IOAA — International Olympiad on Astronomy and Astrophysics
L'olympiade internationale phare en astronomie et astrophysique, organisée chaque année depuis 2007 dans un pays hôte différent. Chaque édition comprend une épreuve théorique, une épreuve d'analyse de données et des épreuves d'observation, ainsi qu'une compétition par équipe.
- Fondation
- 2007
- Rotation des hôtes
- Annual, rotating host country
- Niveau
- International (secondary school)
- Format
- Theory, data-analysis and observation rounds over ~10 days
- Épreuves
- Theoretical exam, data-analysis exam, observational exam, team competition
- Éligibilité
- Secondary-school students, typically under 20; max 5 contestants plus 2 team leaders per country
- Site web
- ioaastrophysics.org
À noter
Issue de l'ancienne Olympiade internationale d'astronomie (IAO), elle rassemble aujourd'hui plus de 50 pays. En 2020, elle a été remplacée par la compétition en ligne GeCAA en raison de la pandémie.
Éditions récentes
| Année | Hôte |
|---|---|
| 2025 | Mumbai, India |
| 2024 | Rio de Janeiro, Brazil |
| 2023 | Katowice, Poland |
| 2022 | Kutaisi, Georgia |
| 2021 | Bogotá, Colombia |
Thèmes fréquents
Problèmes des éditions passées
2025
Mesure de la constante de Hubble
Un échantillon de supernovae de type Ia fournit les vitesses de récession de galaxies dont les distances ont été mesurées indépendamment. À partir du tableau vitesse–distance fourni, estimez la constante de Hubble par ajustement linéaire et déduisez le temps de Hubble en milliards d'années.
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Un ajustement linéaire v = H0·d sur le tableau vitesse–distance donne une pente H0 ≈ 70 km/s/Mpc pour des données récentes typiques. Le temps de Hubble est t_H = 1/H0 ≈ (1/70) Mpc·s/km ≈ 4,4 × 10^17 s ≈ 14 milliards d'années. La dispersion des points autour de l'ajustement fixe l'incertitude statistique : quelques pour cent sur la pente se retrouvent en identique sur t_H.
Matière noire dans une galaxie spirale
À partir d'un tableau des vitesses circulaires en fonction du rayon pour une galaxie spirale, calculez la masse dynamique enfermée à plusieurs rayons et comparez-la au profil de masse lumineuse fourni. Déterminez le rayon à partir duquel la composante de matière noire devient dominante.
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À chaque rayon tabulé, calculez la masse dynamique enfermée M(<r) = v²r/G. Pour v ≈ 220 km/s à r = 20 kpc, on obtient M ≈ 2,2 × 10^11 M_sun, bien au-dessus de la masse lumineuse au même rayon. En comparant les deux profils, le point où M_dyn dépasse ~2× la masse lumineuse — typiquement juste au-delà du disque optique, vers r ≈ 10–15 kpc — marque le début de la domination du halo sombre.
2024
Distance par parallaxe d'une étoile proche
Une mesure Gaia donne la parallaxe trigonométrique d'une étoile : 48,2 ± 0,3 millisecondes d'arc. Convertissez-la en distance en parsecs et en années-lumière, puis calculez la magnitude absolue de l'étoile pour une magnitude apparente de 7,9, en négligeant l'extinction.
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Avec p = 48,2 mas = 0,0482″, la distance est d(pc) = 1/p″ = 1/0,0482 ≈ 20,7 pc, soit d ≈ 20,7 × 3,262 ≈ 67,7 al. La magnitude absolue vaut M = m + 5 − 5 log d(pc) = 7,9 + 5 − 5 log 20,7 ≈ 6,3. L'erreur de ±0,3 mas sur la parallaxe correspond à un intervalle de distance de 1/0,0485–1/0,0479 ≈ 20,6–20,9 pc.
Luminosité d'un trou noir en accrétion
De la matière tombe sur un trou noir de 10 masses solaires à un taux de 10^17 kg par an avec une efficacité radiative de 10 %. Calculez la luminosité d'accrétion, comparez-la à la luminosité d'Eddington pour la même masse, et indiquez si le flot est super-Eddington.
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On convertit d'abord le taux : Ṁ = 10^17 kg/an ≈ 3,17 × 10^9 kg/s. La luminosité d'accrétion est L = εṀc² = 0,1 × 3,17 × 10^9 × (3 × 10^8)² ≈ 2,9 × 10^25 W. La luminosité d'Eddington pour 10 M_sun est L_Edd = 1,26 × 10^31 (M/M_sun) W ≈ 1,26 × 10^32 W. Comme L/L_Edd ≈ 2,3 × 10^−7, le flot est très inférieur à Eddington — il est fortement sous-Eddington.
2023
Distance à une variable céphéide
Une céphéide classique dans une galaxie proche présente une période de pulsation de 35 jours et une magnitude apparente moyenne de 22,4. En utilisant la calibration période–luminosité fournie et en corrigeant l'extinction interstellaire, déterminez la distance de la galaxie hôte et estimez l'incertitude due à la correction d'extinction.
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La calibration période–luminosité d'une céphéide classique de 35 j donne une magnitude absolue M ≈ −4,6. Le module de distance vaut alors m − M = 22,4 − (−4,6) = 27,0, d'où d = 10^((m−M+5)/5) ≈ 2,5 Mpc. Une incertitude de 0,1 mag sur l'extinction se propage au module : Δd/d = (ln 10 / 5)·0,1 ≈ 5 %, soit d ≈ 2,5 ± 0,13 Mpc.
Courbe de lumière d'un transit exoplanétaire
Les candidats reçoivent la photométrie d'une étoile de type solaire présentant trois transits répétés. En repliant la courbe de lumière sur la période déduite et en ajustant la profondeur et la durée du transit, estimez le rayon de la planète et le demi-grand axe de son orbite, puis discutez si elle se trouve dans la zone habitable.
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La profondeur du transit donne le rapport des rayons δ = (Rp/Rs)² ; une profondeur de ~1 % sur une étoile de type solaire donne Rp ≈ 0,1 R_sun ≈ 1 R_jup. Le repli des trois événements fixe la période P, et la troisième loi de Kepler donne a = (GM_sun P²/4π²)^(1/3) ≈ 1 UA pour P ≈ 1 an. La durée du transit T ≈ P·Rs/(πa) offre un contrôle de cohérence de l'orbite. Avec a ≈ 1 UA autour d'un jumeau solaire, la planète se situe dans la zone habitable (~0,95–1,4 UA).