Gaia (satellite)

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Gaia

Description de cette image, également commentée ci-après

Maquette de Gaia.

Caractéristiques
Organisation ESA
Domaine Astrométrie
Statut en transit
Masse 2 030 kg
Lancement 19 décembre 2013 à h 12 min 18 s UTC
Centre spatial guyanais (Sinnamary, Guyane, France)
Lanceur Soyouz-Fregat
Durée 5 ans
Orbite Lissajous autour de L2
Télescope
Superficie 0,7 m2 .
Focale 35 m
Champ 1,7°×0,6°
Longueur d'onde Visible
Programme Horizon 2000+
Principaux instruments
AF Astrométrie
RP et BP Photométrie
RVS Spectromètre

Le satellite Gaia[Note 1] est une mission astrométrique, consacrée à la mesure de la position, de la distance et du mouvement des étoiles, développée par l'Agence spatiale européenne (ESA). Retenu en 2000 comme pierre angulaire du programme scientifique Horizon 2000+, le satellite Gaia est lancé avec succès le 19 décembre 2013, pour une mission de cinq ans. Il prend la suite du satellite Hipparcos, lancé en 1989, qui a brillamment démontré les capacités d'un satellite dans le domaine de l'astrométrie. Gaia a pour objectif de mesurer les caractéristiques de plus d'un milliard d'objets célestes (étoiles, astéroïdes, galaxiesetc.) jusqu'à la magnitude 20. Les données collectées devraient améliorer nos connaissances concernant la structure, la formation et l'évolution de la Voie lactée, mais également apporter des contributions significatives dans les domaines scientifiques traitant des planètes extrasolaires, du système solaire, des galaxies extérieures ainsi qu'en physique fondamentale.

Gaia est un satellite d'environ 2 tonnes qui utilise, pour effectuer ses mesures, deux télescopes formant des images se superposant sur un plan focal commun, constitué par 106 capteurs CCD de 4 500×1 966 pixels. Ceux-ci se répartissent entre trois instruments : un instrument astrométrique dédié à la mesure de la position et du déplacement des étoiles, un instrument spectrophotométrique qui mesure l'intensité lumineuse dans deux bandes spectrales et un spectromètre à haute résolution qui doit permettre notamment de calculer la vitesse radiale des plus brillants des objets observés. Placé autour du point de Lagrange L2, le satellite en rotation lente balaie l'ensemble de la voute céleste, de manière à avoir accumulé à l'issue de sa mission au minimum 60 observations de tous les objets identifiables par ses instruments. Pour pouvoir produire le catalogue attendu vers 2020 à partir des quelque 100 téraoctets de données collectées par Gaia, un consortium de laboratoires, baptisé DPAC, développe des programmes particulièrement complexes nécessitant une infrastructure informatique lourde.

Contexte[modifier | modifier le code]

L'astrométrie cartographie l'univers[modifier | modifier le code]

La mesure de la parallaxe annuelle d'une étoile proche consiste à mesurer la différence de position de celle-ci lorsque la Terre occupe les deux positions opposées de son orbite autour du Soleil.

Gaia est un satellite d'astrométrie. Cette branche de l'astronomie est consacrée à la mesure des positions et des mouvements des objets célestes : étoiles, planètes, astéroïdes et galaxies. L'astrométrie joue un rôle essentiel dans notre compréhension de l'univers dans lequel nous vivons. Elle a notamment permis d'établir que la Terre tournait autour du Soleil, révélé l'existence des galaxies et permis d'estimer la dimension de notre univers.

Pour déterminer la position d'un objet dans le ciel, il est nécessaire de connaître :

  • sa position dans le ciel définie par deux mesures : l'ascension droite et la déclinaison ;
  • sa distance au système solaire ;
  • son mouvement propre, c'est-à-dire son déplacement apparent par rapport au système solaire ;
  • sa vitesse radiale c'est-à-dire son déplacement le long de la ligne de visée de l'observateur.

