Observations et précisions

Observations
Gaia va observer le ciel de manière systématique et répétée et réaliser le premier relevé complet de tous les objets célestes jusqu’à la magnitude G = 20 (V ∼ 20-22) - à l’exception des 6000 étoiles les plus brillantes - avec des mesures astrométriques d’une extrême précision (10 à 25 µas à la magnitude 15), des mesures spectro-photométriques, ainsi que des mesures spectroscopiques jusqu’à la magnitude G = 17. Le relevé ainsi obtenu sera le relevé optique le plus précis jamais réalisé, avec une résolution angulaire comparable à celle du Télescope Spatial Hubble.

Quelques nombres :

• Gaia va observer plus d’un milliard d’étoiles, soit environ 1% des étoiles de la Galaxie,
• ∼ 700 000 étoiles plus brillantes que G = 10 ; ∼ 50 millions d’étoiles plus brillantes que G = 15 ; ∼ 1,1 milliard d’étoiles jusqu’à la magnitude G = 20.
• Gaia va observer de nombreux objets extragalactiques : plus d’un million de galaxies, 500 000 quasars, 20 à 30 000 supernovae.
• Gaia va observer de nombreux objets du système solaire : 10⁵-10⁶ astéroïdes, des Géocroiseurs, des comètes.
• Une observation complète du ciel sera effectuée par Gaia environ tous les 6 mois,
• Les régions les plus observées seront situées dans deux anneaux à 45° des pôles écliptiques (jusqu’à 240 observations en 5 ans), les moins observées seront le long de l’écliptique (environ 50 observations en 5 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 “Feuille d’information Gaia” (en anglais) : Scanning law.

Possibilités observationnelles

• Pour les instruments astrométriques et spectro-photométriques
  • De la magnitude 6 à environ la magnitude 21,
  • Complétude jusqu’à la magnitude 20, sauf dans quelques zones de très haute densité stellaire (centre des amas globulaires, centre galactique) où la limite sera plus brillante.
  • Densité stellaire maximum pour un relevé complet jusqu’à la magnitude 20 : 750 000 étoiles par degré carré.
  • En moyenne 70 observations par objet tout au long des 5 années de mission. Ce nombre dépend de la latitude écliptique des objets observés, et peut atteindre un maximum de 240.

• Pour l’instrument spectroscopique
  • De la magnitude 6 à environ la magnitude 17,
  • Complétude jusqu’à la magnitude 16.
  • Densité stellaire maximum pour un relevé complet jusqu’à la magnitude 16 : 36 000 étoiles par degré carré.
  • En moyenne 40 observations par objet tout au long des 5 années de mission. Comme pour les deux autres instruments, ce nombre dépend de la latitude écliptique des objets observés.

Pour en savoir plus sur la détection systématique des objets à bord, voir ici. Voir aussi les “Feuilles d’information Gaia” (en anglais) : Object Detection et On-board Data Handling.

Performances astrométriques
L’instrument astrométrique de Gaia va mesurer, 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 vont permettre de déterminer les positions, parallaxes trigonométriques (qui donnent les distances des objets observés), et mouvements propres.

Ces performances attendues sont de l’ordre de 10 à 300 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), leur couleur (le détecteur de Gaia est plus sensible dans le rouge) et la latitude écliptique (il y a plus d’observations par étoile aux latitudes écliptiques de l’ordre de 45°) : de mieux que 10 µas à une magnitude de V=10 à environ 300 µas pour les étoiles les plus faibles (magnitude 20). Rappelons que Hipparcos, le premier satellite astrométrique, lancé par l’ESA en 1989, a permis d’atteindre des précisions de l’ordre de 1 mas (une milli-seconde de degré), au mieux quelques 0.1 mas pour les étoiles les plus brillantes.

Le tableau suivant donne les erreurs attendues sur les parallaxes à la fin de la mission pour trois types d’étoiles de couleur (température) différentes :

(*) 8 < V < 14 mag pour les étoiles rouges

Ces performances sans précédent vont avoir 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

Les erreurs en fin mission sur les positions (en µas) seront environ 0,7 fois plus faibles, sur les mouvements propres (en µas/an) environ 0,5 fois plus faibles.

Pour en savoir plus, voir ici.

Par ailleurs, les performances astrométriques remarquables de Gaia vont aussi permettre la détection de très nombreux systèmes doubles et multiples et la détermination de très nombreuses orbites. Voir ici.

Performances photométriques
En parallèle et en complément des observations astrométriques, Gaia va systématiquement effectuer des observations photométriques pour l’ensemble des objets plus brillants que la magnitude limite de 20. Ces observations photométriques vont à la fois apporter des informations nécessaires à la réduction astrométrique (corrections de chromaticité et détection des objets variables), mais 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 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.

Les courbes de transmission pour la magnitude G, les magnitudes BP, RP et G_RVS sont disponibles ici.

Chaque objet sera observé en moyenne 70 fois au cours des 5 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 seront 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 provoquée 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 que fournira Gaia.

Les précisions attendues en fin de mission sur les magnitudes moyennes vont de 1 à 3 milli-magnitudes pour la bande G, de 4 à quelques dizaines de milli-magnitudes pour les bandes BP et RP selon la magnitude et la couleur des étoiles observées. Le tableau suivant donne les erreurs attendues, en milli-magnitudes, sur les magnitudes moyennes à la fin de la mission pour les mêmes trois types d’étoiles que ci-dessus, en fonction de la magnitude G :

Les précisions obtenues pour chaque transit pour chacune des magnitudes G, BP et RP, pour les étoiles rouges de type K sont montrées dans cette figure.

Cette masse de données photométriques très précises va entraîner la détection de dizaines de millions d’étoiles variables de tous types de variabilité (voir ici), et de millions de binaires à éclipses (voir ici).

Pour en savoir plus, voir ici et les « Feuilles d’information Gaia » (en anglais) : Photometry.

Performances spectroscopiques
Gaia va aussi obtenir 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 (voir ici), 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) va observer dans un étroit domaine de longueur d’onde, dans le rouge : de 847 à 874 nm, avec une résolution spectrale de ∼ 11 500. Sur 5 ans de mission, une étoile sera observée, en moyenne, ∼ 40 fois.

Le RVS va permettre 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
  va fournir 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 ∼ 5 millions d’étoiles, le RVS va aussi permettre 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 ∼ 2 millions d’étoiles, l’abondance de nombreux éléments chimiques présents dans l’atmosphère des étoiles observées sera aussi déterminée.

La précision sur la vitesse radiale dépend fortement de la magnitude et de la couleur des objets observés : elle va de 1 km/s pour les étoiles les plus brillantes à une quinzaine pour les plus faibles. Le tableau suivant donne les erreurs attendues sur la vitesse radiale, à la fin de la mission pour toujours les mêmes trois types d’étoiles :

(*) les nombres donnés ici sont pour une étoile pauvre en métaux.

Pour en savoir plus, voir ici ou les « Feuilles d’information Gaia » (en anglais) : Radial Velocity Spectrometer.