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Observations et précisions

Observations

Gaia observe le ciel de manière systématique et répétée et va réaliser le premier relevé complet de tous les objets célestes - plus d’un milliard d’objets - jusqu’à la magnitude G = 20 (V ∼ 20-22) avec des mesures astrométriques d’une extrême précision (de 5 à 16 µas) pour les étoiles les plus brillantes, de 9 à 26 µas à la magnitude 15, et encore de 130 à 600 µas à la magnitude 20), des mesures spectro-photométriques, ainsi que des mesures spectroscopiques jusqu’à la magnitude GRVS = 16. Le relevé ainsi obtenu sera le relevé optique le plus précis jamais réalisé, avec une résolution angulaire comparable à celle du Télescope Spatial Hubble. La mise en route de Gaia a permis de montrer que les étoiles plus brillantes que la magnitude 6 pourront finalement être observées, même les 230 étoiles plus brillantes que la magnitude 3 pour lesquelles, grâce à un mode d’observation spécial, on espère obtenir une précision astrométrique en fin de mission de quelques dizaines de micro seconde d’arc.

Quelques nombres :

  • Gaia observe plus d’un milliard d’étoiles, soit de l’ordre de 1% des étoiles de la Galaxie,
  • ∼ 6000 étoiles plus brillantes que G = 6 ; ∼ 700 000 étoiles plus brillantes que G = 10 ; ∼ 50 millions d’étoiles plus brillantes que G = 15 ; ∼ 1,1 milliard d’étoiles jusqu’à la magnitude G = 20.
  • Gaia observe aussi de nombreux objets extragalactiques : plus d’un million de galaxies, 500 000 quasars, 20 à 30 000 supernovae,
  • et de nombreux objets du système solaire : 105-106 astéroïdes, des Géocroiseurs, des comètes.
  • Une observation complète du ciel est effectuée par Gaia environ tous les 6 mois,
  • Les régions les plus observées sont situées dans deux anneaux à 45° des pôles écliptiques (jusqu’à 240 observations en 5 ans), les moins observées sont le long de l’écliptique (environ 50 observations en 5 ans). Ceci reflète la loi de balayage du ciel par les deux télescopes de Gaia et l’angle constant de 45° entre l’axe de rotation du satellite et la direction entre le satellite et le Soleil.

Pour en savoir plus sur la loi de balayage, voir La loi de balayage ou la “Feuille d’information Gaia” (en anglais) : Scanning law.

Possibilités observationnelles

  • Pour les instruments astrométriques et spectro-photométriques
    • Détection plus d’un milliard d’objets, jusqu’à la magnitude 21 environ,
    • Complétude jusqu’à la magnitude 20, sauf dans quelques zones de très haute densité stellaire (centre des amas globulaires, centre galactique) où la limite est plus brillante.
    • Densité stellaire maximum pour un relevé complet jusqu’à la magnitude 20 : 750 000 étoiles par degré carré.
    • En moyenne 70 observations par objet tout au long des 5 années de mission. Ce nombre dépend de la latitude écliptique des objets observés, et peut atteindre un maximum de 240. Pour l’instrument astrométrique, cela se traduit par 630 transits de CCD en moyenne sur 5 ans de mission (passage sur les 9 colonnes de CCD). Voir le schéma du plan focal de Gaia.
  • Pour l’instrument spectroscopique
    • Tous les objets jusqu’à la magnitude 16 environ, soit environ 150 millions d’étoiles
    • Densité stellaire maximum pour un relevé complet : 35 000 étoiles par degré carré. Dans les zones plus dense, la limite de complétude est plus brillante que la magnitude 16.
    • En moyenne 40 observations par objet tout au long des 5 années de mission. Comme pour les deux autres instruments, ce nombre dépend de la latitude écliptique des objets observés.

Plus de détail sur la détection systématique des objets à bord. Voir aussi les “Feuilles d’information Gaia” (en anglais) : Object Detection et On-board Data Handling.

Performances astrométriques

L’instrument astrométrique de Gaia mesure, avec une précision 50 à 100 fois meilleure que ce qui existe actuellement, les déplacements angulaires sur le ciel des étoiles et des petits corps du système solaire. Ces mesures vont permettre de déterminer les positions, parallaxes trigonométriques (qui donnent les distances des objets observés), et mouvements propres.

Les performances attendues vont de 5 à 600 µas (micro-seconde de degré) ou µas/an (pour les mouvements propres). Elles varient grandement avec la magnitude des étoiles observées (moins de photons = moins de précision), leur couleur (le détecteur de Gaia est plus sensible dans le rouge) et la latitude écliptique (il y a plus d’observations par étoile aux latitudes écliptiques de l’ordre de 45°) : de 5 à 14 µas pour les étoiles les plus brillantes à 130-600 µas pour les étoiles les plus faibles (magnitude 20). Rappelons que Hipparcos, le premier satellite astrométrique, lancé par l’ESA en 1989, a permis d’atteindre des précisions, en moyenne, de l’ordre de 1 mas (une milli-seconde de degré = 1000 µas) et seulement jusqu’à la magnitude 12 et, au mieux, de quelques 0.1 mas pour les étoiles les plus brillantes.

