06 km/s.
Capture d'écran « Stellarium » en négatif
Cliché IMGP7182.JPG 26-08-2009 ; 01:10
(Ganymède, Europe, Io, Jupiter, Callisto) Ganymède est à
5' d'angle de Jupiter
Diamètre apparent de Jupiter : 49''
(lunette du T60 avec Barlow x2 )
La résolution du spectroscope Lhires III est R = 17 000, au voisinage
de la raie Ha (656,3 nm) avec un réseau de 2400 traits par mm (donnée
constructeur ; Shelyak Instruments).
Compte tenu du double effet Doppler, pour Io il faut envisager un décalage
spectral relatif en longueur d'onde proche de 2v/c, soit : Dl/l = - 7,37.10-5
, dont l'inverse est 1,357.104 < R.
La détection et la mesure de la vitesse radiale de Io par décalage
spectral de la raie Ha avec le Lhires III à l'heure prévue (23:00:00
; 25 08 2009) est donc envisageable, avec une faible précision.
Lundi 24 Août 2009
Nous voilà au sommet, ayant croisé la mission
AstroFlep qui nous a montré ses résultats (fructueux !) de la
semaine passée et fait un petit topo technique (merci à eux).
Cependant la météo se dégrade en cours de journée,
il y a du vent et des orages sont annoncés.
Au programme de notre mission, de la spectro sur Jupiter et ses satellites, la comète 217P/Linear ... et l'improvisation propre au T60, selon météo bien entendu !
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Nous consacrons une partie de l'après-midi à
quelques manipulations autour du LHIRES III. En revanche nous ne parvenons pas à trouver le connecteur qui alimente la lampe néon de calibration : tous ceux que nous trouvons refusent obstinement de rentrer dans le connecteur du boitier... Mystère ... Nous montons LHIRES sur le télescope et, dans la
soirée, en attendant que le ciel veuille bien se dégager,
y montons la caméra Watec puis l'Audine du labo avec son nouveau
KAF 1600. Ici aussi un peu d'improvisation est nécessaire
pour trouver la bonne pièce raccord permettant une focalisation
correcte : nous trouvons finalement une pièce en dural male-femelle
qui permet un montage de l'Audine derrière le spectro. Par contre,
elle est assez mal maintenue en rotation et risque de tourner ... nous
verrons bien. Dehors la météo est fantasque : des éclairs
plus ou moins lointains cotoient parfois un ciel dégagé
qui se rebouche en général assez rapidement. Par intermittence,
au gré des éclaircies, nous pointons donc Jupiter et peaufinons
les réglages ... vers 23h30 TU, premières acquisitions
d'un spectre jovien laissant d'emblée apparaître les raies
penchées dues à l'effet Doppler de la rotation de la planète.
Autre déconvenue, côté technique : des bandes alternatives parasitent nos images (surtout visibles à faible flux sur offsets et noirs), et l'Alaudine a la facheuse tendance à décrocher, revenant toute seule à une consigne de +0.0°C !
C'est en vain que nous attendrons l'éclaircie qui
nous aurait permis de pointer Io. Jupiter déclinant sur l'horizon,
nous décidons de monter la caméra SBIG au foyer pour tenter
la comète 217/P LINEAR, mais nous n'aurons le temps que de débuter
une focalisation avant que le ciel se charge et que des gouttes ne nous
fassent fermer la coupole.
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Mardi 25 Août 2009
Nous traitons les images de la veille et obtenons tout d'abord un spectre de Jupiter prétraité, s'étendant de 5806 à 6000 Angströms (centré sur le doublet du Sodium :
La fente était disposée selon l'équateur
de Jupiter (le bord Ouest est en haut).
Pas d'équivoque possible entre les raies telluriques (atmosphériques)
bien droites et les raies issues de la réflexion de la lumière
solaire sur Jupiter, penchées puisque affectées d'un effet Doppler.
Puis nous débarrassons le spectre de l'effet centre-bord de la planète afin d'obtenir le spectre suivant (agrandi autour du Sodium), qui permet une meilleure visualisation des raies :
Ci-dessous, identification du doublet du sodium et de deux raies atmosphériques nous ayant servi à étalonner. Les zones bleues et rouges correspondent aux boites d'analyse du spectre (bords Est et Ouest de la planète):
Enfin, voici les deux spectres étalonnés et recalés sur les deux raies atmosphériques choisies (T). Le décalage Doppler entre le bord Est (bleu) et Ouest (rouge) est évident.
La dispersion est de 0.125 Å/pixel. L'écart mesuré
entre les raies "bleues" et "rouges" du sodium est de
0.75 Å. Nous allons chercher à calculer la vitesse de rotation
équatoriale de Jupiter.
Or, la lumière provenant du Soleil et réfléchie par Jupiter
est déjà affectée d'un effet Doppler à son arrivée,
auquel vient s'ajouter l'effet Doppler perceptible par l'observateur terrestre.
La formule v/c = dlambda / lambda est donc à pondérer d'un facteur
4 : on ne tient compte que du quart du décalage spectral mesuré,
soit dans notre cas : 0.75/4 = 0.19 Å.
Soit donc V = 300000 x 0.19 / 5890 = 9.7 (km/s)
La période de rotation de Jupiter est de 9.92 heures,
pour un diamètre équatorial de 143000km, donnant une vitesse
à l'équateur de 12.5 km/s.
L'ordre de grandeur de notre résultat (9.7 km/s) est respecté,
l'erreur pouvant provenir principalement du fait que la fenêtre d'analyse
n'est pas située exactement sur le bord de la planète (pas assez
de signal ici).
Côté purement technique, nous avons trouvé
et compris comment utiliser les bagues d'adaptation entre Audine et LHIRES.
Ci-dessous à gauche les bagues avant montage : une bague coutre se
vissant sur l'Audine, d'ailleurs pas complètement et une bague longue
avec gorge se vissant sur le spectro. Nous avons muni la première bague
de vis laiton permettant la fixation dans la gorge. L'Audine peut ainsi être
orientée comme souhaité.
 Avant montage |
 Après montage |
 Sur le T60 |
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Observations de la nuit (à compléter) :
