Gaia : le ciel en profondeur

Adieu Gaia !

Catherine Turon — 2025-03-25T18:18:45Z

16 décembre 2025. Après plus de 11 ans à balayer le ciel et après l'arrêt des observations scientifiques le 15 janvier 2025, Gaia a été envoyé sur une orbite héliocentrique, loin de la Terre, mais aussi de tout autre vaisseau d'observation de l'Univers orbitant autour du point de Lagrange L2. En effet, Gaia a utilisé la totalité des 55 kg d'azote ayant servi à maintenir son orbite en Lissajous autour de L2 et à assurer la loi de balayage du ciel.

En 3827 jours de mission, Gaia aura bouclé le balayage de 15 300 grands cercles de la sphère céleste et observé deux milliards d'objets environ, surtout des étoiles de toutes sortes, de toutes masses, de tous âges, de luminosité variable ou non, avec ou sans compagnon(s), avec ou sans exoplanètes, de notre Galaxie, la Voie Lactée, de nos voisines, les Nuages de Magellan, ou des galaxies voisines, mais aussi plus de 150 000 objets du système solaire, et des millions de quasars et de galaxies lointaines.

Ses observations simultanées de données astrométriques (positions, distances, mouvements sur la sphère céleste), spectro-photométriques (paramètres physiques caractérisant les différents objets observés, etc.), et spectroscopiques (vitesses sur la ligne de visée, analyse chimique, etc.) ont conduit à une description détaillée de la structure et de l'évolution de notre Galaxie et à une visualisation de celle-ci pour un observateur extérieur, mais aussi à de nombreuses découvertes : fusions de galaxies, identification de nouveaux amas d'étoiles, découverte de d'exoplanètes et de trous noirs, cartographie de millions de quasars et de galaxies, suivi des centaines de milliers d'astéroïdes et de comètes, etc.

Ces multiples études se sont traduites par près de 14 000 publications dans des journaux à comité de lecture. Et tant est encore à attendre des prochains catalogues:pour donner une idée des ordres de grandeurs, le volume de Gaia DR4, attendu pour la fin 2026 et reposant seulement sur la moitié des données collectées par Gaia, sera d'environ 500 To, à comparer aux 10 To de Gaia DR3 !

Nouvelles vues d'artiste de notre Galaxie, la Voie Lactée, d'après les données Gaia.
Figure 1 (à gauche) : Vue de face. Figure 2 (à droite) : Vue de profil.
Aucun vaisseau spatial ne pourra jamais aller prendre une photo de notre Galaxie vue de l'extérieur mais Gaia nous en fournit le meilleur aperçu possible actuellement et on attend avec impatience ce que nous révèleront les deux prochains catalogues, en particulier Gaia DR5 avec l'ensemble des données obtenues pendant la totalité des 10 années et demie de la mission.

Une fois Gaia inséré sur son orbite finale par un dernier allumage du moteur qui l'a envoyé hors de la sphère d'influence terrestre, le satellite a été inactivé. L'inactivation (passivation) d'un vaisseau spatial tel que Gaia signifie que la charge utile, le module de service et les émetteurs sont éteints. Mais un satellite, c'est coriace ! Tout est fait pour éviter qu'un incident à bord, quel qu'il soit, ne permette au satellite de rester vivant et de redémarrer. C'est pourquoi la procédure de passivation de Gaia est une opération moins simple qu'on pourrait l'imaginer : après avoir changé l'orbite du satellite, les ingénieurs de l'ESOC ont envoyé et écrit dans la mémoire de bord du satellite les quelques 230 messages d'adieu écrits par la communauté Gaia, ils ont éteint les CCD et les VPU (video processing units = les unités de traitement vidéo responsables des observations en temps réel), mais avec une touche d'humour (partie grisée de la photo), puis coupé toute communication et enfin éteint définitivement le satellite. Le redémarrage n'est plus possible.

Figure 3 : Salle de contrôle de l'ESOC juste après l'inactivation de Gaia.

L'inactivation du satellite marque la retraite officielle de Gaia, mais seule l'équipe chargée des opérations en vol à l'ESA arrêtera de travailler sur la mission. L'équipe des opérations scientifiques de Gaia à l'ESA ainsi que l'ensemble du Consortium de traitement et d'analyse des données (DPAC) de Gaia poursuivront activement leurs travaux d'analyse des données de Gaia : préparation de la version 4 du catalogue Gaia, Gaia DR4, attendue fin 2026 et reposant sur 5,5 années de données, et du catalogue final, Gaia DR5, attendu vers 2030, résultat de l'analyse complète des 10,5 années de données, soit deux fois plus de données que pour Gaia DR4.

Ensuite, l'Agence Spatiale Européenne conservera les données et informations sur Gaia dans son archive, disponible depuis son site web sur les missions scientifiques de l'Agence.

Quelques nombres qui illustrent la mission Gaia et le volume (immense !) de données traitées

Phase d'observations scientifiques
Distance moyenne de Gaia à la Terre (km)	1 510 000
Nombre de jours en opération (25 Juillet 2014 - 15 Janvier 2025)	3827

Données collectées
Volume de données scientifiques (GB)	141 064
Nombre de transits d'objets à travers le plan focal	267 356 167 925
Nombre de mesures astrométriques	2 635 367 940 969
Nombre de mesures photométriques	530 852 459 518
Nombre de transits d'objets à travers le spectrographe	17 476 697 079
Nombre de mesures spectroscopiques	52 066 956 051

Statistiques
Nombre moyen d'objets observés par seconde	809
Consommation d'azote (kg)	55
Nombre de pixels de la caméra	937 782 000
Nombre de commandes envoyées au vaisseau spatial	2 800 000
Temps d'utilisation des stations de réception des données au sol (heures)	50 000
Grands cercles balayés sur la sphère céleste	15 300

Entre le 15 janvier, date de l'arrêt des observations, et le 27 mars 2025 de nombreux tests technologiques ont été effectués, en particulier pour améliorer la calibration des instruments. Lors de ces tests, les contrôleurs de vol de l'ESA à l'ESOC (Darmstadt) vont faire pivoter Gaia, permettant à son grand pare-soleil de réfléchir plus de lumière. Gaia est ainsi apparu beaucoup plus brillant que d'habitude et a été observé par de nombreux astronomes amateurs du monde entier. Le 4 mars, Gaia a subitement disparu alors qu'un astronome chinois, Zhuoxiao Wang, était en train de l'observer avec un télescope de 28 cm de diamètre (Figure 4). On voit Gaia se déplacer dans le ciel, s'éclaircissant d'abord avant de disparaître lorsque le satellite reprend rapidement son orientation habituelle.

Cependant, les équipes de GBOT ont poursuivi les observations au sol avec les télescopes de Liverpool et de Calar Alto jusqu'à la fin mai 2025 alors que Gaia s'éloignant de plus en plus en tournant sur lui-même. Lors de la dernière observation, effectuée avec le télescope de Liverpool le 29 mai, Gaia avait une magnitude apparente de 20,7 et était à une distance d'environ 3,15 millions de km. Sa trajectoire relative à la Terre est montrée sur la Figure 5. Gaia s'éloigne maintenant de plus en plus vite de la Terre et ne sera de nouveau observable qu'en 2039 environ, ne s'approchant que d'environ 10 millions de km.

