Voici ce que WFIRST trouvera - si nous pouvons l'enregistrer.

Les simulations montrent que le télescope spatial de prochaine génération sera vraiment extraordinaire.

Ce lundi, la Maison Blanche a publié son projet de budget pour l'exercice 2020, qui détaille le financement d'un certain nombre d'agences fédérales, dont la NASA. Le budget propose des coupes nettes de 481 millions de dollars à l'agence spatiale, y compris la suppression totale d'un financement stupéfiant de 381 millions de dollars pour le Wide Field Infrared Survey Telescope, ou WFIRST, dont le lancement est prévu au milieu des années 2020. C'est la deuxième année consécutive que l'administration tente de tuer le télescope spatial, qui n'a été sauvé l'année dernière que par le Congrès.

Une ancienne version proposée de WFIRST, remontant à 2019. Depuis lors, le télescope a subi plusieurs itérations au fur et à mesure que ses objectifs scientifiques ont changé. Crédit d'image: NASA.

Comme prévu, le stratagème - justifié par les dépassements de coûts concurrents du télescope spatial James Webb - a rencontré une opposition considérable de la part des astronomes, qui considèrent WFIRST comme l'une des principales priorités de la NASA pour la prochaine décennie. Ils soutiennent que l'arrêt du projet de six ans serait un coup dur pour l'astronomie dans deux domaines principaux:

  • L'astronomie exoplanète, qui bénéficiera des perspectives révolutionnaires de WFIRST pour découvrir de nouveaux mondes grâce à la microlentille gravitationnelle et à l'imagerie directe.
  • Cosmologie, qui permettra d'obtenir des mesures de la densité, de l'évolution et de la nature fondamentale de l'énergie sombre grâce aux levés de la galaxie et de la supernova de WFIRST.

Sans surprise, les scientifiques souhaitent obtenir des idées quantitatives sur les résultats qu'ils espèrent obtenir de WFIRST, et des simulations détaillées ont été effectuées au cours des dernières années afin de déterminer exactement ce qu'il trouvera. Pour comprendre pourquoi la survie de WFIRST est si importante, laissez-moi vous emmener dans un voyage à travers certaines de ces simulations de ce que les années 2020 peuvent nous réserver.

Avant d'y arriver, cependant, je devrais vous parler un peu du vaisseau spatial dont nous parlons. WFIRST dispose d'un télescope de 2,4 mètres conçu pour détecter la lumière infrarouge; il est de la même taille que le télescope spatial Hubble et peut observer à plusieurs des mêmes longueurs d'onde. Il orbitera probablement à un endroit appelé le deuxième point Lagrange Soleil-Terre, situé au-delà du côté nocturne de la Terre.

Un diagramme du coronographe de WFIRST, montrant son radiateur de refroidissement, son spectrographe et d'autres composants clés. Crédit d'image: NASA / Goddard Spaceflight Center.

Attachés au télescope se trouvent les deux instruments qui rendent WFIRST si important: le bien nommé Wide Field Instrument (WFI), qui donnera à l'observatoire un large champ de vision pour l'imagerie et les observations spectroscopiques, et le Coronagraphic Instrument, qui a également des capacités d'imagerie et de spectroscopie, mais avec un petit champ de vision, et peut bloquer la lumière des étoiles pour voir les exoplanètes sombres en orbite autour.

Ensemble, ces instruments, qui travaillent activement sur un vaisseau spatial à 1,5 million de kilomètres de la Terre, fourniront des avancées dans deux domaines à croissance rapide: les exoplanètes et l'énergie sombre. Voyons maintenant ce que les astronomes pensent trouver - et examinons quelques simulations à jour.

Trouver des exoplanètes à travers un nouveau type de lentille

Les 25 dernières années se sont révélées abondantes pour l'astronomie exoplanétaire. Depuis la première détection confirmée d'une exoplanète en 1992, les astronomes ont trouvé 4 000 exoplanètes stupéfiantes autour d'environ 3 000 étoiles, et de nombreuses autres attendent d'être confirmées. Ces planètes ont été largement détectées grâce à deux techniques principales:

  • La méthode de la vitesse radiale, qui utilise la spectroscopie pour découvrir les perturbations dans le mouvement d'une étoile causées par une exoplanète en orbite.
  • La méthode de transit, qui recherche des baisses de la luminosité d'une étoile lorsqu'une exoplanète passe entre l'étoile et la Terre.

