Présentation de Gaia

Identification (Titre et P.I.s Francais)

• GAIA
• Global Space Astrometry for the 21st Century
• François Mignard et Catherine Turon

Objectifs

Par la détermination des distances, mouvements (tangents et radiaux), et magnitudes en 15 bandes photométriques, de plus d’un milliard d’objets jusqu’à la magnitude 20, la mission GAIA permettra d’obtenir des données de base pour tous les types d’étoiles de toutes les populations stellaires de notre Galaxie. Ces données, complémentaires des observations qui peuvent être obtenues par la haute résolution spatiale et spectrale, permettront de contraindre les modèles et d’affiner les théories pour des domaines qui vont de l’évolution stellaire à l’histoire de notre Galaxie, de la dynamique du Groupe Local à la détection de dizaines de milliers de systèmes planétaires extra-solaires, d’un survey exhaustif des petits corps du système solaire à de nouveaux tests de la relativité générale.

Présentation scientifique

Objectifs scientifiques majeurs :

• Physique galactique
  • formation et évolution de la Galaxie
  • recensement complet du voisinage solaire, y compris naines blanches, naines brunes, compagnons (stellaires ou grosses planètes)
  • caractéristiques de toutes les populations d’étoiles, dans toutes les parties de la Galaxie (disque mince et épais, bras, bulbe / barre, halo, amas globulaires)
  • recensement des âges, âge des plus vieux objets de la Galaxie
  • dynamique barre / bulbe, disque / halo, structure spirale, gauchissement, distribution de la masse invisible, signatures de rencontres passées
• Physique stellaire
  • détermination des paramètres fondamentaux pour tous les types possibles d’étoiles : luminosités absolues en plusieurs longueurs d’onde, masses, diamètres
  • détermination des âges
  • étude de toutes les phases d’évolution (même très rapides), depuis les proto-étoiles jusqu’aux phases ultimes
  • étude des zones de formation stellaire
  • structure fine du diagramme HR, effets de métallicité, d’abondances, etc.
  • confrontation avec les modèles de structure et d’évolution stellaire : contraintes sur la longueur de mélange et la taille du coeur convectif
  • détection systématique de la binarité, dans certaines limites de différence de magnitude et de séparation
  • détection systématique de la variabilité (130 observations par objet, en moyenne)
• Systèmes planétaires extra-solaires
  • inventaire complet de planètes de type Jupiter jusqu’à environ 200 pc
  • détection astrométrique de plusieurs dizaines de milliers de systèmes planétaires
  • détection photométrique de transits planétaires
• Systèmes de référence
  • observation d’environ 5.106 quasars permettant la réalisation directe du système de référence ICRS dans le visible
  • plus de 30 000 étoiles par degré carré
  • réalisation du système dynamique par l’observation de 106 objets du système solaire, comparaison avec l’ICRS
• Echelle des distances, Groupe Local
  • luminosité absolue de tous les indicateurs primaires de distance,
  • détermination directe des distances individuelles pour les étoiles les plus brillantes des galaxies voisines
  • distance des Nuages de Magellan, de Sagittarius
  • parallaxes de rotation des galaxies du Groupe Local
  • dynamique du Groupe Local, orbites
• Galaxies extérieures
  • survey photométrique de plus d’un million de galaxies
  • détection de plus de 100 000 supernovae
  • détection de quelques millions de quasars
• Système solaire
  • 105 ó 106 nouveaux astéroïdes, de Vénus à la ceinture de Kuiper
  • masses et diamètres, satellites et binarité
  • classes taxonomiques à partir de la photométrie multicouleur
• Physique fondamentale
  • coefficient de courbure de la métrique à ± 5 x 10-7
  • facteur de précession du périhélie des astéroïdes à ± 10-4 à 10-5
  • moment quadrupolaire de Soleil à ± 10-7 à 10-8
  • variation séculaire de la constante de la gravitation à ± 10-12 à 10-13 an-1

Description de l’expérience

GAIA est une mission ESA, proposée comme Pierre Angulaire.

C’est un satellite à balayage systématique du ciel, mesurant très précisément des coordonnées à une dimension sur les grands cercles balayés, simultanément dans deux champs du ciel séparés de 106°. Les principes de base sont les mêmes que ceux de la mission Hipparcos.

Les deux télescopes astrométriques ont des miroirs principaux de 1.7 m x 0.7 m, un champ de 0.32 degré carré, et une bande passante de 300 à 1000 nm. Le télescope photométrique / spectroscopique a un miroir de 0.75 m x 0.70 m et un champ de 2.6 degrés carrés.

Le lancement est prévu avec Ariane 5 (lancement double), sur une orbite en Lissajous autour d’un point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre, pour une mission de 5 ans.

