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GAIA

Le satellite Gaia est une mission astrométrique de l'Agence spatiale européenne (ESA) devant observer plus d'un milliard d'objets

capture05-13.jpgVue d'artiste de Gaia

En déterminant de manière extrêmement précise les positions, distances et mouvements ainsi que les magnitudes dans de nombreuses bandes spectrales, Gaia espère clarifier la composition, la formation et l'évolution de notre Galaxie, la Voie lactée, mais également apporter des contributions significatives concernant les planètes extrasolaires, le système solaire, les galaxies extérieures et la physique fondamentale. La maîtrise d'œuvre du satellite a été confiée par l'Agence spatiale européenne au site Toulousain de la société EADS Astrium.

Satellite

Gaia doit être lancé par un lanceur Soyouz et rejoindre le point de Lagrange L2, situé à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre, dont un des avantages est de procurer un environnement thermique extrêmement stable. Là, il décrira une orbite de type Lissajous pour éviter les éclipses du Soleil par la Terre, afin de pouvoir alimenter ses panneaux solaires.

Principes de mesure

Tout comme son prédécesseur Hipparcos, pionnier de l'astrométrie spatiale, Gaia observera simultanément deux directions de visée en tournant continûment avec une légère précession, et tout en conservant le même angle au Soleil. En mesurant précisément les positions relatives des objets des deux directions de visée séparées par un grand angle, une grande rigidité du système de référence est obtenue.

Chaque objet sera observé en moyenne 70 fois environ pendant la mission, qui doit durer 5 ans. Ces mesures permettront la détermination des paramètres astrométriques des étoiles : 2 pour la position angulaire sur le ciel, 2 pour leur dérivée par rapport au temps (mouvement propre), ainsi que la parallaxe annuelle.

Il manque néanmoins un sixième paramètre pour tout connaître de la position et de la vitesse des objets dans l'espace. Ce paramètre, la vitesse radiale, est obtenu par effet Doppler-Fizeau grâce à un spectromètre également à bord de Gaia.

Caractéristiques

La charge utile de Gaia consiste en :

  • un miroir de 1,46 × 0,51 m2 pour chaque direction de visée
  • un plan focal de 1,0 x 0,5 m sur lequel sont projetées les deux directions de visée d'environ 0.7°× 0.7°, constitué de 106 CCD de 4500×1966 pixels.

capture06-15.jpg 3 instruments distincts :

  • L'instrument astrométrique (ASTRO) dédié à la mesure de la position angulaire des étoiles de magnitude 5.7 à 20
  • L'instrument spectrophotométrique, utilisant deux prismes, permettant l'acquisition de spectres d'étoiles dans les bandes spectrales 320-660 nm et 650–1000 nm, dans la même gamme de magnitude
  • Le spectromètre haute résolution permettant de mesurer la vitesse radiale des étoiles par l'acquisition de spectres de haute résolution dans la bande spectrale 847-874 nm (domaine des raies du calcium ionisé) pour des objets jusqu'à la magnitude 17 environ.

Le lien télémétrique avec le satellite étant d'environ 1 Mbit/s en moyenne, alors que le contenu du plan focal représente plusieurs Gbit/s, oblige à ne descendre que quelques dizaines de pixels autour de chaque objet. En conséquence, Gaia a dû être équipé d'un système de détection interne et autonome lui permettant d'observer et de suivre tous les objets dans son champ de vision. Contrairement à l'option alternative utilisant un Catalogue d'étoiles à observer, ceci lui permettra de suivre les astéroïdes détectés ou bien encore de découvrir de nouveaux objets mais représente en contrepartie un traitement complexe à bord du satellite dans les champs stellaires les plus denses.

Mission

La mission a été adoptée par l'ESA comme mission Pierre Angulaire numéro 6 le 13 octobre 2000, et le démarrage de la phase B2 du projet sous la maîtrise d'œuvre d'EADS Astrium Satellites a été autorisé le 9 février 2006, en visant un lancement pour août 2013. L'arrêt de la mission en vol est prévu pour 2018, avec éventuellement un prolongement d'un an.

La multiplicité des instruments (astrométrie, photométrie, spectroscopie) fait de Gaia l'analogue d'un observatoire complet en orbite et implique une importante diversité de données. La quantité ne sera pas en reste : 5 ans de mission avec un débit de données compressées de 1 Mbit/s correspond à environ 60 TB.

Le coût total de la mission est d'environ 450 millions d'euros, comprenant la fabrication, le lancement, et les opérations au sol, mais excluant le traitement scientifique des données au sol qui reste à la charge des États membres.

Ce traitement scientifique est organisé sous la forme d'un Consortium d'environ 400 chercheurs et ingénieurs européens depuis fin 2006. Traiter les données de ce milliard d'objets se révèlera en effet extrêmement complexe, compte tenu de la diversité du ciel (étoiles variables, étoiles doubles, etc.) : consacrer ne serait-ce que 1 s de temps de traitement par objet nécessiterait 30 ans de calcul en tout.