Les caractéristiques les plus difficiles à mesurer sont la distance au système solaire et le mouvement propre de l'étoile. La principale technique utilisée pour déterminer la distance d'une étoile est la parallaxe : lorsque la Terre décrit son orbite autour du Soleil, les étoiles les plus proches changent légèrement de position apparente par rapport à leur arrière-plan d'étoiles. En mesurant, à 6 mois d'intervalle, la différence d'angle sous laquelle se présente une étoile donnée, on peut en déduire sa distance. Mais cet angle est extrêmement faible : pour une étoile située à seulement 10,3 années-lumière - comme 61 du Cygne - la parallaxe est de 0,35 seconde d'arc. Dans ces conditions, les mesures effectuées depuis le sol n'avaient permis d'établir une distance fiable que pour un nombre très restreint d'étoiles (parallaxe avec une précision de 0,05 seconde d'arc, pour seulement 1 500 étoiles, alors que notre galaxie en compte environ 100 milliards). Les mesures effectuées depuis l'espace permettront d'obtenir une précision bien plus importante, mais pas au point d'évaluer directement les distances d'objets situés au-delà de la galaxie[Note 2].

Le mouvement propre est déterminée en mesurant le changement de la position de l'étoile pendant une longue durée.

La vitesse radiale, quant à elle, est déterminée en s'appuyant sur l'effet Doppler-Fizeau qui modifie le spectre lumineux de l'étoile en fonction de cette vitesse[1].

La naissance de l'astrométrie spatiale : Hipparcos (1989)[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Hipparcos.

En 1980, l'Agence spatiale européenne (ESA) décide de développer un satellite consacré à l'astrométrie baptisé Hipparcos. C'est la première fois qu'un engin spatial est conçu pour mesurer les distances entre les étoiles et, malgré les déboires rencontrés par le satellite lors de sa mise en orbite en 1989, les résultats font progresser de manière radicale cette branche de l'astronomie, révélant le positionnement de plus de 100 000 étoiles dans le ciel, avec une précision supérieure à 0,001 seconde d'arc, soit 100 fois mieux que ce qui se faisait jusque-là. Dans les années 1990, les progrès technologiques permettent d'envisager le développement d'un engin encore plus performant. Les premières études industrielles du successeur d'Hipparcos sont financées par l'ESA vers 1995, tandis que des études destinées à mettre au point les technologies nécessaires sont lancées. Le projet résultant est proposé à l'Agence spatiale européenne sous l'appellation Gaia, acronyme de Global Astrometric Interferometer for Astrophysics. Mais la technique de mesure proposée utilise l'interférométrie, une solution qui sera abandonnée par la suite[2],[3].

De la sélection du projet Gaia à sa mise en orbite (2000-2013)[modifier | modifier le code]

Le 15 septembre 2000, le comité du conseil scientifique spatial SSAC (Space Science Advisory Committee) de l'Agence spatiale européenne (ESA) recommande la sélection du satellite d'astrométrie Gaia comme pierre angulaire no 6 du programme scientifique Horizon 2000+ de l'ESA[4]. Le 12 octobre, l'ESA entérine ce choix avec celui de quatre autres missions, en fixant la date de lancement à 2012 au plus tard[5]. Mais le Conseil des Ministres des pays membres de l'Agence spatiale, en novembre 2001 à Édimbourg, décide une progression plus modeste que prévue du budget alloué au programme scientifique Horizon 2000+ - en ne l'augmentant que de 2,5 % au lieu des 4 prévus initialement - ce qui entraine une diminution de 500 millions € des fonds disponibles pour les missions scientifiques[6]. Confronté à cette réduction de budget, le comité du programme scientifique de l'ESA décide, le 23 mai 2002, d'opter pour une version allégée de Gaia, en demandant de remplacer la fusée Ariane 5, prévue à l'origine pour son lancement, par le lanceur Soyouz, moins coûteux[7]. Ce changement nécessite de faire passer la masse du satellite de 2 270 kg à 1 500 kg, tout en maintenant les performances prévues. Pour y parvenir, les concepteurs du satellite choisissent de superposer sur le même plan focal les images des deux télescopes, tout en allongeant le chemin optique pour supprimer les distorsions de l'image. Parallèlement, la résolution du spectromètre est améliorée d'un facteur deux, tandis que les capacités de l'instrument photométrique sont accrues[3].

