Observations et précisions

Mise à jour Novembre 2022.

Observations

Depuis juillet 2014, Gaia observe le ciel de manière systématique et répétée et réalise le premier relevé complet de tous les objets célestes - près de deux milliards d’objets - jusqu’à la magnitude G = 20.7 (V ∼ 20-22) avec des mesures astrométriques d’une extrême précision. Les précisions attendues en fin de mission sont de 7 à 10 µas (micro-secondes de degré) pour les étoiles les plus brillantes, 16 µas à la magnitude 15, et encore de 325 µas à la magnitude 20. Gaia n’observe pas seulement des étoiles, tous les objets suffisamment ponctuels et plus brillants que G ≈ 20,7 mag sont observés : dans le système solaire, les astéroïdes, les objets de la ceinture de Kuiper et un certain nombre de satellites de planètes, mais aussi les quasars, les supernovae, les étoiles multiples, etc. De plus, des mesures spectro-photométriques, ainsi que des mesures spectroscopiques (jusqu’à la magnitude G_RVS = 16), sont effectuées en parallèle. Les pixels des CCDs de Gaia mesurent 10 µm (59 milli-seconde de degré) dans le sens du balayage (along-scan direction), ce qui permet aux instruments astrométriques et photométriques d’observer jusqu’à 750 000 étoiles par degré carré. Le relevé ainsi obtenu est déjà, bien avant la publication du catalogue final (prévu pour 2030), le relevé optique le plus précis jamais réalisé, avec une résolution angulaire comparable à celle du Télescope Spatial Hubble.

Quelques nombres :

• Gaia observe près de deux milliards d’étoiles, soit plus de 1% des étoiles de la Galaxie,
• Gaia observe aussi de nombreux objets extragalactiques : près de 5 millions de candidates galaxies, plus de 6 millions de candidats quasars, plus de 800 000 noyaux actifs de galaxies,
• et de nombreux objets du système solaire : ∼ 160 000 astéroïdes, des géocroiseurs, des comètes, des satellites de planètes.
• Une observation complète du ciel est effectuée par Gaia environ tous les 6 mois,
• Les régions les plus observées sont situées dans deux anneaux à 45° des pôles écliptiques (jusqu’à 480 observations en 10 ans), les moins observées sont le long de l’écliptique (environ 100 observations en 10 ans). Ceci reflète la loi de balayage du ciel par les deux télescopes de Gaia et l’angle constant de 45° entre l’axe de rotation du satellite et la direction entre le satellite et le Soleil.

Pour en savoir plus sur la loi de balayage, voir La loi de balayage ou la “Feuille d’information Gaia” (en anglais) : Scanning law.

Possibilités observationnelles

• Pour les instruments astrométriques et spectro-photométriques
  • Détection de près de deux milliards d’objets, jusqu’à la magnitude 20,7,
  • Complétude jusqu’à la magnitude 20,7 sauf dans quelques zones de très haute densité stellaire (centre des amas globulaires, centre galactique) où la limite est plus brillante.
  • Densité stellaire maximum pour un relevé complet jusqu’à la magnitude 20,7 : 750 000 étoiles par degré carré.
  • En moyenne 140 observations par objet tout au long des 10 années de mission. Ce nombre dépend de la latitude écliptique des objets observés, et peut atteindre un maximum de 480. Pour l’instrument astrométrique, cela se traduit par 1260 transits de CCD en moyenne sur 10 ans de mission (passages sur les 9 colonnes de CCD). Voir le schéma du plan focal de Gaia.

• Pour l’instrument spectroscopique
  • Attendu en fin de mission : tous les objets jusqu’à la magnitude 16 environ, soit environ 150 millions d’étoiles. Gaia DR3, publié en juin 2022, contient déjà des vitesses radiales pour 33 millions d’étoiles
  • Densité stellaire maximum pour un relevé complet : 35 000 étoiles par degré carré. Dans les zones plus dense, la limite de complétude est plus brillante que la magnitude 16.
  • En moyenne 80 observations par objet tout au long des 10 années de mission. Comme pour les deux autres instruments, ce nombre dépend de la latitude écliptique des objets observés.

• Pour les étoiles non simples, la séparation minimum pour que deux composantes de magnitude égale soient observables par les repéreurs d’étoiles est de 0.23" le long du balayage et de 0,7" dans la direction perpendiculaire. Chaque objet étant observé sous des angles de balayage différents tout au long de la mission, la résolution de l’instrument astrométrique permettra d’observer des étoiles doubles jusqu’à une séparation minima de 0,1".