Figure 4 (à gauche) : 4 mars 2025. Disparition subite de Gaia. Observation effectuée par Zhuoxiao Wang depuis Pékin avec un télescope de 28 cm de diamètre. © Zhuoxiao Wang - CC BY-SA 3.0 IGO.
Figure5 (à droite) : Trajectoire de Gaia par rapport à la Terre entre mars et juin 2025. L'effet de la manœuvre qui a envoyé Gaia sur une orbite héliocentrique est clairement visible.

Références sur le site Gaia de l'ESA (en anglais)

15 janvier 2025 : un nouveau départ pour Gaia !

Catherine Turon — 2025-01-15T09:03:07Z

15 janvier 2025. Jusqu'à il y a une cinquantaine d'années, si on demandait à Google « Quel est le problème le plus difficile en astronomie », la réponse état, sans équivoque possible, « la mesure des distances » :

« One of the most difficult, if not absolutely the most difficult » Curtis (1911),
« The direct determination of stellar parallax is perhaps the most difficult problem in astronomy » Bailey (1919)
« Arguably, distance determination » Elitzur (1992).

Depuis, il y a eu Hipparcos, qui a ouvert la voie, et puis Gaia !

Ce 15 Janvier 2025 marque une nouvelle étape pour Gaia, cette mission de l'Agence Spatiale Européenne absolument unique en son genre : Gaia va arrêter de balayer le ciel et d'arpenter la Galaxie. Faute de gaz, les observations scientifiques vont être arrêtées et Gaia va être soumise à toute une série de tests technologiques avant de partir sur une orbite qui l'éloignera du système Terre-Lune et, finalement, d'être « endormie » pour éviter toute interférence avec d'autres engins spatiaux.

Mais, après, il reste une masse considérable de données à traiter et à rendre disponibles et utilisables par les astronomes, non seulement des données astrométriques (distances et mouvements des étoiles et des astéroïdes), mais aussi des données photométriques (luminosités apparentes de tous les objets observés et variations de ces luminosités, dans plusieurs domaines de longueurs d'onde) et des données spectroscopiques (vitesses radiales, vitesses de rotation des étoiles sur elles-même, spectres observés à chaque passage des objets dans le plan focal de Gaia). Les dernières publications reposent respectivement sur l'analyse de 34 mois de données pour Gaia DR3 en juin 2022 et l'analyse partielle de 66 mois de données pour Gaia FPR en octobre 2023. Le quatrième catalogue, Gaia DR4, prévu pour 2026 sera le résultat de l'analyse complète de 66 mois de données, la durée initialement prévue pour la mission, mais seulement la moitié de sa durée réelle. Il contiendra pas moins de 550 To de données. Finalement, Gaia DR5, prévu pour 2030 au plus tôt, sera le résultat de l'analyse complète de l'ensemble des plus de 10 années de données collectées par Gaia.

Les précédentes publications de Gaia ont déjà entraîné des révisions majeures de notre compréhension de la structure, de la formation et de l'évolution de notre Galaxie, ont permis une détermination très précise des orbites de plus de 150 000 astéroïdes et ouvert la voie à la découverte de lunes autour de nombre d'entre eux, et enfin, permis de réaliser une carte d'une exhaustivité sans précédent de plus d'un million de quasars. Voir le communiqué de presse de l'ESA.

Nouvelles vues d'artiste de notre Galaxie, la Voie Lactée, d'après les données Gaia.
Figure 1 (à gauche) : Vue de face.
Figure 2 (à droite) : Vue de profil.
Gaia a modifié notre vision de la Voie lactée : avec des observations extrêmement pointues d'une grande partie de la Galaxie, Gaia a permis de préciser de nombreux aspects de sa structure, en particulier le nombre et la position des bras spiraux ou l'orientation de la barre centrale et sa connexion aux bras spiraux. Aucun vaisseau spatial ne pourra jamais aller prendre une photo de notre Galaxie vue de l'extérieur mais Gaia nous en fournit le meilleur aperçu possible actuellement et on attend avec impatience ce que nous révèleront les deux prochains catalogues, en particulier Gaia DR5 avec l'ensemble des données obtenues pendant la totalité des 10 années et demie de la mission.
© ESA/Gaia/DPAC, Stefan Payne-Wardenaar. CC BY-SA 3.0 IGO or ESA standard License

On attend avec impatience les prochaines surprises !

Pour mieux réaliser à quel point Hipparcos, mais surtout Gaia, ont provoqué un saut immense dans nos connaissances des distances et des mouvements des étoiles (et bien d'autres paramètres pour Gaia !), on peut observer les deux tableaux ci-dessous. Le Tableau 1 montre l'évolution difficile de la compréhension de l'immensité de la distance des étoiles, seulement tranchée par les premières mesures de parallaxes trigonométriques : celle de 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838 marque le début de ces observations si délicates. Presque à la même époque, Friedrich Georg Wilhelm von Struve et Thomas Henderson mesurent respectivement les parallaxes de Véga (alpha de la Lyre) et de alpha du Centaure.

Tableau 1 : la distance des étoiles au cours des siècles

Nom	Date	Distance (10⁹km)
Aristarque	-280	« immense »
Ptolémée	150	0,13
Copernic	1500	« immense »
Tycho Brahe	1580	0,09
Képler	1600	220
Newton	1685	150 000
Bessel-Struve-Henderson	1837-1839	> 40 000

La lente progression du nombre d'étoiles dans les catalogues de parallaxes trigonométriques et le saut extraordinaire apporté par Hipparcos mais surtout par Gaia est montrée dans le tableau 2. A cela, il faut ajouter un bond en précision encore plus impressionnant : on est passé de environ 1 seconde d'arc pour les mesures au sol, soit du diamètre d'une pièce d'un Euro vue d'une distance de 5 km (déjà difficile à imaginer !) à 1 millième de seconde d'arc pour Hipparcos et quelques microsecondes d'arc pour Gaia ... La Figure 1 illustre les ordres de grandeur de ces incroyables précisions.

Tableau 2 : Nombre d'étoiles des catalogues de parallaxes triginométriques au cours des 20 et 21^ème siècles

Date	Nom	Nom du Catalogue	Nombre d'étoiles)
1904	Newcomb		72 étoiles
1924	Schlesinger	First General Catalogue of trigonometric parallaxes	1870 étoiles
1963	Jenkins	Yale Parallax Catalog	7 000 étoiles
1995	van Altena, Lee, Hoffleit	Fourth General Catalogue of trigonometric parallaxes	8112 étoiles
1997	Perryman et al., ESA 1200	The Hipparcos Catalogue	118 000 étoiles
2022	ESA/DPAC	Gaia DR3 Catalogue	1,5x10⁹ sources
∼2030	ESA/DPAC	Gaia DR5 Catalogue	2x10⁹ sources

Figure 3 : ordres de grandeur (© C. Turon)

Voir aussi

Le communiqué de presse de l'Observatoire de Paris,
Le communiqué de presse de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) (en anglais)
Une page spéciale de l'ESA sur les observations de 61 Cygni de Bessel à Gaia (en anglais).

