Les observations photométriques
L’ensemble des objets observés par Gaia passent successivement dans le champ astrométrique, où leur flux est mesuré dans la large bande G (intervalle de longueur d’onde de ∼ 330 à 1050 nm), puis dans le champ « photométrique » où les deux spectro-photomètres (BP et RP) dispersent leur lumière et fournissent des spectres à basse résolution (∼ 100). Ils passent enfin dans le champ spectroscopique (voir la page observations et précisions et l’article plus détaillé sur l’instrument spectroscopique ici).
Les observations en bande G sont celles qui rassemblent un maximum de flux et sont donc les plus précises. Les précisions sur les mesures de flux à chaque transit (à chaque passage de l’objet considéré dans le champ astrométrique) sont meilleures que la milli-magnitude jusque vers la magnitude G=15, et encore seulement de 3 milli-magnitudes pour des objets de magnitude G=20. En conséquence, ces observations, menées, comme toutes celles de Gaia, de manière systématique, vont apporter un survey complet de la variabilité des objets observés, quels qu’ils soient, permettant par exemple d’étudier en détail les variabilité d’étoiles jusque dans la galaxie d’Andromède.
Les observations spectro-photométriques à basse résolution obtenues par les photomètres bleu et rouge (BP et RP) sont essentielles pour deux raisons :
- corriger les aberrations de chromaticité (déplacement des objets observés dans le champs astrométrique selon leur couleur), et ainsi permettre d’atteindre des précisions astrométriques du niveau de la micro-seconde de degré,
- déterminer les paramètres physiques décrivant les objets observés et permettre ainsi la classification de ces objets (par exemple distinguer les étoiles des quasars ou les différents types d’étoiles entre eux) et la caractérisation des atmosphères des étoiles (température effective, gravité de surface, abondance de certains éléments chimiques - en particulier le fer),
- estimer l’extinction et le rougissement interstellaire.
Les précisions attendues sont de l’ordre de
- 0.3% à G = 15 mag et 4% à G = 20 mag sur la température effective, Teff
- 0.1-0.4 dex sur log(g) et sur la métallicité [Fe/H] pour des étoiles plus brillantes que G = 18.5 mag (selon la magnitude), dans des zones sans extinction interstellaire.
Les spectro-photomètres (BP et RP) observent dans deux domaines de longueur d’onde qui se recouvrent : de ∼ 330 à 680 nm avec une résolution qui varie de 3 à 27 nm/pixel selon la longueur d’onde pour le spectro-photomètre bleu, BP, et de ∼ 640 à 1050 nm avec une résolution qui varie de 7 à 15 nm/pixel pour le spectro-photomètre rouge, RP. Les courbes de transmission pour la magnitude G, les magnitudes BP, RP (et GRVS) sont disponibles ici.
Les précisions attendues en fin de mission sur les magnitudes moyennes dans les différentes bandes sont données sur la page observations et précisions. Les précisions obtenues pour chaque transit pour chacune des magnitudes G, BP et RP, pour différents types d’étoiles, sont montrées dans les figures suivantes :
Pour plus de détail, voir les informations détaillées (en anglais) sur le site Gaia de l’ESA. Voir aussi les « Feuilles d’information Gaia » (en anglais) : Photometry.
La figure ci-dessous (courtesy A.G.A. Brown) montre un exemple de spectre obtenu avec le spectro-photomètre RP pour une étoile naine de type M de magnitude V = 17.3 :
- boite rouge : données envoyées au sol,
- trait blanc : niveau du fond de ciel,
- code couleur : intensité du signal.