Plus de détail sur la détection systématique des objets à bord. Voir aussi les “Feuilles d’information Gaia” (en anglais) : Object Detection et On-board Data Handling.

Les performances des trois instruments de Gaia présentées ci-dessous sont basées sur les données publiées en 2020 pour l’astrométrie (Gaia EDR3, publié le 3 décembre 2020) et en 2022 pour la photométrie et la spectroscopie (Gaia DR3, publié le 13 juin 2022) et basées sur l’analyse des 34 premiers mois de mission. Elles prennent en compte tous les effets instrumentaux connus liés au mode de fonctionnement des CCD, à la température, à la lumière parasite, à la contamination des télescopes, etc. Contrairement aux valeurs précédemment annoncées, elles ne contiennent plus la marge de 20% ajoutée pour tenir compte des erreurs d’étalonnage et de la complexité du ciel réel.

Pour chacun des instruments, deux ensembles de prédictions sont présentés : pour Gaia DR4, les résultats de la mission nominale (5 années de données, de mi-2014 à mi-2019), pour Gaia DR5, les résultats espérés de 10 années de mission (de mi-2014 à mi-2024).

Performances astrométriques. Mise à jour 2020, basée sur Gaia EDR3.

L’instrument astrométrique de Gaia mesure, avec une précision 50 à 100 fois meilleure que ce qui existe actuellement, les déplacements angulaires sur le ciel des étoiles et des petits corps du système solaire. Ces mesures permettent de déterminer les positions, parallaxes trigonométriques (qui donnent les distances des objets observés), et mouvements propres.

Les performances attendues vont de 7 à 600 µas (micro-seconde de degré) ou µas/an (pour les mouvements propres). Elles varient grandement avec la magnitude des étoiles observées (moins de photons = moins de précision), et la latitude écliptique (il y a plus d’observations par étoile aux latitudes écliptiques de l’ordre de 45°) : de 7 à 16 µas pour les étoiles jusqu’à la magnitude 15, jusqu’à 300 à 600 µas pour les étoiles les plus faibles (magnitude 20 à 20,7). Rappelons que Hipparcos, le premier satellite astrométrique, lancé par l’ESA en 1989, a permis d’atteindre des précisions, en moyenne, de l’ordre de 1 mas (une milli-seconde de degré = 1000 µas) et seulement jusqu’à la magnitude 12 et, au mieux, de quelques 0.1 mas pour les étoiles les plus brillantes.

Le tableau suivant donne les erreurs attendues sur les parallaxes pour Gaia DR4 (5 ans de données) et espérées,pour Gaia DR5 (10 ans de données) en fonction de la magnitude G :

Un mode d’observation spécial, avec des temps d’intégration plus courts, permet d’observer les étoiles de magnitudes G=3 à 13, en limitant la saturation. Les performances astrométriques attendues pour Gaia DR4 et Gaia DR5 pour ces étoiles dépendent de la définition précise de ce mode d’observation et sont actuellement difficiles à estimer précisément. Enfin, pour les étoiles très brillantes (plus brillantes que la magnitude 3), une méthode spéciale de traitement des données est en cours de développement et une précision astrométrique de quelques dizaines de micro secondes de degré est attendue en fin de mission.

Ces performances sans précédent ont déjà un impact majeur sur notre connaissance des distances, et donc des luminosités, des étoiles de toutes les populations stellaires, de tous les types spectraux, même les plus rares ou dans les phases d’évolution les plus rapides, et ce, dans une très grande partie de la Galaxie :

• des parallaxes trigonométriques déterminées à mieux que 0,1 % pour ∼ 100 000 étoiles (3 dans Hipparcos)
• à mieux que 1 % pour ∼ 11 millions d’étoiles (719 dans Hipparcos)
• à mieux que 10 % pour ∼ 150 millions d’étoiles (30 000 dans Hipparcos)
• une erreur sur la magnitude absolue de 0,002 à 0,007 mag pour une étoile de V=10 située à 100 pc
• une erreur sur la magnitude absolue de 0,2 à 0,7 mag pour une étoile de V=10 située à 10 kpc.
• L’ensemble de ces données est en train de révolutionner notre connaissance de la Voie Lactée et de ses différentes composantes, et notre compréhension des différentes phases de sa formation et de son évolution.

