Accueil > La mission > Les résultats ! > Gaia FPR : des vitesses radiales pour les étoiles variables à longue période

Gaia FPR : des vitesses radiales pour les étoiles variables à longue période

Gaia parcourt le ciel régulièrement et de façon répétitive, ce qui permet non seulement de mesurer avec une précision sans précédent les positions, distances et mouvements sur le ciel de tous les objets observés, mais aussi d’obtenir des séries temporelles de mesures de magnitudes de très longue durée. La loi de balayage du ciel a été conçue pour que l’ensemble du ciel soit observé en 5 ans. Cependant, certaines zones du ciel, à haute latitude galactique, sont observées plus souvent que d’autres : près de 50 fois par an, alors que d’autres ne le sont que quelques fois. Actuellement, chaque objet a été vu et mesuré, en moyenne, environ 140 fois. Gaia est ainsi un instrument idéal, et unique en son genre, pour détecter et caractériser tous les objets dont la luminosité varie, quelle que soit la raison de cette variabilité. Ceci est illustré par la Figure 1. Elle montre les différents types de variabilité et la progression des observations Gaia d’un catalogue à l’autre. Dans le troisième catalogue Gaia, Gaia DR3, qui repose sur l’analyse de 34 mois de données, 10 millions d’objets variables ont pu être analysés et classés en 24 types de variables différents, dont les séries temporelles des magnitudes G, BP et RP et, pour un petit nombre, les séries temporelles des vitesses radiales, ont été publiées.

Figure 1 : Les différents types de variabilité et la progression des observations Gaia d’un catalogue à l’autre : les types de variabilité entourés d’un trait blanc ont été publiés pour la première fois dans Gaia DR1, entourés d’un trait cyan dans Gaia DR2, entourés d’un trait jaune (les plus nombreux !), dans Gaia DR3. © ESA/Gaia DPAC, Eyer et al. 2019 ; adapté de L. Eyer & N. Mowlavi (03/2009) - CC BY-SA 3.0.

La luminosité des étoiles variables à longue période peut varier de plusieurs magnitudes sur des échelles de temps allant de 10 à 1000 jours. Les causes de cette variabilité sont diverses. Elle peut être due à des pulsations de l’étoile, lorsque les différentes couches de son atmosphère se dilatent et se contractent au fil du temps. Elle peut être due à la déformation de l’étoile : dans un système binaire serré, l’une des étoile, une géante rouge dans le cas des variables à longue période, peut être déformée par la force gravitationnelle de son compagnon et devenir ellipsoïdale. Lorsqu’elle parcourt son orbite autour du centre de gravité commun du système, sa forme asymétrique entraîne la variabilité de sa luminosité. Il peut aussi arriver qu’un nuage de poussière soit en orbite autour d’une étoile, produisant des baisses de luminosité régulières (explication possible des variables dites à longue période secondaire). Ces trois cas sont illustrés sur la Figure 2.

Figure 2 : Infographie illustrant ces trois types d’étoiles variables à longue période et les caractéristiques de leurs variations en vitesse radiale.

Dans Gaia DR3, les séries temporelles des trois bandes photométriques, G, BP et RP, ont été publiées pour plus de dix millions d’étoiles variables, mais les vitesses radiales à chaque époque d’observation, mesurées par le spectrographe Gaia, le RVS, l’ont été seulement pour moins de 2 000 étoiles, essentiellement des Céphéides et des RR Lyrae. Dans les Gaia FPR, ces données de vitesses radiales à chaque époque d’observation sont aujourd’hui publiées pour près de dix mille variables à longue période, à comparer aux quelques douzaines disponibles actuellement dans la littérature. Un apport majeur de Gaia réside dans sa capacité à obtenir, en plus des observations astrométriques, des observations photométriques et spectroscopiques simultanées. Dans les Gaia FPR, les séries temporelles en magnitudes G, BP et RP et en vitesse radiale sont publiées pour 9614 étoiles candidates variables à longue période, et pour environ 6000 d’entre elles ces différentes séries temporelles sont parfaitement en phase. Un exemple est donné sur la Figure 3.

Figure 3 : Séries temporelles en magnitudes G, BP et RP, et en vitesse radiale pour une étoile variable à longe période pulsante. La variabilité de ces quatre paramètres est parfaitement en phase sur ces près de 1000 jours d’observation. © Gaia DPAC, M. Trabucchi , et al.

Adapté de Gaia Focused Product Release. Radial Velocity Time Series for Long Period Variables, © ESA/Gaia/DPAC, Tineke Roegiers, Michele Trabucchi, Nami Mowlavi et Thomas Lebzelter.

Références