Les observations spectroscopiques

15/04/2015. En complément des observations astrométriques et spectrophotométriques, l’instrument spectroscopique, le Radial Velocity Spectrometer (RVS), va permettre d’obtenir des spectres pour les 150 millions d’étoiles les plus brillantes observées par Gaia.

L’instrument astrométrique de Gaia donne accès aux mouvements tangents à la sphère céleste, parallaxe trigonométrique et mouvements propres. Les spectres du RVS permettent d’en mesurer le complément essentiel : la vitesse radiale, 3^ème composante de la vitesse spatiale, obtenue par la mesure du déplacement Doppler de l’étoile observée, pour tous les objets plus brillants que la magnitude 16 environ, ainsi que la caractérisation physique d’une partie de ces étoiles.

Le domaine spectral du RVS, de 845 à 872 nm, a été choisi autour du maximum d’émission des étoiles de type G et K, les cibles les plus nombreuses de l’instrument. La courbe de transmission du RVS, G_RVS, est disponibles ici (ainsi que celles des magnitudes G, BP, et RP). Cet intervalle de longueur d’onde inclut en particulier trois raies très fortes du Calcium ionisé (Ca II), visibles dans presque tous les types spectraux même pour les étoiles les plus faibles observables avec le RVS. Il contient aussi des raies de nombreux autres éléments et, pour les étoiles chaudes, 4 raies de la série de Paschen de l’hydrogène. Voir ci-dessous.

Les spectres obtenus par Gaia sont d’excellente qualité et les caractéristiques du RVS, en particulier sa résolution spectrale, sont conformes aux spécifications. Voir Calibration du RVS.

L’analyse de ces spectres permettra au RVS d’obtenir des vitesses radiales et de nombreuses informations sur la physique des étoiles observées et du milieu interstellaire situé entre ces dernières et Gaia :

• pour les étoiles plus brillantes que G_RVS ∼ 16 mag (moins pour les étoiles chaudes, plus pour les étoiles froides), soit environ 150 millions d’étoiles :
  • la vitesse radiale, essentielle à la fois comme 3^ème composante de la vitesse spatiale, mais aussi pour permettre d’atteindre la précision astrométrique ultime (la vitesse radiale des étoiles très proches doit être prise en compte dans le calcul de la parallaxe trigonométrique : la distance à l’étoile varie lorsque celle-ci se rapproche ou s’éloigne du Soleil),
  • la détection de très nombreux systèmes doubles ou multiples ;

• pour les étoiles plus brillantes que G_RVS ∼ 12 mag, soit plus de 5 millions d’étoiles :
  • les paramètres atmosphériques : la température effective, T_eff et la gravité de surface, log g,
  • la vitesse de rotation des étoiles sur elles-mêmes,
  • le rougissement interstellaire ;

• pour les étoiles plus brillantes que G_RVS ∼ 11 mag, soit plus de 2 millions d’étoiles :
  • les abondances de nombreux éléments.

Des spectres pour des étoiles de toutes couleurs

La figure ci-dessous à gauche montre un ensemble de spectres obtenus par le RVS Gaia en un seul passage dans l’un des champs de vue de Gaia pour des étoiles assez brillantes (magnitudes 4 à 8) de différents types spectraux, depuis des étoiles très froides (type spectral M6-8 en haut à gauche) jusqu’à des étoiles chaudes (type spectral B2, en bas à droite). © ESA/Gaia/DPAC/Observatoire de Paris-Meudon/Olivier Marchal & David Katz.

La figure de droite est une illustration des merveilles que l’on peut observer dans le ciel : ici, l’amas joliment appelé "La Boîte à Bijoux" qui rassemble des étoiles de couleurs différentes (© ESO).

Dans les étoiles froides, les raies du triplet du Calcium ionisé sont prépondérantes, mais de nombreuse raies autres sont aussi visibles, permettant, pour les étoiles les plus brillantes, la mesure des abondances de nombreux éléments : le fer, le titane, le silicium, le manganèse, le chrome, etc. Pour les étoiles chaudes, les raies les plus visibles en dehors de celles du Ca II, sont celles de l’hydrogène : dans ce domaine de longueur d’onde, ce sont les raies de Paschen (marquées H dans la figure ci-dessus et P13, P14, P15 et P16 dans la figure du bas de cette page montrant des spectres sol). Pour les étoiles les plus brillantes, les raies de l’hélium et de l’azote (N I) sont aussi bien visibles.

Voir aussi, l’observation d’une binaire spectroscopique dont les deux spectres sont bien distingués par les observations RVS.

Le gaz et la poussière

Par ailleurs, dans les spectres d’étoiles chaudes, on a aussi pu mettre en évidence des raies produites par le milieu interstellaire présent entre les étoiles observées et Gaia. Voir Du gaz et de la poussière. Ces raies sont de la famille des bandes interstellaires diffuses (Diffuse Interstellar Bands, ou DIBs, en anglais), dont on ne sait pas actuellement par quelles molécules elles sont crées. La force (profondeur et largeur) de ces raies est corrélée à la quantité de matière interstellaire présente entre les étoiles observées et Gaia. La figure ci-dessous à droite montre clairement cet effet. La quantité de matière interstellaire y est caractérisée par le rougissement produit sur la lumière des étoiles, l’excès de couleur, E(B-V), qui croit de haut en bas, de même que la force des DIBs. © ESA/Gaia/DPAC/CU6/Observatoire de Paris-Meudon/Olivier Marchal, Carine Babusiaux & David Katz. La figure de gauche montre la Nébuleuse du Cône (© ESO), un bel exemple de diverses formes de matière interstellaire (gaz et poussière) : gaz moléculaire et poussière absorbant la lumière de tout objet situé derrière (le cône en bas de la figure), draperies de gaz rouge et halo bleu autour des étoiles bleues très chaudes (en haut de la figure).

Comparaison avec des observations sol

Pour comparaison, les deux figures ci-dessous montrent des exemples de spectres observés au sol (Observatoire d’Asiago, © Munari) dans le domaine et à la résolution spectrale du RVS. La figure de gauche montre les différentes raies présentes dans des étoiles de types spectraux différents (donc de températures différentes) : étoiles supergéantes de type A3 (chaude), G2 et M2 (froide). En plus des raies du calcium ionisé, de nombreuses autres raies y sont signalées, y compris, dans l’étoile de type A3, une raie due au milieu interstellaire (DIB = diffuse interstellar band) qui pourra être mesurées dans de très nombreuses étoiles. La figure de droite montre l’effet de la classe de luminosité pour des étoiles de types G5 : la luminosité augmente de haut en bas, depuis une naine de type G5 V en haut à une supergéante de type G5 Ib en bas.

De premières déterminations de vitesses radiales ont déjà été obtenues : voir Premières vitesses radiales (préliminaires). Les précisions attendues en fin de mission sont disponibles ici.

Des informations plus détaillées sur le RVS sont disponibles dans les « Feuilles d’information Gaia » (en anglais), disponibles ici.

Retour à Observations et précisions. Retour à la description du Spectrographe.