Le 15 janvier 2025, une nouvelle ère s'ouvre pour Gaia

Catherine Turon, Frédéric Arenou — 2025-01-11T21:49:15Z

Après 3827 jours passés à observer près de deux milliards d'objets, Gaia va entrer dans une nouvelle ère : le 15 janvier 2025 marquera la fin des observations scientifiques. Ces observations ont démarré le 25 juillet 2014, soit environ 7 mois après le lancement de la mission et ont déjà conduit à la publication de plusieurs catalogues, voir Gaia en quelque dates et, en quelques années, déjà plus de 13000 publications détaillent les résultats scientifiques de la mission ! Avec leurs importantes responsabilités dans le traitement des données ainsi que dans leur exploitation, les laboratoires français, ainsi que le CNES, contribuent significativement à ce succès.

Le travail d'analyse des données va continuer toujours plus intensément pour préparer les futures publications à partir de beaucoup plus de données, encore plus variées, de qualité encore plus élevée et couvrant des périodes d'observations encore plus longues : le catalogue Gaia DR4, couvrant 5,5 années d'observation, est attendu en 2026, et Gaia DR5, couvrant la totalité des 10,5 années d'observation, vers la fin de la décennie.

Figure 1 : Gaia a achevé sa phase de balayage du ciel. © ESA/Gaia/DPAC, Milky Way impression by Stefan Payne-Wardenaar, CC BY-SA 3.0 IGO or ESA Standard

En effet, même si la quantité de gaz froid nécessaire au maintien de Gaia sur son orbite en Lissajous autour de L2 et à la rotation du satellite sur lui-même est minime (une douzaine de grammes par jour), celui-ci sera quasiment épuisé au début de l'année 2025. Après la fin des observations scientifiques, le 15 janvier 2025, le reste de gaz froid, estimé à l'équivalent d'environ 15 jours de fonctionnement nominal de Gaia, sera utilisé pour réaliser une série de tests technologiques pour étudier plus en détail le comportement de certains composants du vaisseau et des instruments et ainsi permettre d'améliorer les étalonnages de Gaia pour les catalogues Gaia DR4 et Gaia DR5, et aussi fournir des informations précieuses pour la conception de futures missions spatiales.

À la suite de ces tests, qui dureront plusieurs semaines, Gaia quittera son orbite autour du point de Lagrange L2 pour être placée sur son orbite héliocentrique finale, orbite qui lui permettra de ne pas s'approcher du système Terre-Lune dans l'avenir. Le 27 mars 2025, Gaia sera alors rendue entièrement passive afin d'éviter toute interférence avec d'autres engins spatiaux : une retraite bien méritée !

Les tests technologiques

L'étalonnage des instruments a été réalisé tout au long de la mission, assurant la qualité des données obtenues, mais des tests plus extensifs seront effectués après le 15 janvier 2025 : cartographie détaillée de la lumière parasite, de la réponse des différents CCDs, et des caractéristiques optiques des différents instruments.
Test sur les variations de l'angle de base : grâce à ses deux télescopes, Gaia observe simultanément deux champs du ciel séparés de 106,5°. C'est l'accumulation de ces mesures qui permet d'atteindre la précision astrométrique extrême de Gaia. La stabilité de l'angle de base (angle entre les lignes de visée des deux télescopes) est donc cruciale. De petites variations de cet angle ont été observées tout au long de la mission par le "moniteur d'angle de base", i.e. l'un des deux CCDs du plan focal dédiés à ces mesures. Le but de ces tests est de comprendre la ou les causes de ces variations. Un premier test se concentrera sur le fonctionnement-même de ces moniteurs, en comparant les résultats obtenus par chacun d'eux. Ensuite, les perturbations à la stabilité thermique de Gaia semblant être l'une des causes principales des variations de l'angle de base, l'influence de l'angle d'inclinaison au soleil, nominalement de 45º, et de la rotation du satellite sur lui-même (voir la loi de balayage de Gaia) seront étudiées. Ces tests ne pouvaient pas être réalisés pendant la phase d'observations scientifiques de Gaia, pendant laquelle Gaia était maintenu à une température très stable d'environ -110º Celsius.
Enfin, des tests seront effectués sur différents composants de Gaia susceptibles d'être utilisés dans de futures missions spatiales : le transpondeur, l'antenne à réseaux phasés, l'unité centrale utilisée pour le traitement des données, le système de micro-propulsion, etc.

Références sur le site Gaia de l'ESA (en anglais)
– Fin des observations avec Gaia
– Tests technologiques.

Gaia BH3, un trou noir extraordinaire !

Catherine Turon — 2024-04-16T07:04:52Z

Figure 1 : Positions dans la Voie lactée, des trois trous noirs dormants détectés grâce aux observations Gaia. © ESA/Gaia/DPAC ; CC BY-SA 3.0 IGO.

16/04/2024. Le troisième catalogue Gaia, Gaia DR3, contient plus de 1,8 milliard de sources. Les observations des trois instruments à bord de Gaia, astrométrique, photométrique et spectroscopique, ont permis de montrer qu'au moins 800 000 d'entre elles font partie de systèmes doubles ou multiples (Gaia Collaboration, Arenou, F., Babusiaux, C., et al. 2023a). Parmi ces systèmes, près de 170 000 sont des binaires astrométriques dont les orbites ont été déterminées avec précision (environ 40 fois plus que dans le dernier catalogue existant). Ces systèmes contiennent tous types d'étoiles principales, sur l'ensemble du diagramme de Hertzsprung-Russell, et de compagnons, des plus légers, souvent invisibles, telles les naines brunes ou les exoplanètes, aux plus lourds telles les naines blanches, les étoiles à neutrons ou les trous noirs. Seul Gaia, qui mesure systématiquement les perturbations des orbites des systèmes multiples avec une extrême précision, rend possible une caractérisation exhaustive de ces systèmes.

Figure 2 : Masses des trous noirs stellaires de notre Galaxie connus à ce jour en fonction la période orbitale. Les trois trous noirs découverts dans les données Gaia sont représentés en rouge. Gaia BH3 se distingue clairement de tous les autres par sa masse et sa période. © ESA/Gaia/DPAC, P. Panuzzo ; CC BY-SA 3.0 IGO.