Bien que ceux-ci aient tous deux produit des nombres spectaculaires de nouveaux mondes, ils sont tous deux partisans de trouver des planètes qui sont grandes, massives et proches de leurs étoiles hôtes. Il existe d'autres méthodes qui réduisent ce biais, comme la microlentille gravitationnelle. La microlentille est basée sur le principe qu'un objet massif déforme l'espace-temps, et donc les rayons de lumière voyageant à travers l'univers. Cela signifie qu'une étoile devrait déformer la lumière des étoiles de fond - et que toutes les planètes en orbite devraient contribuer à la distorsion. Il s'avère que ces écarts sont mesurables! Cette technique est en fait assez bonne pour trouver des exoplanètes de faible masse aux rayons orbitaux comme la Terre, mais idéalement, elle a besoin de télescopes à haute résolution et d'un ciel clair. Jusqu'à présent, très peu d'exoplanètes ont été découvertes grâce à la microlentille.

Vue d'artiste de OGLE-2005-BLG-390Lb, une exoplanète découverte par microlentille gravitationnelle en 2005. Crédit d'image: ESO, sous la licence Creative Commons Attribution 3.0 Unported.

WFIRST a le potentiel de changer tout cela. L'un des avantages de WFIRST par rapport aux levés de microlentille plus anciens est qu'il sera dans l'espace, ce qui évite la distorsion atmosphérique. Ceci, associé à son imagerie haute résolution et à son grand champ de vision, signifie qu'il peut observer de nombreuses étoiles faibles qui sont des cibles irréalisables pour les levés de microlentille au sol.

Un article qui démontre cette capacité est Penny et al. 2018, une analyse réalisée l'an dernier. Le groupe visait à simuler les taux de détection des événements de microlentille sur la planète liée - c'est-à-dire les détections de microlentilles par des exoplanètes en orbite autour des étoiles, au lieu de flotter seules dans l'espace. Ils avaient quelques défis à relever:

  • La conception de WFIRST a changé au fil du temps, ils ont donc dû prendre en compte plusieurs configurations passées.
  • Le seuil de sensibilité pour une détection n'est pas complètement convenu, même pour d'autres levés de microlentille.
  • Les étoiles binaires peuvent produire de nombreux faux positifs, avec un composant imitant une exoplanète.

Tout d'abord, Penny et al. a utilisé un programme appelé GULLS pour simuler le ciel à l'aide de catalogues d'étoiles synthétisés et d'un modèle de la galaxie, en limitant soigneusement les simulations aux champs de vision réels de WFIRST. Ils devaient inclure un large éventail de propriétés des étoiles et des planètes, ce qu'ils ont fait en supposant certaines fonctions de masse - des lois qui prédisent la fréquence à laquelle un corps d'une masse particulière et les propriétés correspondantes apparaîtront dans un ensemble de données. À partir de là, ils ont généré des événements de microlentille et ont examiné combien correspondraient réellement au seuil de détection du télescope, en utilisant un paramètre appelé ∆χ², réglé sur 160. Si une quantité statistique connue comme as² («khi carré») était supérieure à 160 pour un un événement donné, il comptait comme une détection.

Les simulations ont montré que WFIRST devrait voir une centaine d'exoplanètes de la masse de la Terre ou moins - en fait, un total de 200 inférieures ou égales à 3 masses terrestres, sur la base de la conception actuelle («Cycle 7») de WFIRST. Au total, la première enquête de microlentille devrait trouver 1400 exoplanètes utilisant la méthode, plusieurs fois le nombre actuel découvert par microlentille.

Figure 8, Penny et al. Voici un certain nombre de résultats de simulation basés sur différentes conceptions WFIRST et fonctions de masse d'exoplanètes. Le télescope semble optimisé pour les planètes de masses entre la Terre et Uranus, y compris les super-Terres, une classe hybride d'objets terrestres avec des atmosphères gazeuses épaisses.

Dans l'ensemble, les simulations montrent une sensibilité beaucoup plus grande aux exoplanètes dans la gamme 1–10 AU, avec des rayons orbitaux similaires à la Terre et à Mars. Nous devrions également nous attendre à voir un certain nombre de planètes de la masse terrestre, qui n'ont jamais été observées auparavant dans cette gamme orbitale. Cela signifie que WFIRST peut nous montrer des systèmes planétaires comme le nôtre, ce que Kepler et d'autres télescopes spatiaux ne peuvent pas faire. L'important de cela ne peut être sous-estimé.

Figure 9, Penny et al. C'est l'intrigue qui devrait vous faire «Wow». Il montre comment WFIRST va explorer de nouvelles populations d'exoplanètes que les télescopes existants n'ont jamais vues.