La rotation continue du satellite autour du Soleil et sur lui-même lui permet d'observer la totalité de la voûte céleste. L'échantillonnage régulier sur 5 ans et les 70 observations en moyenne par objet permettront d'avoir une vision assez dynamique des objets, permettant par exemple de déterminer les orbites d'astéroïdes ou de systèmes binaires ou de detecter les étoiles variables.

Objectifs scientifiques

La justification de la mission spatiale Gaia vient de plusieurs constats :

  • la luminosité intrinsèque précise des étoiles nécessite de connaître (directement ou indirectement) leur distance. Une des seules manières de l'obtenir sans hypothèses physiques est par l'intermédiaire de la parallaxe annuelle. L'observation à partir du sol ne permettrait pas d'obtenir ces parallaxes avec suffisamment de précision, à cause des effets de l'atmosphère et des erreurs systématiques instrumentales.
  • il faut observer les objets les plus faibles pour avoir une vision complète de la fonction de luminosité stellaire, et d'autre part il faut observer tous les objets jusqu'à une certaine magnitude de manière à avoir des échantillons non biaisés.
  • pour connaître les phases d'évolution stellaire les plus rapides, et contraindre ainsi les modèles d'évolution, il faut observer suffisamment d'objets. Un nombre important d'objets est également nécessaire pour connaître notre Galaxie : un milliard d'étoiles représente approximativement moins de 1 % de son contenu.
  • une très bonne précision astrométrique et cinématique est nécessaire pour correctement connaître les différentes populations stellaires, en particulier les plus lointaines, pour reconstituer les orbites stellaires, etc.

Le design de Gaia s'en déduit, les contraintes techniques ne permettant pas par ailleurs d'observer plus d'objets, des objets plus faibles, ou avec de meilleures précisions. Les performances prédites sont les suivantes :

  • tous les objets (plus d'un milliard) jusqu'à la magnitude V=20
  • une précision de 7 millionièmes de seconde d'arc (μas) à la magnitude V=10 (précision équivalente à la mesure du diamètre d'un cheveu à 1 000 km), entre 12 et 25 μas à V=15, entre 100 et 300 μas à V=20, ceci dépendant de la couleur de l'étoile
  • soit environ 20 millions d'étoiles avec une précision en distance meilleure que 1 % et 40 millions avec une précision en vitesse tangentielle meilleure que 0,5 km/s.

Sur la base de modèles et des performances nominales, Gaia devrait contribuer significativement aux thématiques suivantes:

Physique galactique

  • Structure spatiale et cinématique de toutes les populations d'étoiles, dans toutes les parties de notre Voie lactée : disque mince, disque épais, bras spiraux, bulbe et barre, halo, amas globulaires, zones de formation d'étoiles, amas ouverts.
  • Détermination de l'âge et de la métallicité des étoiles de différentes populations, âge des plus vieux objets.
  • En conséquence, Gaia permettra d'étudier la formation et l'évolution de notre Galaxie.
  • Détection astrométrique de plusieurs milliers de planètes extrasolaires de masse similaire à Jupiter jusqu'à environ 200 pc, plusieurs milliers d'orbites. Le mauvais échantillonnage temporel des mesures ne permettra sans doute que difficilement la détection de transits de planètes extrasolaires devant leur étoile hôte.

 

Physique stellaire

  • Statistiques de tous les types d'étoiles, y compris dans les phases d'évolution rapide du diagramme de Hertzsprung-Russell.
  • Détermination des paramètres fondamentaux (masse, rayon, luminosité, température et composition chimique).
  • Détection systématique (quoique non exhaustive) de la binarité et de la variabilité.
  • Contraintes pour les modèles de structure et d'évolution stellaire.

 

Système solaire

  • Observations de 106 objets.
  • Détermination de masses, orbites améliorées par un facteur 30.
  • Classification taxonomique (reliée à la composition minéralogique de surface) à partir de la photométrie.

 

Galaxies et système de référence

  • Détermination des distances directes dans les nuages de Magellan pour les étoiles les plus brillantes.
  • Distance des Céphéides et des RR Lyrae permettant de recalibrer l'échelle des distances dans l'univers.
  • Dynamique et parallaxe de rotation des galaxies du Groupe local.
  • Photométrie de plus d'un million de galaxies.
  • Détection de plus de 10⁵ supernovae.
  • Réalisation d'un système de référence à partir de 5×10⁵ quasars.

 

Physique fondamentale

À cause de la présence de la masse du soleil (et des autres planètes du système solaire), on s'attend à une déflexion des rayons lumineux de chaque étoile. Dans un formalisme post-newtonien, cette déflexion est proportionnelle à (1+γ)/2 où le paramètre γ vaut 1 dans le cadre de la relativité générale : Gaia devrait obtenir une précision de l'ordre de 5×10-7, fournissant ainsi un test supplémentaire de la relativité générale. D'autres contributions seront possibles avec les objets du système solaire (par exemple, avance du périhélie).

Enfin, grâce aux observations de la luminosité des naines blanches, Gaia devrait fournir une contrainte quant à une variation (hypothétique) de la constante gravitationnelle

https://gaia-mission.cnes.fr/fr/GAIA/Fr/GP_mission.htm

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