En préparation à la publication du quatrième catalogue Gaia, Gaia DR4, prévu pour fin 2025 au plus tôt, de nombreux tests de validation des solutions préliminaires obtenues ont été systématiquement effectués, en particulier pour les binaires astrométriques : vérification de la validité des résultats obtenus et minimisation du taux de fausses détections, en particulier quand la solution montrait des masses hors de l'ordinaire. Au cours de ce travail, un système binaire proche (∼590 pc), Gaia BH3, a été découvert, composé d'une vieille étoile géante très pauvre en métaux, de masse 0,76 M⊙, en orbite, avec une période de 11,6 années, autour d'un trou noir dont la masse est estimée à 32,70 ± 0,82 M⊙. Cette masse est plus grande que celles qui sont prédites par la plupart des modèles d'évolution stellaire, et bien supérieure à celles des trous noirs d'origine stellaire déjà connus dans notre Galaxie dont les masses typiques sont autour ou en dessous de 10 M⊙. Le plus massif connu à ce jour est Cyg X-1, dans une binaire émettant en rayons X, dont la masse est estimée à environ 20 M⊙. L'existence de trous noirs stellaires aussi massifs était pour l'instant uniquement suggérée par la détection d'ondes gravitationnelles provenant de systèmes situés dans d'autres galaxies. C'est la première fois qu'un trou noir d'origine stellaire aussi massif et si proche du Soleil a été découvert. Ces trous noirs d'origine stellaire sont très différents des trous noirs supermassifs situés au cœur des galaxies : ces derniers sont incomparablement plus grands et plus massifs.

Les trous noirs stellaires résultent de l'effondrement d'une étoile massive à la fin de sa vie et la grande majorité de ceux que nous connaissons ont été identifiés dans des binaires à rayons X. Dans ces binaires, l'émission de rayons X est due à la matière perdue par l'étoile en orbite autour du trou noir lorsqu'elle est aspirée par le trou noir. Lorsqu'un trou noir n'a pas de compagnon suffisamment proche pour lui voler de la matière, il n'émet aucun rayonnement, d'où la difficulté pour les détecter : on les appelle trou noir dormant. Leur présence peut cependant être révélée par les perturbations du mouvement d'un compagnon brillant qui, lui, peut être observé. Grâce à son télescope unique en son genre, Gaia permet de détecter simultanément les perturbations du mouvement sur le ciel (écarts à la trajectoire d'une étoile simple) et les variations de la vitesse radiale. L'orbite astrométrique est parfaitement confirmée par les observations de la vitesse radiale.

La Figure 3 montre, à gauche, le mouvement sur le ciel du compagnon brillant de Gaia BH3, légèrement différent du mouvement d'une étoile simple ; au centre, l'orbite astrométrique de l'ensemble étoile-trou noir autour du centre de gravité du système après soustraction du mouvement qu'aurait une étoile simple ; à droite, la comparaison entre les vitesses radiales mesurées avec l'instrument RVS de Gaia ou obtenues au sol pour Gaia BH3 avec les vitesses radiales prédites par la combinaison des données astrométriques et spectroscopiques de Gaia.

Figure 3, à gauche : Mouvement sur le ciel du compagnon brillant de Gaia BH3, tel que vu par Gaia au cours des différents transits (points), comparé au mouvement qu'aurait une étoile simple (en rouge) et à la solution binaire prédite (en bleu) ; la flèche indique la direction du mouvement propre. © ESA/Gaia/DPAC/Gaia Collaboration, Panuzzo P. et al., A&A Letters, 2024, Fig. 2.
Figure 3, au centre : Orbite du système, après soustraction du mouvement qu'aurait une étoile simple. Les points montrent les mesures individuelles, et la qualité de la détermination de l'orbite. Les signes + indiquent le barycentre du système et la position du périastre. © ESA/Gaia/DPAC/Gaia Collaboration, Panuzzo P. et al., A&A Letters, 2024, Fig. 2.
Figure 3, à droite : Les vitesses radiales du système Gaia BH3 mesurées avec l'instrument RVS de Gaia (points noirs) et obtenues par des spectrographes au sol : UVES, Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph, sur le VLT, Very Large Telescope, de l'ESO, European Southern Observatory, au Chili, points mauves ; HERMES, sur le télescope Mercator à La Palma, (Espagne), exploité par l'Université de Leuven (Belgique) en collaboration avec l'Université de Genève (Suisse), points verts ; et SOPHIE, spectrographe de haute précision à l'Observatoire de Haute-Provence – OSU Institut Pythéas, points rouges. Ces observations sont en parfait accord avec les vitesses radiales prédites par la combinaison des données astrométriques et spectroscopiques de Gaia : ligne bleue. © ESA/Gaia/DPAC/Gaia Collaboration, Panuzzo P. et al., A&A Letters, 2024, Fig. 3.

Les relevés astrométrique et spectroscopique de Gaia sont des outils idéalement adaptés à la détection de ces trous noirs dormants autour desquels gravite un compagnon visible. Les informations publiées dans le troisième catalogue Gaia (Gaia DR3) avaient déjà permis à El Badry et à ses collègues de trouver les deux premiers : Gaia BH1 (El Badry et al., 2023a) et Gaia BH2 (El Badry et al., 2023b). Gaia BH1 est un trou noir de 9,6 M⊙, dont le compagnon est une étoile semblable au Soleil, orbitant à 1,4 fois la distance Terre-Soleil du trou noir avec une période de 186 jours. C'est aussi le trou noir le plus proche de la Terre actuellement connu, à seulement 480 pc (1560 années-lumières). Gaia BH2, de masse 8,9 M⊙, dont le compagnon est une géante rouge d'environ une masse solaire, est situé à environ 1160 pc (3800 années-lumières). L'animation de la Figure 4 montre les orbites obtenues pour ces trois trous noirs et leurs étoiles-compagnons.

Figure 4 : Comparaison des orbites des trois trous noirs dormants et de leurs étoiles-compagnons, Gaia BH1, Gaia BH2 et Gaia BH3, autour des centres de gravité des trois systèmes : en rouge, orbites des trous noirs, en bleu, orbites des étoiles-compagnons, axes gradués en unités astronomiques. La comparaison avec les planètes du Système Solaire montre que l'étoile-compagnon du trou noir de Gaia BH3 s'approche du trou noir à une distance similaire à celle de Jupiter et s'en éloigne jusqu'à une distance proche de celle de Neptune. © ESA/Gaia/DPAC, P. Panuzzo ; CC BY-SA 3.0 IGO.

Gaia BH3, aussi appelé Gaia DR3 4318465066420528000, LS II +14 13 ou 2MASS J19391872+1455542, est une étoile brillante de la constellation de l'Aigle, située à environ 590 pc (environ 1900 années-lumière) et connue pour son grand mouvement propre. Les données spectroscopiques et photométriques de Gaia ont permis de la classer comme étoile géante de type solaire, mais très pauvre en métaux. Sa position dans le diagramme couleur-magnitude de Gaia DR3 pour les étoiles à faible extinction, ainsi que celles des systèmes Gaia BH1 et BH2, est montrée sur la Figure 5, sa position dans le ciel est montrée sur la Figure 6.

