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Les systèmes doubles et multiples

Une des retombées uniques attendues de Gaia est l’observation d’un échantillon statistiquement très bien défini de dizaines de millions de systèmes doubles - et multiples - sur tout le ciel. En particulier, grâce à sa résolution angulaire, Gaia va observer individuellement les composantes de tous les systèmes qui ont une séparation plus grande que 0,2 à 0,3 seconde d’arc et une différence de magnitude modérée entre leurs composantes.

Chacun des instruments de Gaia va apporter son lot d’informations détaillées sur des millions de systèmes :

  • Les observations astrométriques, dont la résolution angulaire est semblable à celle de Hubble, vont permettre la détermination des paramètres astrométriques de chacune des composantes de dizaines de millions de systèmes. La première conséquence sera la distinction claire entre doubles optiques (qui se trouvent être observées dans la même direction mais peuvent être à des distances très différentes) et doubles physiques (qui sont liées par la gravité), ainsi qu’une bonne détermination des distributions des séparations et des différences de magnitudes.
  • L’une des caractéristiques remarquables de l’instrument astrométrique de Gaia est sa grande sensibilité à la non-linéarité des mouvements propres. La duplicité de nombreuses étoiles, dont les composantes ne sont pas résolues, est révélée par le mouvement orbital de leur photocentre : ce sont les binaires astrométriques. Gaia permet l’identification de ce type d’étoiles pour des périodes allant de 0.03 à 30 ans. Pour des périodes inférieures à 7-8 ans, une orbite astrométrique pourra être déterminée.
  • L’instrument spectroscopique de Gaia, le RVS, permet la détection des variations de vitesses radiales pour les étoiles plus brillantes que la magnitude 15 environ et la détermination de dizaines de milliers d’orbites de périodes plus courtes. Une binaire spectroscopique à deux spectres, HIP 70674, a été observée à différentes phases de son orbite, montrant clairement le dédoublement du spectre lors de la différence maximum entre les vitesses radiales des deux composantes.
  • Les variations de luminosité à courte période de millions de binaires à éclipses sont observées à la fois par les instruments spectrophotométriques de Gaia et par les variations de luminosité en bande large (bande G). Voir, par exemple les variations de luminosité observées pour RW Dor , une binaire à éclipse de période 0.285 jour (en anglais).

Plus d’information (en français) sur les différentes sortes d’étoiles doubles.

Des simulations détaillées ont permis d’estimer les nombres de systèmes doubles observés par Gaia sont les suivants, cités par période croissante :

  • ∼ 700 000 systèmes dont les orbites seront déterminées à partir des vitesses radiales du RVS,
  • ∼ 800 000 systèmes dont les orbites seront déterminées à la fois à partir de l’astrométrie et des vitesses radiales,
  • ∼ 2 millions de systèmes avec des orbites déterminées à partir des observations astrométriques seules,
  • ∼ 4 millions de systèmes détectés par la non linéarité de leurs mouvements propres,
  • ∼ 40 millions de systèmes résolus, pour lesquels les paramètres astrométriques des deux composantes pourront être déterminés,
  • et enfin, des millions de binaires à éclipses seront aussi détectées grâce à la photométrie Gaia.

Jusqu’à une distance d’environ 500 pc, des orbites pourront être déterminées pour une grande proportion des binaires observées.

Le traitement des observations au sol devrait aussi permettre de distinguer les composantes de systèmes observés globalement, par l’analyse de la déformation au cours du temps du profil de la zone du plan focal illuminée par le système. Des simulations effectuées avant le lancement et sur le précédent design du télescope Gaia permettaient d’estimer à 20 mas (20 milli-secondes d’arc) la séparation minimum entre deux composantes nécessaire pour distinguer leurs paramètres astrométriques.

Pour en savoir plus, voir la « Feuille d’information Gaia » (en anglais) : Census of binaries.