Conception de la mission
Cette nouvelle mission a été conçue à la suite du succès de la mission Hipparcos et en suivant les mêmes méthodes : même soin apporté à l’examen préalable des potentialités scientifiques du projet, même principe pour le satellite (à balayage) et le télescope (observation simultanée de deux champs du ciel, combinés dans le plan focal), afin d’obtenir une astrométrie globale d’une extrême précision et d’utiliser de manière optimum le temps d’observation disponible. Elle pare aussi, dès sa conception, aux problèmes rencontrés par Hipparcos : détection systématique à bord (pour une meilleure statistique de l’échantillonnage de la Galaxie), des performances accrues pour la photométrie (afin de déterminer, en parallèle aux paramètres astrométriques, les caractéristiques physiques des objets observés) ; et enfin, un instrument spectroscopique à bord pour obtenir directement les vitesses radiales par effet Doppler (troisième composante de la vitesse spatiale des étoiles).
Les progrès de la technologie (mode de détection, puissance de calcul disponible à bord, etc.) et des miroirs nettement plus grands que celui d’Hipparcos (miroirs rectangulaires de 1,45 m × 0,50 m, à comparer au miroir de 29 cm de diamètre d’Hipparcos) entraînent un bond spectaculaire tant dans la précision attendue (20 millionièmes de seconde de degré à la magnitude 15) que dans le nombre d’objets observables (un milliard d’objets).
Les principes Définir une mission qui permette
- d’établir une carte à 3 dimensions de notre Galaxie
- de déterminer la structure, la cinématique et la dynamique des différentes composantes de notre Galaxie
- de préciser les étapes successives de la formation et de l’évolution de notre Galaxie
Optimiser les paramètres de la mission pour obtenir
- une précision astrométrique 50 à 100 fois meilleure qu’Hipparcos
- les caractéristiques physiques et la vitesse radiale des objets observés
- l’observation répétée, systématique et sans biais de sélection de tous les objets jusqu’à la magnitude 20 (dans le visible)
Déterminer
- des distances à 10% près jusqu’à au moins 10 kpc
- des vitesses spatiales à quelques km/s jusqu’à 20 kpc
- les caractéristiques physiques des objets observés
Solutions adoptées Elles s’appuient, pour l’astrométrie, sur les mêmes principes qu’Hipparcos.
- Astrométrie globale, avec une précision astrométrique de 20 µas (*) à V = 15
- Observations spectroscopiques et spectrophotométriques simultanées
- Télescope double, observant simultanément dans deux directions situées à 106,5 ° l’une de l’autre
- Balayage répété et régulier du ciel : un grand cercle de la sphère céleste est balayé en 6 heures, et chaque objet est observé en moyenne 70 fois tout au long de la mission
- Trois instruments (astrométrique, spectro-photométrique et spectroscopique) partageant le même faisceau lumineux et le même plan focal
(*) 1 µas = 10-6 seconde de degré
Pierre Angulaire de l’Agence Spatiale Européenne Adoptée par l’ESA comme mission Pierre Angulaire numéro 6 le 13 octobre 2000, confirmée le 27 mai 2002, Gaia a été lancée le 19 décembre 2013. Le coût total de la mission est d’environ 740 millions d’euros, comprenant la fabrication, le lancement et les opérations au sol. La maîtrise d’œuvre a été confiée à EADS Astrium.
La multiplicité des instruments (astrométrie, photométrie, spectroscopie) fait de Gaia l’analogue d’un observatoire complet en orbite et implique une importante diversité de données. La quantité n’est pas en reste : jusqu’à 10 ans de mission avec un débit de données compressées de 1Mbit/s correspond à environ 60TB. Le traitement scientifique au sol de ces données, à la charge des États membres, est extrêmement complexe, compte tenu de la diversité du ciel (étoiles variables, étoiles doubles, etc.) : consacrer ne serait-ce que 1s de temps de traitement par objet nécessiterait 30 ans de calcul en tout.
Révision de la mission En novembre 2001, un travail intensif a été effectué en vue de définir une version révisée de la mission, qui lui permette un lancement par une fusée Soyouz, plutôt que par Ariane 5. Ceci a entraîné essentiellement une diminution du diamètre de la charge utile et de la taille des miroirs, ainsi qu’une modification de la charge utile qui ne comprend plus qu’un seul plan focal pour les trois instruments.
Les objectifs scientifique essentiels ont été conservés :
- survey astrométrique et spectro-photométrique jusqu’à la magnitude 20
- précisions astrométrique et photométrique (presque) inchangées
- performances du spectrographe un peu dégradées.
Les observations photométriques en bandes intermédiaires ont été remplacées par des observations spectro-photométriques, ce qui entraîne une certaine dégradation de leur résolution angulaire. De plus, le traitement des données est plus complexe.