A gauche, Figure 5 : Position des compagnons des trois trous noirs dormants, Gaia BH1, BH2 et BH3, dans le diagramme couleur-magnitude de Gaia DR3 pour les étoiles à faible extinction (extinction < 0,05 mag, estimées à partir de la carte de Lallement et al. (2022)) ; © ESA/Gaia/DPAC/Gaia Collaboration, Panuzzo P. et al., A&A Letters, 2024, Fig. 1.
A droite, Figure 6 : Gaia BH3 dans la constellation de l'Aigle. © P. Panuzzo..

Figure 7 : Orbite de Gaia BH3 dans la Galaxie comparée à celle du Soleil. Le Soleil ne s'écarte pas du plan galactique et a une orbite quasi-circulaire autour du centre de notre Galaxie. Gaia BH3 a une orbite très différente : une orbite très elliptique s'éloignant du plan galactique pour faire des incursions dans le halo. © ESA/Gaia/DPAC, P. Panuzzo ; CC BY-SA 3.0 IGO.

Le trou noir découvert ici, d'une masse de près de 33 M⊙, est significativement plus massif que les deux précédents. Cette masse en fait le trou noir d'origine stellaire le plus massif découvert jusqu'ici dans notre Galaxie. Il est remarquable que ce seul trou noir de masse supérieure à 20 M⊙ soit justement en orbite avec une étoile très pauvre en métaux, alors que de telles étoiles ne représentent qu'une infime partie (0.4%) des systèmes binaires analysés jusqu'ici ainsi qu'une petite fraction (moins de 5%) des étoiles du halo galactique où sont situées la majorité des étoiles pauvres en métaux (éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium). La faible métallicité du compagnon stellaire de ce trou noir pourrait, pour la première fois, confirmer le scénario selon lequel les trous noirs de grande masse observés via les ondes gravitationnelles ont été produits par l'effondrement gravitationnel d'étoiles massives pauvres en éléments lourds.

L'orbite de Gaia BH3 dans la Galaxie, montrée sur la Figure 7, est très inhabituelle et très différente des orbites quasi-circulaires autour du centre galactique et ne s'écartant quasiment pas du plan galactique de la majorité des étoiles du disque. Ces caractéristiques cinématiques et la très faible métallicité de Gaia BH3 suggèrent que ce système pourrait appartenir au courant ED-2 récemment découvert (Dodd et al. 2023, Balbinot et al. 2023). Ce courant d'étoiles est probablement le vestige d'un amas globulaire très pauvre en métaux disloqué par la Voie lactée et, dans ce cas, ce système pourrait être le résultat d'un échange dynamique, le trou noir de Gaia BH3 ayant pu voler son compagnon à une autre binaire.

La découverte de ces trous noirs dormants très massifs ouvre la voie à l'étude d'une population jusqu'à présent inconnue. Ces trois trous noirs étant très proches du Soleil, on s'attend, statistiquement, à ce qu'il en existe beaucoup d'autres. Les futurs catalogues Gaia DR4 et Gaia DR5 nous diront si cette hypothèse est correcte.

Communiqués de presse

Communiqué de presse commun Observatoire de Paris - PSL / CNRS / CNES : Découverte d'un trou noir stellaire de masse record au sein de notre Galaxie.
Communiqué de presse de l'ESA : Sleeping giant surprises Gaia scientists
Communiqué de presse de l'ESO : Most massive stellar black hole in our galaxy found.

Informations sur le site de l'ESA (en anglais) :

https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/iow_20240416 (Gaia BH3)
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/Gaia_discovers_a_new_family_of_black_holes (Gaia BH2)
https://www.cosmos.esa.int/web/Gaia/iow_20221104 (Gaia BH1)

Articles scientifiques

Gaia Collaboration, Panuzzo P. et al., A&A Letters, 2024 (Gaia BH3)
Gaia Collaboration, Arenou, F., Babusiaux, C., et al. 2023a, A&A, 674, A34
Balbinot, E., Helmi, A., Callingham, T., et al. 2023, A&A, 678, A115
Dodd, E., Callingham, T. M., Helmi, A., et al. 2023, A&A, 670, L2
El-Badry, K., Rix, H.-W., Cendes, Y., et al. 2023a, MNRAS, 521, 4323 (Gaia BH1)
El-Badry, K., Rix, H.-W., Quataert, E., et al. 2023b, MNRAS, 518, 1057 (Gaia BH2)
Lallement, R., et al., 2022, A&A, 661, A147

Cette video de l'Agence Spatiale Européenne (traduite en français) explique cette découverte.

Gaia : 10 ans de découvertes !

Catherine Turon — 2023-12-19T10:53:29Z

Le 19 décembre 2023 fête les 10 ans du lancement de la mission Gaia. Environ deux mois et demi après le lancement, la mission était installée sur son orbite en Lissajous autour du point de Lagrange L2, à environ 1,5 million et demi de km de la Terre et, 7 mois plus tard, le 25 juillet 2014, les observations scientifiques démarraient. Depuis cette époque, Gaia a passé 3434 jours à balayer régulièrement l'ensemble du ciel et a collecté 126 000 GB de données. À partir des 240 milliards de fois où des sources ont traversé le plan focal (de juillet 2014 à maintenant), Gaia a fait

2400 milliards de mesures astrométriques individuelles (par CCD)
476 milliards de mesures photométriques individuelles (par CCD)
47 milliards de mesures spectroscopiques individuelles (par CCD)
16 milliards de transit du spectrographe RVS.

Ces nombres sont mis à jour plusieurs fois par jour ici.

Figure 1 (à gauche) : Lancement de Gaia depuis le port spatial de l'Europe, le Centre Spatial Guyanais à Kourou en Guyanne Française, le jeudi 19 décembre 2013 à 10h 12 min 18 s heure de Paris sur le vol VS-06. © ESA
Figure 2 (à droite) : Dans la Salle Cassini à l'Observatoire de Paris au moment du lancement. Un peu tendus ... © Observatoire de Paris

Figure 3 (à gauche) : Position de Gaia par rapport au Soleil et à la Terre, et son orbite de Gaia autour du point de Lagrange L2. © ESA
Figure 4 (à droite) : Dans la Salle Cassini à l'Observatoire de Paris, l'équipe Gaia après le lancement. Beaucoup plus détendus ! © Observatoire de Paris

Gaia a pris la suite d'Hipparcos, premier satellite astrométrique, dont l'idée avait été émise par Pierre Lacroute, alors directeur de l'Observatoire de Strasbourg dès 1965. L'idée a été développée par l'Agence Spatiale Européenne et le projet inclus dans son programme scientifique en 1980, pour un lancement en 1989 et la publication du catalogue en 1997.

Une échelle de temps similaire s'applique à Gaia :

Il y a trente ans, 1993 : Lennart Lindegren et Michael Perryman proposaient la mission GAIA comme Pierre Angulaire du Programme Scientifique de l'ESA.
Il y a vingt ans, 2003 : la mission, incluse dans le programme scientifique de l'Agence Spatiale Européenne le 12 octobre 2000, confirmée le 23 mai 2002, mais avec une charge utile de taille réduite, est reconfirmée le 8 juin 2003, pour une durée de vie de 5 ans, avec une extension possible de une année.
Il y a dix ans, 19 décembre 2013 : lancement de Gaia depuis Kourou.