Le tableau suivant donne les erreurs attendues sur les parallaxes à la fin de la mission pour trois types d’étoiles de couleur (température) différentes :

magnitude V étoile bleue étoile jaune étoile rouge
B1 V G2 V M6 V
3 < V < 12 mag (*) 5 -16 µas 5 -16 µas 5 -16 µas
V = 15 mag 26 µas 24 µas 9 µas
V = 20 mag 600 µas 540 µas 130 µas

(*) 5 < V < 14 mag pour les étoiles rouges

Ces performances sans précédent vont avoir un impact majeur sur notre connaissance des distances, et donc des luminosités, des étoiles de toutes les populations stellaires, de tous les types spectraux, même les plus rares ou dans les phases d’évolution les plus rapides, et ce, dans une très grande partie de la Galaxie :

  • des parallaxes trigonométriques déterminées à mieux que 0,1 % pour ∼ 100 000 étoiles (3 dans Hipparcos)
  • à mieux que 1 % pour ∼ 11 millions d’étoiles (719 dans Hipparcos)
  • à mieux que 10 % pour ∼ 150 millions d’étoiles (30 000 dans Hipparcos)
  • une erreur sur la magnitude absolue de 0,002 à 0,007 mag pour une étoile de V=10 située à 100 pc
  • une erreur sur la magnitude absolue de 0,2 à 0,7 mag pour une étoile de V=10 située à 10 kpc.
    L’ensemble de données va révolutionner notre connaissance de la Voie Lactée et notre compréhension des différentes phase de sa formation et de son évolution.

Les erreurs en fin mission sur les positions (en µas) seront environ 0,7 fois plus faibles, sur les mouvements propres (en µas/an) environ 0,5 fois plus faibles.
Plus de détail sur les performances astrométriques ou Gaia Science Performance (en anglais).

Par ailleurs, les performances astrométriques remarquables de Gaia vont aussi permettre l’étude détaillée de tous les types possibles d’étoiles, la détection de très nombreux systèmes doubles et multiples et la détermination de très nombreuses orbites. Plus de détail sur la détection et caractérisation des systèmes doubles. Elles vont aussi permettre une étude approfondie des orbites des astéroïdes et une meilleure compréhension de la formation du système solaire.

Performances photométriques et spectro-photométriques

En parallèle et en complément des observations astrométriques, Gaia effectue de façon systématique des observations photométriques pour l’ensemble des objets plus brillants que la magnitude limite de 20. Ces observations photométriques apportent des informations nécessaires à la réduction astrométrique (corrections de chromaticité et détection des objets variables), mais vont aussi permettre la classification et caractérisation astrophysique des objets observés.

Les observations photométriques de Gaia sont de deux sortes :

  • des observations obtenues par l’instrument astrométrique dans une large bande couvrant tout le domaine optique et émargeant sur l’ultraviolet et le proche infrarouge : la bande G va environ de 330 à 1050 nm ;
  • des observations spectro-photométriques à basse résolution obtenues par les spectro-photomètres bleu et rouge (BP et RP). Le photomètre bleu couvre une bande de ∼ 330 à 680 nm avec une résolution qui varie de 3 à 27 nm/pixel selon la longueur d’onde. Le photomètre rouge couvre une bande de ∼ 640 à 1050 nm avec une résolution qui varie de 7 à 15 nm/pixel.

Courbes de transmission pour la magnitude G, les magnitudes BP, RP et GRVS.

Chaque objet est observé en moyenne 70 fois au cours des 5 années de mission, ce qui va apporter une mine d’information sur la variabilité de ces 1 milliard d’objets.

Les observations en bande G sont particulièrement utilisées pour étudier les variations d’éclat des étoiles, les observations avec les photomètres bleu et rouge pour corriger les observations astrométriques des effets de chromaticité (dus aux différentes couleurs des objets observés) et pour obtenir des informations sur la physique de ces objets :

  • distinguer les étoiles des objets extragalactiques compacts tels que les quasars,
  • distinguer les différents types d’étoiles,
  • déterminer des paramètres décrivant l’atmosphère des étoiles : température, gravité, abondance de certains éléments chimiques - en particulier le fer,
  • déterminer l’extinction et le rougissement interstellaire provoqués par la présence de gaz et de poussière dans l’espace interstellaire.

L’ensemble de ces informations est essentiel à l’exploitation scientifique des données astrométriques d’extrême précision que fournira Gaia.