Pour plus de détail sur les performances astrométriques, voir Gaia Science Performance (en anglais).

Par ailleurs, ces performances astrométriques permettent aussi l’étude détaillée de tous les types possibles d’étoiles, la détection de très nombreux systèmes doubles et multiples et la détermination de très nombreuses orbites. Plus de détail sur la détection et caractérisation des systèmes doubles. Elles permettent aussi une étude approfondie des orbites des astéroïdes et une meilleure compréhension de la formation du système solaire.

Performances photométriques. Mise à jour 2022, basée sur Gaia DR3.

, basée sur Gaia EDR3.

En parallèle et en complément des observations astrométriques, Gaia effectue de façon systématique des observations photométriques pour l’ensemble des objets plus brillants que la magnitude limite de 20. Ces observations photométriques apportent des informations nécessaires à la réduction astrométrique (corrections de chromaticité et détection des objets variables), mais vont aussi permettre la classification et caractérisation astrophysique des objets observés.

Les observations photométriques de Gaia sont de deux sortes :

• des observations obtenues par l’instrument astrométrique dans une large bande couvrant tout le domaine optique et émargeant sur l’ultraviolet et le proche infrarouge : la bande G va environ de 330 à 1050 nm ;
• des observations spectro-photométriques à basse résolution obtenues par les spectro-photomètres bleu et rouge (BP et RP). Le photomètre bleu couvre une bande de ∼ 330 à 680 nm avec une résolution qui varie de 3 à 27 nm/pixel selon la longueur d’onde. Le photomètre rouge couvre une bande de ∼ 640 à 1050 nm avec une résolution qui varie de 7 à 15 nm/pixel.

Courbes de transmission pour la magnitude G, les magnitudes BP, RP et G_RVS.

Chaque objet est observé en moyenne 140 fois au cours des 10 années de mission, ce qui va apporter une mine d’information sur la variabilité de ces 1 milliard d’objets.

Les observations en bande G sont particulièrement utilisées pour étudier les variations d’éclat des étoiles, les observations avec les photomètres bleu et rouge pour corriger les observations astrométriques des effets de chromaticité (dus aux différentes couleurs des objets observés) et pour obtenir des informations sur la physique de ces objets :

• distinguer les étoiles des objets extragalactiques compacts tels que les quasars,
• distinguer les différents types d’étoiles,
• déterminer des paramètres décrivant l’atmosphère des étoiles : température, gravité, abondance de certains éléments chimiques - en particulier le fer,
• déterminer l’extinction et le rougissement interstellaire provoqués par la présence de gaz et de poussière dans l’espace interstellaire.

L’ensemble de ces informations est essentiel à l’exploitation scientifique des données astrométriques d’extrême précision apportées par Gaia.

Les incertitudes attendues pour Gaia DR4 et Gaia DR5 sur les magnitudes moyennes vont, pour la bande G, de 0,1 millimagnitude pour les étoiles les plus brillantes à 3 millimagnitudes à la magnitude 20 et de 0,2 à quelques dizaines de millimagnitudes pour les bandes BP et RP. Les tableaux suivants donnent, en millimagnitudes, les incertitudes attendues pour Gaia DR4 et Gaia DR5 sur les magnitudes moyennes de trois types d’étoiles, en fonction de la magnitude G :

Gaia DR4 : Incertitudes photométriques attendues sur les magnitudes G, BP et RP, en fonction de magnitude G. Unité : millimagnitudes.

Gaia DR5 : Incertitudes photométriques attendues sur les magnitudes G, BP et RP, en fonction de magnitude G. Unité : millimagnitudes.

Remarques :

• Comme pour l’astrométrie, la prédiction des performances pour les étoiles très brillantes est encore très incertaine. Elles seront précisées plus tard.
• les incertitudes sur les magnitudes BP des étoiles très rouges (ici, M6 V) ne sont pas données car elles sont en dehors du domaine de validité du modèle utilisé.

Cette masse de données photométriques très précises va entraîner la détection de dizaines de millions d’étoiles variables de tous types de variabilité, et de millions de binaires à éclipses. Voir, par exemple : Céphéides et RR Lyrae observées dans le Grand Nuage de Magellan ; première supernova observée par Gaia ; observation de binaires à éclipses.