Et le 19 décembre 2023 : Gaia observe régulièrement le ciel depuis 10 ans déjà, et le traitement de ces observations, traitées et analysées par le Consortium DPAC (Data Processing and Analysis Consortium), a déjà donné lieu à cinq publications successives :

Gaia DR1 le 14 septembre 2016,
Gaia DR2 le 25 avril 2018,
Gaia EDR3 le 3 décembre 2020,
Gaia DR3 le 13 juin 2022 et, enfin,
Gaia FPR le 10 octobre 2023.

Ces publications ont donné lieu, en moins de 10 ans, à plus de 10200 articles à comité de lecture (plus de publications par an que le télescope spatial Hubble !). Les applications scientifiques vont des petits objets du Système Solaire, des étoiles simples, multiples ou variables, des exoplanètes et du milieu interstellaire, aux galaxies extérieures et phénomènes gravitationnels, en passant bien sûr par l'un des objectifs majeurs de la mission, la structure, la formation et l'évolution de notre Galaxie et de ses différentes composantes.

Pour plus d'information, voir

Communiqué de l'Observatoire de Paris sur une sélection de résultats obtenus par des scientifiques de l'Observatoire,
Communiqué du CNES, l'un des centres de traitement des données de Gaia,
Communiqué de l'Agence Spatiale Européenne,
Mission Status Numbers du site Gaia de l'ESA,
Gaia en quelques dates,
Le Consortium DPAC,
La participation française,
La participation de l'Observatoire de Paris.

Gaia DR3 : 33 milions de vitesses radiales !

Catherine Turon — 2023-11-16T10:27:57Z

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 G_RVS=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 G_RVS=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 G_RVS 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

Gaia DR3, en français
Gaia DR3
Do the stars approach us or do they move away ?
Where do the stars go ? Where do they come from ?
Article scientifique : Gaia Data Release 3. Properties and validation of the radial velocities, Katz, D. Sartoretti, P., Guerrier, A. et al., 2023, Astronomy & Astrophysics, Volume 674, A5

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

Catherine Turon — 2023-11-08T16:35:25Z

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

Présentation d'Antonella Vallenari à la réunion de l'EAS à Cracovie (Juillet 2023)
Présentation de Laurent Eyer à la réunion de l'EAS à Cracovie (Juillet 2023)
Présentation de Marc Audard à la réunion de l'EAS à Cracovie (Juillet 2023)
Article scientifique : Gaia Focused Product Release : Radial velocity time series of long-period variables" by the Gaia Collaboration, M. Trabucchi , et al.

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Gaia FPR : Gaia et le milieu interstellaire

Catherine Turon — 2023-10-12T14:14:19Z

Gaia observe près de deux millions d'étoiles, leur position, leur distance, leurs mouvements sur le ciel et sur la ligne de visée, et aussi leurs luminosités et, grâce au spectrographe inclus dans le télescope Gaia, le Radial Velocity Spectrometer (RVS), la distribution spectrale de la lumière qu'elles émettent. Cependant, entre les étoiles (et aussi entre les galaxies) se trouve de la matière, le milieu interstellaire, composé de gaz et de poussières. Il absorbe la lumière des étoiles (celles-ci vont paraître plus faibles ou plus lointaines qu'elles ne sont en réalité) et la modifie (la lumière bleue est plus absorbée que la lumière rouge) : ce sont l'extinction et le rougissement interstellaires. Aussi, dans les spectres des étoiles, en plus des multiples raies, témoins de la présence de divers éléments chimiques dans l'atmosphère des étoiles, apparaissent des bandes d'absorption appelées bandes interstellaires diffuses (Diffuse Interstellar Bands, ou DIBs, en anglais). Ces bandes ont été découvertes en 1922 par l'astronome Mary L. Hegger et la ou les molécules qui les produisent restent un mystère tenace. Les plus probables sont des molécules carbonées (Fulleren), éventuellement combinées avec de l'hydrogène (Naphtalene, Antracene, ou ?). Deux de ces bandes sont dans l'intervalle de longueur d'onde observé par le RVS (845 - 872 nm) : à 862.1 et 864.8 nm). La difficulté est que ces raies sont beaucoup plus faibles que les raies des étoiles.

Figure 1a à gauche : Les différentes molécules qui pourraient être à l'origine des DIBs, figure extraite de la présentation d'Antonella Vallenari à l'EAS 2023 Annual Meeting
Figure 1b, à droite : le spectre d'une étoile supergéante bleue obtenue avec le RVS. La flèche rouge indique la présence d'une bande interstellaire diffuse (DIB). © ESA/Gaia/DPAC/CU6/Observatoire de Paris-Meudon/Olivier Marchal, Carine Babusiaux & David Katz.

Gaia allie trois qualités essentielle pour apporter un renouveau à ces études :

l'acquisition de spectres pour des millions d'étoiles,
une couverture complète et répétée de l'ensemble du ciel,
la détermination extrêmement précise des distances des étoiles observées,
la détermination simultanée des caractéristiques physiques de ces étoiles,
et enfin, l'homogénéité de l'ensemble de ces données.

Pour détecter ces deux bandes d'absorption, en particulier celle à 864.8nm, nettement plus faible que celle à 862.1nm, un spectre de référence est construit à partir des observations d'étoiles avec le même type spectral que l'étoile visée mais situées à hautes latitudes galactiques, régions de la Galaxie pauvres en poussières et gaz. En combinant les spectres de ces étoiles de référence, un spectre de référence est obtenu pour cette région de la Galaxie. Le spectre de l'étoile visée est alors soustrait au spectre de référence, révélant les deux DIBs. Voir Figure 2.

Figure 2 : Détection des deux bandes DIBs observables dans l'intervalle de longueur d'onde du RVS (à 862.1 et 864.8nm) pour des étoiles situées dans un cube défini par ses coordonnées sur le ciel et sa distance au Soleil. Ici, 2,12 kpc. © ESA/Gaia/DPAC, figure extraite de la présentation d'Antonella Vallenari à l'EAS 2023 Annual Meeting

Avec cette nouvelle publication de données, Gaia est le premier instrument cartographiant ces deux bandes interstellaires diffuses, en particulier la plus faible à 864.8nm, avec autant de détail, sur tout le ciel, et en fonction de la distance au Soleil. La distribution des zones où sont détectées ces deux DIBs sur une carte du ciel en coordonnées galactiques est montrée dans la Figure 3 pour la distance de 1,67 kpc.

Figure 3a à gauche : carte du ciel montrant la distribution de la détection de la DIB à 862,1nm dans les spectres d'étoiles situées à 1,67 kpc du Soleil ; coordonnées galactiques. Le centre galactique est au centre de la figure. © ESA/Gaia/DPAC - C BY-SA 3.0 IGO. Remerciements : Mathias Schultheis et Rosanna Sordo, article Gaia Focused Product Release : spatial distribution of two diffuse interstellar bands by Gaia Collaboration, M. Schultheis, et al.
Figure 3b, à droite : même carte, mais pour la DIB à 864,8nm.