Désormais, pour compléter ses mesures de microlentille, WFIRST pourra également détecter les exoplanètes via l'imagerie directe. L'imagerie directe est une technique qui prend des photos d'un système stellaire mais bloque la lumière de l'étoile, permettant au télescope de voir des objets plus faibles à proximité. Bien que cela soit plus sensible aux corps plusieurs fois la masse de Jupiter, cela fonctionne bien pour les exoplanètes en orbite encore plus loin de leurs étoiles. Cependant, comme la microlentille, l'imagerie directe a jusqu'à présent eu très peu de succès.

En utilisant l'imagerie directe, le coronographe de WFIRST devrait découvrir peut-être une dizaine d'exoplanètes entre 3 et 10 UA de leurs étoiles hôtes. À ce jour, l'imagerie directe par télescopes sur Terre n'a pas été en mesure de trouver de nombreuses exoplanètes dans cette gamme - une raison de plus pour que WFIRST soit prêt à repousser les limites de l'astronomie des exoplanètes.

Faire la lumière sur l'obscurité

En même temps que l'exoplanétologie prenait son envol, l'énergie sombre est passée au premier plan de la cosmologie moderne. À la fin des années 1990, l'équipe de recherche High-Z Supernova et le projet Supernova Cosmology ont mesuré indépendamment des sélections de supernovae de type Ia - des naines blanches qui explosent dans les systèmes binaires. La plupart de ces supernovae devraient avoir la même luminosité, ce qui en fait des bougies standard utiles. En utilisant les supernovae de type Ia pour mesurer les vitesses de récession des galaxies, les groupes ont clairement démontré que l'expansion de l'univers s'accélère - un résultat lauréat du prix Nobel.

Figures 4 et 5, Riess et al. 1998. Ces diagrammes tracent les modules de distance des supernovae de type Ia par rapport à leurs décalages vers le rouge. La tendance des points de données indique que l'univers est en expansion - et à un rythme accéléré.

Les astronomes croient que l'énergie sombre est responsable. Nous savons qu'il existe partout et qu'il représente environ les deux tiers de l'univers, mais personne ne sait ce qu'il est réellement. Une propriété majeure de l'énergie sombre est codée dans son équation d'état, qui décrit comment sa pression et sa densité sont liées les unes aux autres. L'équation implique une quantité clé appelée le paramètre de l'équation d'état, w. Ceci à son tour peut être décomposé en une expression impliquant deux autres quantités, w₀ et wₐ, qui caractérisent la valeur actuelle de w et son évolution dans le temps. En observant les supernovae à différentes distances, nous pouvons mesurer les deux quantités.

L'équipe derrière WFIRST a prévu une mission de cinq ans pour le télescope, qui comprend six mois d'observations de supernova utilisant le Wide Field Instrument. Il s'agit d'un temps relativement court, les scientifiques doivent donc être aussi efficaces que possible. Un groupe d'astronomes (Hounsell et al.2018) a décidé de simuler 11 techniques d'observation WFIRST différentes pour trouver la stratégie optimale.

Figure 4, Hounsell et al. 2018. Voici une sélection de courbes de lumière de supernova simulées vues à travers un certain nombre de filtres différents. Notez que les incertitudes dans les mesures augmentent considérablement à des décalages vers le rouge élevés.

Je devrais clarifier ce que nous entendons par «stratégie». Dans la façon dont il est utilisé ici, le terme fait référence à une collection de filtres, un instrument (l'imageur Wide Field Camera ou le spectrographe IFC-S) et des zones du ciel à étudier. Les 11 stratégies différentes que l'équipe a simulées ont utilisé différentes combinaisons des éléments ci-dessus. Par exemple, la stratégie Imaging: Lowz utilise uniquement le WFC, ainsi que les filtres Y + J et J + H.

Les simulations ont impliqué un progiciel appelé SNANA, qui a analysé les performances de chaque stratégie, ainsi que le modèle spectral SALT2, qui a été utilisé pour générer des populations de supernovae de type Ia et leurs courbes de lumière. Un certain nombre d'autres outils ont été utilisés pour ajouter d'autres ingrédients, comme les paramètres cosmologiques. Plutôt que de caractériser le succès de chaque enquête par le nombre de supernovae découvertes, l'équipe a utilisé une quantité appelée la figure du mérite (FoM). Plus le FoM est élevé, plus la stratégie est efficace et précise.

