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Objectifs scientifiques

Ce relevé complet du ciel jusqu’à la magnitude 20 va permettre un échantillonnage sans précédent de notre Galaxie : un milliard d'étoiles, depuis les objets les plus faibles présents dans le voisinage solaire jusqu’aux objets les plus lointains de notre Galaxie, et même des galaxies voisines du Groupe Local, en passant par l’observation d’étoiles dans toutes les phases de l’évolution stellaire, même les plus rares ou les plus rapides. Gaia observera aussi tous les petits corps du Système Solaire plus brillants que la magnitude 20. Les applications scientifiques de cette énorme masse de données sont innombrables.

Physique galactique

  • formation et évolution de la Galaxie
  • recensement complet du voisinage solaire, y compris naines blanches, naines brunes, compagnons (stellaires ou grosses planètes)
  • caractéristiques et cinématique de toutes les populations d’étoiles , dans toutes les parties de la Galaxie (disque mince et épais, bras, bulbe / barre, halo, amas globulaires)
  • recensement des âges , âge des plus vieux objets de la Galaxie
  • dynamique barre / bulbe, disque / halo, structure spirale, migration, gauchissement, distribution de la masse invisible, détection des courants d’étoiles, signatures de rencontres passées

Physique stellaire

  • détermination des paramètres fondamentaux pour tous les types possibles d’étoiles : luminosités absolues en plusieurs longueurs d’onde, masses, diamètres
  • détermination des âges
  • étude de toutes les phases d’évolution (même très rapides), depuis les proto-étoiles jusqu’aux phases ultimes
  • étude des zones de formation stellaire
  • structure fine du diagramme HR, effets de métallicité, d’abondances, etc.
  • confrontation avec les modèles de structure et d’évolution stellaire : contraintes sur la longueur de mélange et la taille du cœur convectif
  • détection systématique de la binarité , dans certaines limites de différence de magnitude et de séparation
  • détection systématique de la variabilité (70 observations par objet, en moyenne)

Systèmes planétaires extra-solaires

  • inventaire complet de planètes de type Jupiter en orbite autour des 200 000 étoiles les plus proches, jusqu’à 150 à 200 pc
  • détection astrométrique de plusieurs milliers de systèmes planétaires
  • détection photométrique de transits planétaires

Systèmes de référence

  • observation d’environ un demi-million de quasars permettant la réalisation directe du système de référence ICRS dans le visible
  • plus de 30 000 étoiles par degré carré
  • réalisation du système dynamique par l’observation de 106 objets du système solaire, comparaison avec l’ICRS

Echelle des distances, Groupe Local

  • luminosité absolue de tous les indicateurs primaires de distance ,
  • détermination directe des distances individuelles pour les étoiles les plus brillantes et distances moyennes de zones des galaxies voisines (Nuages de Magellan, Sagittarius, ...)
  • parallaxes de rotation des galaxies du Groupe Local
  • dynamique du Groupe Local, orbites et interactions entre galaxies, détection de possibles rencontres ou fusions

Galaxies extérieures

  • survey photométrique de plus d’un million de galaxies
  • détection de 20 à 30 000 supernovae
  • détection de quelque 500 000 quasars

Système solaire

  • observation de centaines de milliers d’ astéroïdes , dans la ceinture principale et la ceinture de Kuiper (au-delà de Neptune)
  • recherche de petits corps autour de Mars, de la Terre, de Vénus
  • détection de milliers d’astéroïdes géocroiseurs
  • masses et diamètres, satellites et binarité
  • classes taxonomiques à partir de la photométrie multicouleur

Physique fondamentale

  • coefficient de courbure de la métrique à mieux que 1 x 10-6
  • facteur de précession du périhélie des astéroïdes à mieux que 2 x 10-4
  • moment quadrupolaire de Soleil à à mieux que 10-7
  • variation séculaire de la constante de la gravitation à mieux que 5 x 10-13 an-1

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