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Gaia DR3 : 33 milions de vitesses radiales !

Gaia DR3 est basé sur l’analyse des 34 premiers mois données obtenues par Gaia. Cet intervalle de temps plus long a permis de pousser l’analyse des données spectroscopiques jusqu’à la magnitude GRVS=14 : 170 spectres ont été enregistrés par seconde et Gaia DR3 contient près de 34 millions de vitesses radiales, contre 7 avec une magnitude limite de 12 dans Gaia DR2. Le spectrographe de Gaia, le Radial Velocity Spectrometer (RVS), est un spectrographe intégral de champ travaillant en lumière rouge dans l’intervalle de longueur d’onde 845 - 872 nm, avec une résolution spectrale de 11500. Il a été inclus dans le télescope de Gaia dès la conception de la mission pour obtenir directement les vitesses radiales (3ème composante de la vitesse spatiale) ainsi que la caractérisation physique des étoiles les plus brillantes du programme. Parmi les étoiles mesurées par le RVS, les plus nombreuses sont les étoiles de type G et K dont les spectres montrent, en particulier, trois raies très profondes du Calcium ionisé (voir Figure 1). Pour une étoile qui s’éloigne, les raies seront décalées vers le rouge (vers la droite de la Figure 2) et, inversement, les raies seront décalées vers le bleu (vers la gauche de la Figure 2) pour une étoile qui se rapproche.

Figure 1 (à gauche) : Spectre d’une étoile de type G0, montrant les raies du Calcium ionisé dans cet intervalle de longueur d’onde, ainsi que de nombreuses raies du Fer et deux raies du Silicium. © P. Sartoretti
Figure 2, (à droite) : Principe de la mesure des vitesses radiales. Les lignes orange montre la position des raies du calcium ionisé au repos (vitesse radiale nulle). © P. Sartoretti .

Dans Gaia DR2, les 7 millions d’étoiles avec vitesses radiales étaient essentiellement des types spectraux F, G, K, avec des températures effectives de 3550 à 6900 K. Pour Gaia DR3, l’intervalle des températures a été élargi à [3100 - 14000] K (types spectraux B8 à M2) pour les étoiles plus brillantes que GRVS=12 et à [3100-6750] K (types spectraux F2 à M2) pour les plus faibles. La Figure 3 montre la distribution de ces 34 millions d’étoiles dans notre Galaxie, avec une nette concentration d’étoiles dans le plan galactique. On voit aussi deux amas globulaires : Omega Centauri et 47 Tucanae, et les trois galaxies les plus proches : la galaxie du Sagittaire et les Nuages de Magellan. La Figure 4 montre la distribution d’un sous-ensemble de 29 millions de ces étoiles dans le plan de la Galaxie : les étoiles avec vitesses radiales dans Gaia DR3 couvrent plus de la moitié de la Voie lactée, s’étendant au-delà du centre galactique.

Figure 3 (à gauche) : Distribution des 34 millions d’étoiles avec une mesure de la vitesse radiale dans Gaia DR3. Le centre galactique est au centre de la figure. Les étoiles sont beaucoup plus nombreuses dans le plan galactique. Sont aussi indiqués : les deux Nuages de Magellan (LMC = Large Magellanic Cloud et SMC = Small Magellanic Cloud), la galaxie du Sagittaire et deux amas globulaires : Omega Centauri et 47 Tucanae. © D. Katz.
Figure 4, (à droite) : Distribution sur le plan de la Galaxie (comme si on voyait notre Galaxie de dessus) du sous-ensemble des 29 millions d’étoiles qui ont à la fois une mesure de la vitesse radiale et une bonne astrométrie . Les positions du Soleil et du centre galactique sont indiquée : les étoiles avec vitesses radiales dans Gaia DR3 couvrent plus de la moitié de la Voie lactée, s’étendant au-delà du centre galactique. © D. Katz.

Bien que Gaia DR3 soit le plus grand catalogue de vitesses radiales actuellement disponible, le nombre d’étoiles avec vitesse radiale n’est qu’un pourcentage de l’ensemble des 1,5 milliard d’étoiles avec positions, parallaxes trigonométriques et mouvements propres, pourcentage variable avec la magnitude. La Figure 5 montre le pourcentage d’étoiles avec vitesse radiale par rapport au nombre total d’étoiles par intervalle de magnitude dans dans Gaia DR3 et Gaia EDR3 (qui reprend essentiellement les vitesses radiales publiées dans Gaia DR2, avec un certain nombre de corrections). Le plus long intervalle de temps couvert par les mesures utilisées pour Gaia DR3 ainsi que les améliorations apportées au pipeline d’analyse des données ont permis une nette amélioration de la complétude de Gaia DR3 comparée à celle de Gaia EDR3. La forte diminution de la complétude pour les magnitudes plus brillantes que G=4 est due à la saturation des spectres. Du côté des plus faibles, on voit que la complétude a été améliorée de deux magnitudes, s’affaissant vers G=14,5 pour Gaia DR3 contre G=12,5 pour Gaia EDR3. La majorité des étoiles observées avec le RVS étant rouges, les magnitudes GRVS sont sont plus brillantes que les magnitudes G.

Figure 5 (à gauche) : Complétude des catalogues de vitesses radiales de Gaia DR3 (courbe noire) et Gaia EDR3 (courbe rouge) = nombres d’étoiles avec vitesses radiales comparés aux nombres d’étoiles de Gaia DR3 et Gaia EDR3 dans le même intervalle de magnitude. © D. Katz.
Figure 6, (à droite) : Histogramme des 33 millions de vitesses radiales de Gaia DR3 par intervalle de 5 km.s-1. © D. Katz..

Références