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Précision astrométrique

La précision astrométrique sans précédent attendue de Gaia est obtenue par la mesure d’angles séparant des objets situés dans toutes les directions, à la fois dans le champ de 0,6 degré carré de l’un des télescopes de Gaia et en combinant les mesures effectuées dans les deux champs, séparés de 106,5°. Elle ne serait pas possible sans une extrême stabilité mécanique et thermique du télescope, obtenue en particulier par l’orbite sur laquelle sera placé le satellite (en orbite autour du Soleil, au second point de Lagrange du système Soleil-Terre, L2, situé à une distance 1,5 millions de km de la Terre) et par des mesures de métrologie d’une extrême précision.

L’analyse de la précision qui conduit aux valeurs présentées ici prend en compte :

  • tous les effets instrumentaux connus,
  • les caractéristiques du détecteur,
  • la formation des images et sa calibration ("point spread function"),
  • la probabilité de détection à bord,
  • le fond de ciel et le bruit des détecteurs,
  • le fonctionnement du satellite (balayage, attitude),
  • le type spectral et le rougissement des étoiles observées,
  • un modèle de Galaxie,
  • le fait que les objets observés peuvent être variables, avec des compagnons non détectés, perturbés par objets très proches (dans les zones des densse en étoiles)
  • la correction des effets relativistes,
  • les éphémérides du satellite et des objets du système solaire,
  • une marge d’erreur de 20 %.

Pour plus de détail, voir le site Gaia de l’ESA : Gaia Science Performance, en anglais.

La figure suivante montre l’erreur standard sur la parallaxe, en micro-seconde de degré (µas), en fin de mission, en fonction de la magnitude G, pour deux types d’étoiles : des étoiles chaudes (étoiles naines de type spectral B1 V) et des étoiles très froides (étoiles naines de type spectral M6 V) :

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