Plus de détail sur les observations photométriques et Gaia Science Performance (en anglais).

Performances spectroscopiques. Mise à jour 2022, basée sur Gaia DR3.

Gaia obtient aussi des spectres pour les 150 millions d’étoiles les plus brillantes de son programme d’observation. Comme pour les observations photométriques, ces observations spectroscopiques sont essentielles à la fois pour atteindre la précision astrométrique ultime (corrections dues à la vitesse radiale des étoiles très proches), détecter les systèmes doubles ou multiples, et pour les applications astrophysiques : détermination de la vitesse radiale (3^ème composante de la vitesse des étoiles) et, pour les étoiles les plus brillantes, de la vitesse de rotation des étoiles sur elles-mêmes, des paramètres décrivant l’atmosphère des étoiles (température et gravité), de l’extinction interstellaire et de l’abondance de certains éléments chimiques.

L’instrument spectroscopique de Gaia, le « Radial Velocity Spectrometer » (RVS), est un un spectrographe intégral de champ qui observe dans un étroit domaine de longueur d’onde, dans le rouge : de 845 à 872 nm, avec une résolution spectrale de ∼ 11 500. Sur 10 ans de mission, une étoile est observée, en moyenne, ∼80 fois, soit environ 240 transits de CCD (3 transits par observation).

Le RVS permet d’obtenir des informations complémentaires et/ou plus détaillées :

• pour les étoiles plus brillantes que la magnitude G_RVS ∼ 16 (∼ 17 pour les étoiles les plus rouges), soit pour ∼ 150 millions d’étoiles, le RVS fournit la composante de la vitesse le long de la ligne de visée, la vitesse radiale, obtenue par la mesure du décalage Doppler. Les observations astrométriques donnent accès aux déplacements des étoiles sur la sphère céleste et c’est la combinaison des deux composantes (radiales et tangentielles) qui donne accès à la vitesse des étoiles par rapport au Soleil, appelée « vitesse spatiale »,
• pour les étoiles plus brillantes que la magnitude G_RVS ∼ 12, soit pour plus de 5 millions d’étoiles, le RVS permet aussi d’obtenir des informations détaillée sur la physique des étoiles (les paramètres décrivant leurs atmosphères), sur leur vitesse de rotation sur elles-mêmes et sur le rougissement interstellaire,
• pour les étoiles plus brillantes que la magnitude G_RVS ∼ 11, soit pour plus de 2 millions d’étoiles, l’abondance de nombreux éléments chimiques présents dans l’atmosphère des étoiles observées sera aussi déterminée,
• pour les binaires spectroscopiques à un ou deux spectres, le RVS permet la mise en évidence des variations de vitesse radiale de l’une ou des deux composantes et la détermination des orbites.

La précision sur la vitesse radiale dépend fortement de la magnitude, de la température et de la métallicité (abondance des métaux dans l’atmosphère) des objets observés. Elle s’améliore grandement quand la température diminue : dans les étoiles chaudes ce sont les raies de l’hydrogène (raies de Paschen dans cette partie du spectre) qui dominent alors qu’elles ont larges et peu profondes. Par contre, dans les étoiles froides ce sont les raies du calcium ionisé, étroites et très profondes, qui vont progressivement dominer. De même, la précision s’améliore quand la métallicité augmente, que ce soit pour les étoiles de la séquence principale ou pour les géantes, car les raies métalliques deviennent de plus en plus marquées. Enfin, la précision est un peu meilleure pour les géantes que pour les naines.

Pour Gaia DR3 (34 mois de données), les précisions sur les vitesses radiales sont données dans les deux tableaux suivants, en km/s,

1) pour différentes types d’étoiles riches en métaux

2) pour des géantes et des naines de différentes métallicités :

Ces valeurs sont des moyennes. Pour plus de détails, voir Katz et al. 2022.

Les catalogues suivants seront basés sur 60 mois de données pour Gaia DR4 et 120 mois de données pour Gaia DR5, améliorant encore ces résultats. On attend des précisions variant de 120 m/s ou mieux pour les étoiles les plus brillantes à une quinzaine de km/s pour les plus faibles (magnitude 16).

Pour plus de détails sur l’ensemble des performances, voir Gaia Science Performance (en anglais).

Plus de détail sur

• les observations spectro-photométriques,
• les observations spectroscopiques.