Au final, les astronomes ont choisi quatre stratégies avec les FoM les plus élevés: SDT *, SDT * Highz, Imaging: Allz et Imaging: Highz *. Les deux premiers sont des modifications de la stratégie initiale suggérée par l'équipe de définition scientifique de WFIRST et utilisent à la fois l'IFC-S et le WFC, tandis que les deux derniers sont des stratégies d'imagerie uniquement, et utilisent simplement la caméra à champ large. Tous devraient avoir des valeurs FoM - optimistes - entre 338 et 369, impliquant des écarts-types sur les mesures de w₀ et wₐ d'environ 0,035 et 0,17. Comparées aux mesures actuelles et aux incertitudes de w₀ et wₐ (−0,91 ± 0,10 et −0,39 ± 0,34), ce sont des améliorations substantielles.

Figure 13, Hounsell et al. 2018. Les intervalles de confiance pour les quatre stratégies sélectionnées sont bien meilleurs que les intervalles de confiance produits par d'autres méthodes (comme l'étude des oscillations acoustiques des baryons dans le fond micro-ondes cosmique) ou même par la stratégie originale proposée par l'équipe WFIRST.

Quelle que soit la stratégie d'observation particulière utilisée, nous nous attendons à voir de bons résultats de WFIRST sur le front de l'énergie sombre - bien meilleurs que ceux trouvés par d'autres méthodes. Si l'équipe WFIRST décide de prendre les simulations de Hounsell et al. en compte, cependant, nous allons avoir des contraintes encore meilleures - et c'est juste à travers les observations de supernova! WFIRST a également le potentiel de placer des contraintes supplémentaires sur ces paramètres en observant comment les galaxies s'alignent dans le ciel, nous aidant à comprendre la distribution de la masse dans l'univers et donc comment l'énergie sombre façonne le cosmos.

Pourquoi le WFIRST est-il le télescope pour faire cela?

Revenons à notre point de départ et posons une question clé: si nous avons le télescope spatial James Webb (JWST) prêt à être lancé dans quelques années, pourquoi avons-nous besoin qu'un autre projet coûteux soit construit en même temps? Pourquoi JWST ne peut-il pas également effectuer des mesures de microlentille ou observer des supernovae au loin pour nous aider à comprendre la nature de l'énergie sombre? Après tout, il est considéré comme le successeur du télescope spatial Hubble, un pilier des observations spatiales depuis près de trois décennies.

Eh bien, WFIRST a été spécialement conçu pour les deux tâches principales que j'ai décrites ci-dessus: la microlentille et les observations de supernova de type Ia. Comme Penny l'a dit lui-même, un avantage qu'il a sur JWST - ou sur tout autre télescope spatial à ce jour - est qu'il a à la fois une haute résolution et un large champ de vision. Nous ne savons pas quand un événement de microlentille peut se produire, nous devons donc regarder de plus grandes parties du ciel. Avoir un large champ de vision, tout en étant capable de collecter des données de haute qualité, distingue WFIRST. La même logique s'applique à la recherche sur l'énergie noire. JWST pourra voir des supernovae plus faibles et plus éloignées que WFIRST, en partie parce qu'il est sensible à des longueurs d'onde de lumière plus longues, mais le grand champ de vision de WFIRST en fait un bien meilleur outil pour étudier la population de supernova dans son ensemble.

Vue d'artiste du télescope spatial James Webb. JWST est peut-être l'un des instruments les plus excitants à venir au cours des prochaines années, mais WFIRST aussi - et les deux sont des télescopes très différents. Crédit d'image: NASA

N'oublions pas non plus le vieil adage selon lequel deux télescopes valent mieux qu'un. Rappelez-vous pourquoi l'étude de stratégie de supernova était importante en premier lieu: le temps que WFIRST peut y consacrer est extrêmement limité - peut-être seulement six mois! Le télescope spatial James Webb, avec ses capacités de nouvelle génération pour étudier les atmosphères d'exoplanètes et les protogalaxies, va être extrêmement occupé, car sans s'attaquer aux problèmes monumentaux que WFIRST vise à éclairer.

Les prédictions que j'ai expliquées ici - que WFIRST peut découvrir 1400 exoplanètes par microlentille gravitationnelle et fournir des limites strictes sur les caractéristiques de l'énergie sombre - ne sont pas les miennes. Ils sont le résultat de simulations minutieuses réalisées par des astronomes qui connaissent intimement le télescope. Donc, quand vous entendez la défense passionnée d'un scientifique de la raison pour laquelle nous devons garder ce télescope en vie - eh bien, vous savez pourquoi il y est si investi.

Les années 2020 vont être une autre décennie passionnante pour l'astronomie. On se verra là bas.