Les précisions attendues en fin de mission sur les magnitudes moyennes vont de 1 à 3 milli-magnitudes pour la bande G, de 4 à quelques dizaines de milli-magnitudes pour les bandes BP et RP selon la magnitude et la couleur des étoiles observées. Le tableau suivant donne les erreurs attendues, en milli-magnitudes, sur les magnitudes moyennes à la fin de la mission pour les mêmes trois types d’étoiles que ci-dessus, en fonction de la magnitude G :

magnitude G étoile bleue : B1 V étoile jaune : G2 V étoile rouge : M6 V
G BP RP G BP RP G BP RP
6-13 0.2 mmag 1 mmag 1 mmag 0.2 mmag 1 mmag 1 mmag 0.2 mmag 1 mmag 1 mmag
15 0.2 1 2 0.2 1 1 0.2 5 1
18 0.9 6 15 0.9 9 8 0.9 63 4
20 3.7 37 91 3.7 56 48 3.7 395 20

Précisions obtenues à chaque transit pour chacune des magnitudes G, BP et RP, pour les étoiles rouges de type K.

Cette masse de données photométriques très précises va entraîner la détection de dizaines de millions d’étoiles variables de tous types de variabilité, et de millions de binaires à éclipses. Voir, par exemple : Céphéides et RR Lyrae observées dans le Grand Nuage de Magellan ; première supernova observée par Gaia ; observation de binaires à éclipses.

Plus de détail sur les observations photométriques et Gaia Science Performance (en anglais).

Performances spectroscopiques

Gaia obtient aussi des spectres pour les 150 millions d’étoiles les plus brillantes de son programme d’observation. Comme pour les observations photométriques, ces observations spectroscopiques sont essentielles à la fois pour atteindre la précision astrométrique ultime (corrections dues à la vitesse radiale des étoiles très proches), détecter les systèmes doubles ou multiples, et pour les applications astrophysiques : détermination de la vitesse radiale (3ème composante de la vitesse des étoiles) et, pour les étoiles les plus brillantes, de la vitesse de rotation des étoiles sur elles-mêmes, des paramètres décrivant l’atmosphère des étoiles (température et gravité), de l’extinction interstellaire et de l’abondance de certains éléments chimiques.

L’instrument spectroscopique de Gaia, le « Radial Velocity Spectrometer » (RVS) observe dans un étroit domaine de longueur d’onde, dans le rouge : de 845 à 872 nm, avec une résolution spectrale de ∼ 11 500. Sur 5 ans de mission, une étoile est observée, en moyenne, ∼40 fois, soit environ 120 transits de CCD (3 transits par observation).

Le RVS permet d’obtenir des informations complémentaires et/ou plus détaillées :

  • pour les étoiles plus brillantes que la magnitude GRVS ∼ 16 (∼ 17 pour les étoiles les plus rouges), soit pour ∼ 150 millions d’étoiles, le RVS fournit la composante de la vitesse le long de la ligne de visée, la vitesse radiale, obtenue par la mesure du décalage Doppler. Les observations astrométriques donnent accès aux déplacements des étoiles sur la sphère céleste et c’est la combinaison des deux composantes (radiales et tangentielles) qui donne accès à la vitesse des étoiles par rapport au Soleil, appelée « vitesse spatiale »,
  • pour les étoiles plus brillantes que la magnitude GRVS ∼ 12, soit pour plus de 5 millions d’étoiles, le RVS permet aussi d’obtenir des informations détaillée sur la physique des étoiles (les paramètres décrivant leurs atmosphères), sur leur vitesse de rotation sur elles-mêmes et sur le rougissement interstellaire,
  • pour les étoiles plus brillantes que la magnitude GRVS ∼ 11, soit pour plus de 2 millions d’étoiles, l’abondance de nombreux éléments chimiques présents dans l’atmosphère des étoiles observées sera aussi déterminée,
  • pour les binaires spectroscopiques à un ou deux spectres, le RVS permet la mise en évidence des variations de vitesse radiale de l’une ou des deux composantes et la détermination des orbites.

La précision sur la vitesse radiale dépend fortement de la magnitude et de la couleur des objets observés : en fin de mission, elle ira de 0.5 km/s ou mieux pour les étoiles les plus brillantes à une quinzaine de km/s pour les plus faibles. Le tableau suivant donne les erreurs attendues sur la vitesse radiale, à la fin de la mission pour toujours les mêmes trois types d’étoiles :

Type d’étoile Magnitude V [mag] Erreur sur la vitesse radiale [km/s]
Etoile bleue : B1V < 7.5 < 1
11.3 15
Etoile jaune : G2V < 12.3 < 1
15.2 15
Etoile rouge : K1III (*) < 12.8 < 1
15.7 15

(*) les nombres donnés ici sont pour une étoile pauvre en métaux.

Plus de détail sur les observations spectroscopiques. Voir aussi Gaia Science Performance (en anglais).

Dernière mise à jour : 11 janvier 2017.