Observations :

• plus d’un milliard d’étoiles. Survey complet jusqu’à la magnitude V = 20.
• paramètres astrométriques (positions, parallaxes et mouvements propres) d’une précision inégalée : de 4 µas (micro seconde de degré) à la magnitude 10, 10 µas à la magnitude 15, 160 µas à la magnitude 20.
• photométrie multicouleur : 4 bandes larges (longueurs d’onde centrales de 326 à 826 Å), 11 bandes intermédiaires (longueurs d’onde centrales de 326 à 894 Å), précision : de quelques millièmes de magnitude à quelques centièmes selon la magnitude.
• vitesse radiale jusqu’à la magnitude 17, précision de 1 à 10 km/s

Cette précision astrométrique permet de déterminer des distances avec une précision relative meilleure que 10% pour environ 220 millions d’étoiles, jusqu’à près de 30 kpc pour les étoiles les plus brillantes (V < 12). Par comparaison, les précisions Hipparcos sont de l’ordre de la milli-seconde de degré (mas), et des distances à mieux que 10% sont disponibles pour 21000 étoiles, jusqu’à une distance maximum de 220 pc.

Equipes et laboratoires impliqués (en France et ailleurs)

• Projet Européen
  • PIs : M.A.C. Perryman (ESA, Study Scientist) et L. Lindegren, (Lund Observatory).
  • Science Advisory Group (en plus des deux PIs) : K.S. de Boer (Bonn), G. Gilmore (Cambridge), E. Høg (Copenhagen), M.G. Lattanzi (Torino), F. Mignard (Grasse), X. Luri (Barcelona), P.T. de Zeeuw (Leiden), O. Pace (ESA, Study Manager), F. Favata (ESA), S. Volonte (ESA).
  • Trois Groupes de Travail rassemblant une cinquantaine de personnes (Science Working Group, Photometry Working Group, Instrument Working Group) + un groupe informel (Members at large, comprenant aussi une cinquantaine de personnes).
  • Des participants de quasiment tous les pays d’Europe, et quelques uns d’ailleurs.
• France
  • Cerga, Observatoire de Paris-Meudon, Observatoire de Strasbourg, GRAAL Montpellier
  • Une personne dans le SAG (F. Mignard)
  • Huit personnes dans les Groupes de Travail (F. Arenou, A. Bijaoui, M. Crézé, A. Gómez, J. Laskar, Y. Lebreton, M. Spite, C. Turon) ; dix dans les Members at large (A. Baglin, O. Bienaymé, D. Egret, M. Froeschlé, J.L. Halbwachs, D. Hestroffer, J. Kovalevsky, S. Loiseau, M.O. Mennessier, N. Robichon).
• Participations essentielles (jusqu’à maintenant)
  • prospective scientifique (Cerga, Paris-Meudon)
  • algorithmes de compression des données (Cerga)
  • optimisation des paramètres de balayage du ciel (Cerga)
  • algorithmes de détection (Paris-Meudon)
  • simulations d’images et de champs encombrés (Paris-Meudon)
  • simulations des observations spectroscopiques et des déterminations de vitesses radiales (Paris-Meudon)
  • gestions des très grands catalogues (Strasbourg)

Historique et état d’avancement

La mission GAIA a été proposée en réponse à l’appel à idées pour des missions "Pierres Angulaires" lancé par l’ESA en 1993 (Lindegren et al. 1993, Lindegren & Perryman 1994 et 1995, Lindegren et al. 1995). Le "Horizon 2000+ Survey Committee" de l’ESA a recommandé l’adoption d’une mission d’astrométrie globale pour la prochaine Pierre Angulaire si la précision de 10 micro-seconde de degré à la magnitude 15 pouvait être atteinte.

GAIA est à l’étude à l’ESA, avec de multiples participations des laboratoires, depuis plus de deux ans. Une étude de faisabilité "Concept and Technology Study" a été effectuée par Matra Marconi Space (Toulouse) en 1997-1998. Cette étude a montré la faisabilité de la mission : astrométrie à 10 micro-seconde de degré (le diamètre d’un cheveu à 1000 km ...) pour des étoiles de magnitude 15, encore plus précise pour les plus brillantes, observation (et mesure) systématique de tous les objets jusqu’à la magnitude V = 20, observations parallèles de vitesses radiales et de photométrie.

Cette étude a montré que ces objectifs pouvaient être atteints d’ici 2009, dans le cadre de l’enveloppe budgétaire prévue pour une mission Pierre Angulaire. Les aspects technologiques à développer ont été identifiés et définis.

Parallèlement, un étude approfondie des objectifs scientifiques et des multiples retombées possibles a été menée sous la direction du Science Advisory Group, avec la participation de trois groupes de travail comprenant environ 50 personnes. Un document complet ("livre rouge") est en cours de finalisation. Les aspects scientifiques sont déjà présentés sur le site web de l’ESA/ESTEC indiqué ci-dessous.

Une décision au sujet de la Pierre Angulaire n°5 (2009) doit être prise par les instances de l’ESA en Septembre 2000.

Programmes et GDRs autres que l’ASPS impliqués

• GDR Galaxies
• Programme National Planétologie
• Programme National de Cosmologie

Documentation et liens WWW pour plus d’informations

Sites web très complets à l’ESA/ESTEC

• sur Hipparcos
• sur Gaia