La loi de balayage

Depuis son orbite, à 1,5 million et de demi de km de la Terre, Gaia va observer le ciel en continu. Le satellite est animé d’un mouvement de rotation sur lui-même et les deux champs d’observation vont successivement balayer le même grand cercle de la sphère céleste à une vitesse de 60 secondes de degré par seconde de temps. Un grand cercle sera ainsi parcouru en 6 heures. Les deux champs sont séparés d’un angle de 106,5° sur le ciel et les étoiles seront d’abord observées dans le champ 1 = PFOV (preceeding field of view sur la figure ci-dessous) puis, 106 minutes 30 secondes plus tard, dans le champ 2 = FFOV (following field of view).

L’orientation de l’axe de rotation n’est pas fixe : l’axe est animé d’un mouvement de précession de période 63,12 jours autour de la direction du Soleil, et l’angle entre la direction du Soleil et l’axe de rotation reste égal à 45°. Le déplacement parallactique est proportionnel au sinus de cet angle et donc, plus cet angle est grand, plus la précision sur la parallaxe trigonométrique sera grande. Cette valeur de 45° a été choisie car c’est l’angle maximum qui permette aussi d’assurer la stabilité thermique du télescope et un bon fonctionnement des panneaux solaires.

Contrairement à tous les télescopes au sol et à la majorité des télescopes embarqués sur satellite, Gaia ne peut pas être stoppé dans son mouvement de rotation sur lui-même et ne peut pas accumuler la lumière d’une zone donnée du ciel pour atteindre des objets très faibles. Par contre, Gaia va balayer la totalité du ciel de façon très régulière et observer systématiquement tous les objets, étoiles, astéroïdes ou galaxies compactes, jusqu’à la magnitude 20, soit une luminosité 400 000 fois plus faible que celle des étoiles visibles à l’œil nu. L’ensemble du ciel sera parcouru en environ 6 mois, les zones à hautes latitude écliptique étant observées plus souvent que celles qui sont situées dans le plan de l’écliptique.

Les figures ci-dessous montrent le principe du balayage du ciel, l’observation dans les deux champs de visée, et le balayage du ciel obtenu après 5 années de mission, en coordonnées galactiques.

Comme illustré par la figure de droite ci-dessus (voir l’échelle des couleurs sur la droite de la figure), Gaia va observer différemment le ciel selon la latitude écliptique : d’environ 40 observations dans le plan écliptique à plus de 200 observations à une latitude écliptique de 45°. Ces observations répétées sont à la fois nécessaire à la détermination des paramètres astrométriques et un outil très efficace de détection de toute variation de luminosité.

Les figures ci-dessous montrent

• à gauche, la distribution statistique du nombre d’observations par champ du ciel pour une mission de 5 ans : 15 % du ciel sera observé entre 35 et 60 fois, 57 % entre 60 et 90 fois, 20 % entre 90 et 120 fois, et les 8 % restant entre 120 et 240 fois.
• à droite, la fréquence relative des intervalles entre deux observations successives.