La Figure 4 montre la distribution de la détection de la DIB à 862,1nm sur la Galaxie vue de face et de profil, dans Gaia DR3 (dans ce catalogue, seule cette DIB était publiée) et dans Gaia FPR. Le progrès est spectaculaire : Gaia FPR permet d'atteindre des distances presque deux fois plus grandes du Soleil. Les vues de profil (en haut et à droite des deux figures) montrent clairement les concentrations de matière interstellaire dans le plan galactique.

Figure 4 : Cartes de la distribution de la détection de la DIB à 862,1nm : la Galaxie vue du dessus et de profil. À gauche : dans Gaia DR3. À droite : dans Gaia FPR. © ESA/Gaia/DPAC - C BY-SA 3.0 IGO, Article Gaia Focused Product Release : spatial distribution of two diffuse interstellar bands by Gaia Collaboration, M. Schultheis, et al.

La détection de ces deux bandes interstellaires diffuses, fortes et faibles, avec une telle précision et dans une si grande partie de la galaxie, devrait permettre de faire la lumière sur la nature des macromolécules à l'origine de ces bandes d'absorption.

Adapté de : Revealing both strong and weak diffuse interstellar bands with Gaia, © ESA/Gaia/DPAC, Tineke Roegiers, Rosanna Sordo, Mathias Schultheis, Orlagh Creevey

Références

Spatial distribution of two diffuse interstellar bands (Gaia Focused Product Release,) © ESA/Gaia/DPAC - CC BY-SA 3.0 IGO. Acknowledgements : Mathias Schultheis, He Zhao, Rosanna Sordo, Federico Di Giacomo. Video editing : Federico Di Giacomo. Images : ESA/Gaia/DPAC, Rosanna Sordo.
Présentation d'Antonella Vallenari à la réunion de l'EAS à Cracovie (Juillet 2023)
Article scientifique : Gaia Focused Product Release : Spatial distribution of two diffuse interstellar bands, Gaia Collaboration, M. Schultheis , et al.

Gaia FPR : les objets du Système Solaire

Catherine Turon — 2023-10-10T10:12:44Z

Bien que Gaia ait été conçue pour cartographier des étoiles dans la Voie lactée et au-delà, elle contribue de façon majeure à la caractérisation des objets du système solaire (SSO = Solar System Objects). Grâce à ses mesures systématiques et à la qualité de ses observations astrométriques, des positions cent fois plus précises que précédemment ont été obtenues par Gaia pour les astéroïdes et les lunes de planètes.

Figure 1 : Vue d'ensemble des astéroïdes de Gaia FPR. L'orbite bleue intérieure (moins visible) représente l'orbite de la Terre, l'orbite bleue extérieure représente l'orbite de Jupiter. Les troyens, astéroïdes regroupés un peu en avant et un peu en arrière de Jupiter, sont clairement visibles. La ceinture principale est la région fortement peuplée d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Les objets transneptuniens de Gaia ne sont pas représentés sur ce graphique. 99% des objets mobiles (dont la position varie d'une observation à l'autre) détectés sont des astéroïdes connus. Le 1% restant pourrait être des découvertes. © ESA/Gaia/DPAC - CC BY-SA 3.0 IGO. Remerciements : Capture d'écran de la vidéo créée par Stefan Jordan, Toni Sagristà, Paolo Tanga avec Gaia Sky.

Les observations de Gaia permettent d'améliorer de façon spectaculaire la détermination des orbites des astéroïdes et d'y détecter des anomalies subtiles liées à leur forme ou à l'effet Yarkovsky (petite accélération due aux émissions dans l'infrarouge thermique), ou de détecter des satellites d'astéroïdes. La progression des mesures disponibles d'une publication Gaia à l'autre est spectaculaire : dans Gaia DR2 (2018), reposant sur l'analyse des 22 premiers mois d'observation, les positions et la photométrie à chaque époque d'observation ont été publiées pour environ 14 000 objets du Système Solaire. Avec Gaia DR3, en 2022, couvrant 34 mois de données, on est passé à 157 000 objets, astéroïdes de différentes classes (voir Figure 2) et lunes de planètes, avec deux nouveaux paramètres : les orbites et et les données spectrales.

Figure 2 : Distribution des différentes populations d'astéroïdes de Gaia DR3 en fonction du demi-grand axe de leurs orbites (image publiée en 2022 pour Gaia DR3, mais encore valide pour Gaia FPR. © Tanga, et al. 2022 - CC BY-SA 3.0 IGO.

Une nouvelle avancée majeure est franchie avec Gaia FPR, reposant sur l'analyse de 66 mois de données pour 156 000 de ces objets. Cette période de mesure plus longue permet de suivre presque tous les astéroïdes sur une orbite complète et non plus sur de petits segments de celles-ci. Résultat : des orbites 20 à 30 fois plus précises. La Figure 3 montre cette amélioration pour le demi-grand axe des orbites.

Figure 3 : En rouge : Incertitude sur le demi-grand axe des orbites en fonction de la longueur d'arc observée dans les données Gaia DR3, basées sur 34 mois d'observation.
En bleu : Les données de Gaia FPR sont basées sur 66 mois d'observation, ce qui améliore nettement les longueurs des arcs observés : pour presque tous les objets, une orbite complète a été mesurée et les incertitudes sur la détermination des demi-grands axes sont nettement plus faibles. © Gaia Focused Product Release : Asteroid orbital solution by Gaia Collaboration, P. David, et al. 2023

La Figure 4 montre deux exemples d'orbites d'astéroïdes de la ceinture principale (orbitant entre Mars et Jupiter) : 8 Flora, dans la partie intérieure de la ceinture principale avec une période ∼3.3 ans, et 570 Kythera, dans la partie extérieure avec une période de ∼6.3 ans. La Figure 5 compare un astéroïdes troyen, 884 Priamus de période ∼12 ans, à un objet moyen de la ceinture principale, 3 Juno de période ∼4.4 ans. Dans tous les cas, l'amélioration de la couverture des orbites entre Gaia DR3 (34 mois de données) et Gaia FPR (66 mois de données) est bien visible. Les figures de droite montrent les points des orbites observés jusqu'à octobre 2023 (110 mois de données).

Figure 4, (en haut) : Observations de deux astéroïdes de la ceinture principale, 570 Kythera (période ∼6.3 ans) et 8 Flora (période ∼3.3 ans), l'un à l'extérieur de la ceinture, l'autre à l'intérieur.
Figure 5, (en bas) : Comparaison entre un astéroïde troyen, 884 Priamus (période ∼12 ans), et un astéroïde moyen de la ceinture principale, 3 Juno (période ∼4.4 ans).
Ces deux figures illustrent l'amélioration de la couverture des orbites entre deux publications successives de données Gaia : Gaia DR3 avec les 34 premiers mois de données, et Gaia FPR, avec 66 mois, même pour un objet avec une longue période. De plus, les figures de droite montrent les observations déjà obtenues jusqu'en octobre 2023. © ESA/Gaia/DPAC, François Mignard.

