Gaia (satellite)

Gaia

Maquette de Gaia

Données générales

Organisation	ESA
Domaine	Astrométrie
Statut	développement
Lancement	décembre 2013
Site	sci.esa.int/gaia

Caractéristiques techniques

Masse au lancement	2030kg

Orbite

Orbite	Lissajous autour de L2

Télescope

Longueur d'onde	Visible

Le satellite Gaia est une mission astrométrique de l'Agence spatiale européenne (ESA) dont le lancement est planifié vers le 20 décembre 2013 et qui doit observer plus d'un milliard d'objets célestes jusqu'à la magnitude 20. Gaia, retenue en 2000 comme "pierre angulaire" du programme scientifique de l'agence spatiale européenne, prend la suite du satellite Hipparcos. Sa mission est de produire un catalogue astronomique d'un milliard d'étoiles répertoriant de manière extrêmement précise non seulement les positions et les distances mais aussi les mouvements ainsi que les magnitudes dans de nombreuses bandes spectrales de ces objets. Gaia espère ainsi améliorer contre compréhension de la structure, 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.

Contexte

La mission Gaia a été choisie comme une des missions "Pierre Angulaire" (missions majeures) du programme scientifique Horizon 2000+ de l'Agence spatiale européenne le 13 octobre 2000. Le démarrage de la phase B2 du projet sous la maîtrise d'œuvre d'EADS Astrium Satellites a été autorisé le 9 février 2006. La collecte des données doit s'achever en 2018 (fin de la mission primaire), avec une extension possible 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 55 gigaoctets par jour soit 100 teraoctets pour l'ensemble de la mission (65 To pour les données astrométriques et photométriques, 35 To pour les données spectrométriques).

Le coût total de la mission est d'environ 740 millions d'euros (2013), 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 qu'une seconde de temps de traitement par objet nécessiterait 30 ans de calcul en tout.

Principes de mesure

Loi de balayage de Gaia

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.

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 observation assez dynamique des objets, permettant par exemple de déterminer les orbites d'astéroïdes ou de systèmes binaires ou de détecter les étoiles variables. 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. La mesure de la parallaxe permet à Gaia d'en déduire la distance des objets, de manière objective, sans présupposés sur la nature physique de l'objet, avec une plus grande précision, et pour des objets bien plus lointains que les mesures d'Hipparcos. Ces mesures de distance absolue permettent de calibrer les chandelles standard avec une précision inédite.

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.

Déroulement de la mission

Point de Lagrange L2 : à l'opposé de la Terre par rapport au Soleil

Gaia doit être lancé par un lanceur Soyouz depuis le centre spatial guyanais et rejoindre les environs du 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 autour du point L2 pour éviter les éclipses du Soleil par la Terre, afin de pouvoir alimenter ses panneaux solaires.

Caractéristiques techniques

Gaia est composé d'une charge utile constituée de deux télescopes et d'instruments placés dans le plan focal, de la plateforme hébergeant les équipements chargés de faire fonctionner le satellite (contrôle d'attitude, propulsion, télécommunications, énergie,ordinateur de bord) et d'un bouclier thermique de grand diamètre (10 mètres) qui doit permettre de maintenir une température très régulière afin d'éviter toute déformation mécanique susceptible d'abaisser la précision des mesures. Gaia est un satellite de 2 030 kg dont 920 kg pour la plateforme, 710 kg pour la charge utile et 400 kg d'ergols utilisés par les moteurs-fusées chargés à la fois des manœuvres d'insertion en orbite et des corrections d'orientation en cours de vie opérationnelle. La structure principale a la forme d'un cône hexagonal. Cette forme a été choisie pour éviter de projeter des ombres mouvantes sur le pare-soleil. La structure est réalisée en aluminium avec des cloisons en plastique à renfort fibre de carbone et un tube central servant de support aux réservoirs d'ergols.

La plateforme

Gaia est injecté par le lanceur Soyouz sur une orbite de transfert vers le point de Lagrange L2. Par la suite, les corrections de trajectoire, le contrôle d'orientation et la mise en rotation puis l'injection sur l'orbite définitive sont réalisées par un système de propulsion à ergols liquides. Une fois opérationnel, l'orientation du satellite et les corrections d'orbite sont réalisées par des propulseurs à gaz froid redondants. L'énergie est fournie par des panneaux solaires constitués de cellules solaire à base d'Arséniure de gallium situés sur la base tournée en permanence vers le Soleil. Une partie est fixe tandis qu'une autre est constituée de 12 panneaux déployés en orbite en même temps que le pare-soleil. L'ordinateur de bord dispose d'une mémoire de masse à base de semi-conducteurs d'une capacité de 800 gigabits.

