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Étalonnage

Pendant la phase de mise en route et d’étalonnage de Gaia, de nombreuses opérations sont effectuées. Parmi celles-ci : la détermination de la résolution spectrale du spectrographe à bord de Gaia, le Radial Velocity Spectrometer (RVS), le test de l’instrument spectrophotométrique, le test du système de détection à bord avec les "Repéreurs d’objets célestes", l’ajustement du mouvement de rotation du satellite sur lui-même (0,016656 degrés / s, soit un grand cercle de la sphère céleste parcouru en 6 heures et 14,23 secondes), l’alignement et la mise au point des télescopes, la calibration des instruments. Voir aussi Images de test et, en anglais, Image Gaia de la Semaine, 5 juin 2014.

Calibration du spectrographe à bord de Gaia L’instrument spectroscopique de Gaia donne accès à la troisième composante de la vitesse spatiale des étoiles, la vitesse radiale, ainsi qu’à des informations précieuses sur la physique des étoiles observées. La qualité de ces mesures dépend, en particulier, de la résolution spectrale de l’instrument, paramètre qui contrôle le pouvoir de séparation d’un spectrographe : plus la résolution est grande, plus le spectre obtenu sera détaillé, plus les raies seront fines, et plus on pourra mesurer de raies différentes. Voir trois exemples de spectres dans le domaine spectral du RVS pour trois types d’étoiles de couleurs différentes.

La figure ci-dessous montre l’un des premiers spectres obtenus avec le RVS, comparé à un spectre obtenu au sol par l’instrument Narval, installé sur le télescope Bernard Lyot, de deux mètres de diamètre, au sommet du Pic du Midi de Bigorre. Ce dernier spectre a été ramené à la résolution spectrale nominale du RVS, 11500, par un procédé mathématique. La comparaison de ces deux spectres montre que la résolution spectrale du RVS est très bonne. Ce spectre est celui d’une étoile rouge froide, de type spectral K5 et de magnitude 6.64, HIP 86564.

Spectres RVS et sol d’une étoile rouge

Le traitement de ces deux spectres a été effectué à l’Observatoire de Paris, au GEPI à Meudon, par Olivier Marchal et David Katz. Le spectre Narval a été obtenu par Caroline Soubiran dans le cadre d’un programme d’observations d’étoiles standards en vitesse radiale pour la calibration du RVS.

Test du spectrophotomètre à bord de Gaia Le spectrophotomètre mesure la lumière des étoiles observées par Gaia dans deux bandes de longueurs d’onde : 330 à 680 nm pour le spectrophotomètre bleu (BP) et 640 à 1050 nm pour le spectrophotomètre rouge (RP). Dans chacun de ces domaines de longueur d’onde, il produit deux spectres à très basse résolution spectrale (environ 100) qui vont permettre la classification et la caractérisation astrophysique des objets observés. Voir Observations et précision.

L’image ci-dessous rassemble les spectres obtenus par les spectrophotomètres bleu (à gauche) et rouge (à droite) pour 7 étoiles de types spectraux différents : d’une étoile très froide (environ 3000°) et très rouge, une géante de type spectral M5 III (en haut) à une étoile chaude (environ 8000°) de type spectral A3 (en bas). Ces spectres apportent en particulier une information précieuse sur la température des étoiles : plus les étoiles sont chaudes plus elles sont brillantes dans le photomètre BP, plus les étoiles sont froides plus elles sont brillantes dans le photomètre RP.

Spectres BP et RP obtenus par Gaia pour 7 étoiles brillantes

Ces différences sont clairement visibles sur cette série de spectres, et sont encore plus faciles à distinguer dans les deux graphiques ci-dessous où la distribution de lumière en fonction de la longueur d’onde est montrée sous forme de "spectres 1D" = spectres à une dimension. Les différentes étoiles sont représentées par des lignes de couleurs différentes, de bleu pour l’étoile la plus chaude (de type A3) à rouge pour l’étoile la plus froide (de type M5) :

Spectres BP 1D de 7 étoiles brillantes Spectres RP 1D de 7 étoiles brillante

Les observations effectuées avec les spectrophotomètres permettent aussi de distinguer les différents types d’objets observés par Gaia. Par exemple, les illustrations ci-dessous montrent les spectres BP et RB d’une galaxie de Seyfert, NGC4395. Ces spectres BP et RP sont clairement différents de ceux des étoiles montrées ci-dessus.

Spectre BP dune galaxie de Seyfert : NGC 4395 Spectre RP dune galaxie de Seyfert : NGC 4395

Voir plus de détails sur les capacités et les performances de l’instrument spectrophotométrique de Gaia : simulations effectuées avant le lancement comparées aux premières observations disponibles.