Les observations spectrosopiques

L’instrument astrométrique de Gaia donne accès aux mouvements tangents à la sphère céleste, parallaxe trigonométrique et mouvements propres. L’instrument spectroscopique, le Radial Velocity Spectrometer (RVS), permet d’en mesurer le complément essentiel : la vitesse radiale, 3^ème composante de la vitesse spatiale, obtenue par la mesure du déplacement Doppler de l’étoile observée, pour tous les objets plus brillants que la magnitude 17 environ.

Le domaine spectral du RVS, de 847 à 874 nm, a été choisi autour du maximum d’émission des étoiles de type G et K, les cibles les plus nombreuses de l’instrument. La courbe de transmission du RVS, G_RVS, est disponibles ici (ainsi que celles des magnitudes G, BP, et RP). Cet intervalle de longueur d’onde inclut en particulier trois raies très fortes du Calcium ionisé (Ca II), visibles dans presque tous les types spectraux même pour les étoiles les plus faibles observables avec le RVS. La présence de ces raies permettra de mesurer les vitesses radiales pour environ 150 millions d’étoiles. Les précisions attendues sont en fin de mission sont données dans la page Observations et précisions. Ces mesures permettront aussi la détection détection de très nombreux systèmes doubles ou multiples.

Par ailleurs, le RVS apportera de nombreuses informations astrophysiques :

• pour les étoiles plus brillantes que G_RVS ∼ 12 mag, soit environ 5 million d’étoiles :
  • les paramètres atmosphériques : la température effective, T_eff et la gravité de surface, log g,
  • le rougissement interstellaire ;

• pour les étoiles plus brillantes que G_RVS ∼ 11 mag, soit environ 2 million d’étoiles :
  • les abondances de nombreux éléments.

Dans les étoiles froides, de nombreuse raies autres que le triplet du Calcium ionisé seront en effet visibles, permettant, pour les étoiles les plus brillantes, la mesure des abondances de nombreux éléments : le fer (voir dans la figure ci-dessous les raies du Fe I), le silicium, le manganèse, le chrome, etc.

Pour les étoiles chaudes, les raies les plus visibles en dehors de celles du Ca II, sont celles de l’hydrogène : dans ce domaine de longueur d’onde, ce sont les raies de Paschen (P13, P14, P15 et P16 dans la figure ci-dessous). Pour les étoiles les plus brillantes, les raies de l’hélium et de l’azote (voir dans la figure ci-dessous les raies du N I) seront aussi bien visibles. La figure ci-dessous montre aussi une raie due au milieu interstellaire (DIB = diffuse interstellar band) qui pourra être mesurées dans de très nombreuses étoiles.

Des informations plus détaillées sur le RVS sont disponibles dans les « Feuilles d’information Gaia » (en anglais), disponibles ici.

La figure ci-dessous montre 3 exemples de spectres dans le domaine et à la résolution spectrale du RVS :

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