Le système de télécommunications du satellite permet de transmettre environ 1 mégabit/s en moyenne, alors que le contenu du plan focal représente plusieurs gigabit/seconde. Les données collectées sont donc analysées et retraitées par un système interne pour ne conserver que l'information utile (quelques dizaines de pixels autour des objets identifiés comme des étoiles) avant transmission. Contrairement à l'option alternative utilisant un Catalogue prédéfini 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.

La charge utile

La charge utile de Gaia comprend deux télescopes qui permettent d'observer dans deux directions différentes avec un champ optique de 0,7°× 0,7°. Chaque télescope comprend un miroir primaire d'une superficie de 1,46 × 0,51 m². La lumière des deux télescopes est combinée au niveau d'un plan focal commun de 1,0 × 0,5 m. Celui-ci est constitué de 106 CCD de 4500×1966 pixels. Les miroirs comme le banc optique en forme de tore qui joue le rôle de support pour tous les équipements sont réalisés en carbure de silicium. Ce matériau présente l'avantage d'être léger et d'être peu sensible aux variations de température. Or la précision des mesures effectuées par Gaia dépend en partie de la stabilité des dimensions de sa structure.

Trois instruments scientifiques, combinés au niveau du plan focal, exploitent la lumière collectée par les télescopes :

• L'instrument astrométrique 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.

Objectifs scientifiques

Performances comparées d'Hipparcos et de Gaia. .

	Hipparcos	Gaia
Limite de magnitude	V=12	V=20
Couverture	7,3 à 9	20
Luminosité maximale	0	6
Nombre d'objets	120000	26 millions pour V=15 250 millions pour V = 18 1000 millions pour V = 20
Limite distance effective	1 kiloparsec	1 mégaparsec
Quasars	aucun	500000
Galaxies	aucune	106 à 107
Précision position	1 milliseconde (10-3) d'arc	7 microsecondes (10-6) d'arc pour V=10 12-25 microsecondes d'arc pour V=15 100-300 microsecondes pour V=20
Photométrie	2 couleurs	spectre à faible résolution jusqu'à V=20
Vélocité radiale	aucune	15 km/s à V=16-17
Programme d'observation	objets présélectionnés	complet limité uniquement par la magnitude

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

• la luminosité intrinsèque précise des étoiles nécessite de connaître (directement ou indirectement) leur distance. Une des seules méthodes permettant d'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.

La conception de Gaia repose sur ces constats. Des contraintes techniques imposent des limites au nombre d'objets observés, à la capacité à observer les objets peu lumineux et à la précision qui peut être obtenue. Compte tenu de celles-ci les performances prédites sont les suivantes :

• Mesure de tous les objets (plus d'un milliard) d'une magnitude V inférieure ou égale à 20
• 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:

Performances scientifiques prédites pour Gaia

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 3 × 10⁵ objets.
• Détermination de masses, orbites améliorées par un facteur 30.
• Paramètres de rotation, période et direction de l'axe de rotation, pour environ 100 000 planètes.
• 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 6000 supernovae.
• Réalisation d'un système de référence à partir de 5×10⁵ quasars.

Physique fondamentale

Du fait 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 1-2×10^-6, 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.

Notes et références

Bibliographie

• (en) J.H.J. de Bruijne et al., « Science performance of Gaia, ESA’s space-astrometry mission », Astrophys Space Science, vol. 341,‎ 10 mars 2012, p. 31-41 (DOI 10.1007/s10509-012-1019-4)
  Performances attendues
• (en) Malak A. Samaan et al., « Toward Accurate On-Ground Attitude Determination for the Gaia Spacecraft », Space Sci Rev, vol. 151,‎ 16 février 2010, p. 227-241 (DOI 10.1007/s11214-009-9588-4)
  Reconstitution de l'orientation de Gaia depuis le sol
• (en) M.A.C. Perryman et al., « Gaia : an astrometric and photometric survey of our galaxy », Astrophysics and Space Science, vol. 280,‎ 2002, p. 1-10
  Presentation générale de la mission
• (en) Laurent. Eyer et al., « Standard candles from the Gaia perspective », Astrophys Space Science, vol. 341,‎ 8 février 2002, p. 207-214 (DOI 10.1007/s10509-012-0998-5)
  Incidence des résultats attendus de Gaïa sur les étoiles utilisées comme références en astrométrie

Voir aussi

Articles connexes

• Astrométrie
• Le satellite Hipparcos
• CoRoT

Liens externes

• (en) Gaia sur le site de l'Agence spatiale européenne
• Gaia sur le site de l'Observatoire de Paris
• Podcasts de Ciel et Espace suite et fin