Ces meilleures orbites, combinées aux déterminations des positions et mouvements des étoiles de plus en plus précises au fur et à mesure que les observations s'accumulent ont un impact majeur sur les prédictions d'occultations stellaires (lorsqu'un astéroïde passe devant une étoile et obscurcit temporairement la lumière de celle-ci). L'observation précise de ces occultations à partir de différents endroits du globe permet de déterminer avec précision la forme des astéroïdes, de leurs anneaux et de leurs satellites.

L'infographie montrée sur la Figure 6 illustre ces progressions et ce qui est attendu du prochain catalogue, Gaia DR4 (pas avant fin 2025) : encore deux fois plus d'astéroïdes, dont éventuellement quelques nouvelles découvertes, avec une plus grande variété de données. En plus des mesures, à chaque époque d'observation, de positions et de magnitudes, des spectres BP et RP à basse résolution et des orbites, les paramètres de spin et de forme, ainsi que les masses précises des plus grands astéroïdes, seront publiés. Et, pour Gaia DR5, prévu au plus tôt fin 2030, 125 mois de données seront analysés, avec des précisions encore améliorées.

Figure 6 : Infographie illustrant la progression des informations sur les objets du système solaire d'une publication Gaia à la suivante. Non seulement le nombre d'astéroïdes augmente significativement, mais aussi le nombre de paramètres publiés et la précision de ces paramètres : la précision sur la détermination des orbites dans Gaia FPR est 20 à 30 fois supérieure à celle de Gaia DR3. Dans Gaia DR4, de nouvelles informations sont attendues : sur le spin, la masse et la forme des objets observés, pour deux fois plus d'objets. © ESA/Gaia/DPAC - CC BY-SA 3.0 IGO. Illustration crée par Mariasole Agazzi, Paolo Tanga, Tineke Roegiers, Daniel Hestroffer, Jos de Bruijne.

Adapté de Unlocking the secrets of Solar System Objects. Gaia's surprising role. Écrit par Mariasole Agazzi, Tineke Roegiers, Daniel Hestroffer, Paolo Tanga, Pedro David, François Mignard, Jos de Bruijne.

Article scientifique : Gaia Focused Product Release : Asteroid orbital solution. Gaia Collaboration, P. David , et al. (arXiv) (ADS)

Gaia FPR : Omega Centauri

Catherine Turon — 2023-10-10T08:24:34Z

Omega Centauri est l'amas globulaire le plus grand de la Galaxie. Il est situé dans la constellation du Centaure et contient de l'ordre de 10 millions d'étoiles. Les données publiées le 10 octobre 2023 sont nouvelles et uniques par deux aspects :

elles apportent des positions, mouvements propres et magnitudes G très précises pour plus de 500 000 étoiles du centre de l'amas globulaire, non détectées par Gaia auparavant, comblant ainsi un trou dans les données Gaia pour cette région extrêmement dense du ciel,
elles sont le résultat d'un nouveau mode d'observation, seulement prévu à l'origine pour calibrer le champ principal : ces observations utilisent les données SIF (Service Interface Function images) obtenues par les CCDs des deux premières colonnes du plan focal de Gaia, le repéreur d'objets (Sky Mapper).

Figure 1 : Étoiles d'Omega Centauri dans Gaia DR3, de magnitudes G 18 à 21 (à gauche), étoiles de DR3 et du FPR (à droite). Ces 526 587 nouvelles sources comblent le trou de DR3, zone d'extrême densité, non mesurable dans les champs astrométriques et photométriques de Gaia : il apparait en blanc sur la figure de gauche. © ESA/Gaia/DPAC. License : CC BY-SA 3.0 IGO. Remerciements : Alexey Mints and Katja Weingrill.

En effet, le mode d'observation standard de Gaia ne permet pas d'observer des étoiles dans les zones les plus denses du ciel : celui-ci utilise de petites fenêtres de lecture allouées à une seule étoile. Cette méthode atteint ses limites dans les zones où la densité stellaire dépasse environ 1 million d'objets par degré² dans le champs astrométrique, 700 000 dans le champs photométrique. Avec le mode d'observation particulier utilisé ici, les images à deux dimensions du repéreur d'étoiles sont transmises au sol. Ce mode d'observation ne peut être utilisé que dans des zones très restreintes du ciel à cause de la très grande quantité de données ainsi collectées.

De l'ensemble des images ainsi transmises au sol sont extraites les positions relatives et les luminosités des étoiles détectées. Les positions sont raccordées au repère de référence matérialisé par les positions des étoiles de Gaia DR3 et les magnitudes sont calibrées grâce aux observations de Gaia DR3 pour les étoiles communes. Les mouvements propres sont ensuite déterminés à partir des positions obtenues à différentes époques.

Figure 2a, à gauche : Comparaison des incertitudes sur les positions (alpha et delta) pour Gaia DR3 et Gaia FPR dans le champ très dense de Omega Centauri. Même si les positions de Gaia DR3 sont nettement plus précises que celles qui sont obtenues par cette nouvelle méthode d'observation, ces dernières sont encore plus précises que une milliseconde d'arc jusqu'à magnitude G=18. © ESA/Gaia/DPAC. Alexey Mints, Katja Weingrill, Zuzanna Kostrzewa-Rutkowska, EAS 2023 Annual Meeting
Figure 2b, à droite : Image d'Omega Centauri vu par Gaia en combinant les données de Gaia DR3 et Gaia FPR. © ESA/Gaia/DPAC. License : CC BY-SA 3.0 IGO. Remerciements : Stefan Jordan, Katja Weingrill, Alexey Mints, Tineke Roegiers. The visualisation was performed with "Gaia Sky", developed by Toni Sagristà.

Les 66 premiers mois de données Gaia (soit la durée de la mission nominale) ont ici été utilisés, produisant la carte la plus complète d'Omega du Centaure jamais établie, avec environ un demi-million d'étoiles. C'est aussi le champ le plus dense du Catalogue Gaia.

Dans Gaia DR4, prévu au plus tôt pour la fin 2025, les étoiles de huit autres régions très denses du ciel seront publiées : la Fenêtre de Baade et Sagittarius I dans la région du bulbe de notre Galaxie, les amas globulaires 47 Tuc (NGC 104), M22 (NGC 6656), NGC 4372 et M4 (NGC 6121), ainsi que les deux Nuages de Magellan.

Adapté de : Omega Centauri, a globular cluster bursting with stars, © ESA/Gaia/DPAC, Tineke Roegiers, Katja Janßen, Alexey Mints, Jos de Bruijne

Références

Présentation d'Antonella Vallenari à la réunion de l'EAS à Cracovie (Juillet 2023)
Présentation d'Alexey Mints à la réunion de l'EAS à Cracovie (Juillet 2023)
Article scientifique : Gaia Focused Product Release : Sources from Service Interface Function image analysis — Half a million new sources in omega Centauri, Gaia Collaboration, K. Weingrill , et al.