Le 8 juin 2003, sur la base de cette nouvelle conception, la date de lancement est fixée à 2011 par le comité du programme scientifique de l'ESA. Le 5 mars 2004, l'engin spatial entre en phase de définition détaillée (phase B1), puis la phase B2 de réalisation du projet est approuvée le 9 février 2006 par le comité[8], et la maîtrise d'œuvre est confiée au constructeur EADS Astrium. L'établissement de Toulouse a la responsabilité de mener à bien le développement, tandis que les sous-ensembles sont confiés aux établissements de la société, au Royaume-Uni et en Allemagne. Deux autres industriels jouent un rôle important : BOOSTEC qui réalise la structure du télescope en carbure de silicium et e2v qui fournit les CCD. Le 9 novembre 2006, un appel d'offres est lancé pour le traitement et l'analyse des données collectées par Gaia, qui nécessite des moyens particulièrement importants. Le 25 mai 2007, le comité du programme scientifique confie cette mission au consortium DPAC (Data Processing and Analysis Consortium), rassemblant plusieurs centaines de scientifiques et d'ingénieurs[9]. Le coût total de la mission est évalué à environ 740 millions d'euros (2013), en incluant la fabrication, le lancement et les opérations au sol, mais sans le traitement scientifique des données au sol, qui reste à la charge des États membres de l'Agence spatiale européenne.

Principes de mesure[modifier | modifier le code]

Loi de balayage de Gaia.

Tout comme son prédécesseur Hipparcos, Gaia observe simultanément, par le biais de deux télescopes, deux directions de visée écartées de 106,5°, en tournant de manière continue à la vitesse de 1 minute d'angle par seconde, soit une rotation complète sur lui-même toutes les h. Un champ d'étoiles observé par le premier télescope est de nouveau observé par le deuxième, 106 minutes 30 secondes plus tard. L'axe de rotation de Gaia n'est pas fixe : il est maintenu écarté de 45° de la direction du Soleil, tout en décrivant un cercle autour de cette direction (mouvement de précession). Un cercle complet est parcouru en 63,12 jours. Ces mouvements, combinés avec la rotation continue du satellite autour du Soleil, permettent d'observer la totalité de la voûte céleste. L'angle avec le Soleil(α) est un compromis entre les performances de mesure de la parallaxe (celle-ci est d'autant plus importante que la valeur de sinus(α) est grande) et les contraintes thermiques (un angle élevé se traduit par des variations plus importantes de la température) et énergétiques (un angle élevé diminue le rendement des panneaux solaires)[10].

En mesurant précisément les positions relatives des objets des deux directions de visée séparées par un grand angle, on obtient une grande rigidité du système de référence, en supprimant l'accumulation des erreurs inhérente à des mesures d'angles entre étoiles proches. L'échantillonnage régulier sur 5 ans et les 70 observations en moyenne par objet permettront d'effectuer des observations de leur aspect dynamique[11] : Gaia peut par exemple déterminer les orbites d'astéroïdes ou de systèmes binaires ou détecter les étoiles variables. Ces mesures permettront la fixation des paramètres astrométriques des étoiles : deux pour la position angulaire sur le ciel, deux 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 qu'avec les mesures d'Hipparcos. Ces mesures de distance absolue permettent de calibrer les chandelles standard avec une précision inédite. Le sixième paramètre, la vitesse radiale, est obtenue grâce à la mesure de l'effet Doppler-Fizeau par le spectromètre, également à bord de Gaia.

Architecture de la mission et du satellite[modifier | modifier le code]

Le déroulement de la mission Gaia et l'architecture technique du satellite ont été largement déterminés par la nécessité d'obtenir la précision de mesure exceptionnelle requise pour atteindre les objectifs fixés. Toutes les sources de vibration ou de changement thermique, susceptibles d'entrainer des modifications dans la géométrie des télescopes, ont été systématiquement exclues. Ainsi, une fois opérationnel, le satellite ne comporte aucune pièce mobile : le gyromètre à fibre optique a été préféré au gyroscope mécanique, le contrôle thermique est purement passif pour éviter l'utilisation de pompes, et l'antenne grand gain orientable, utilisée habituellement lorsqu'il faut transmettre de grands volumes de données, est remplacée par une antenne réseau à commande de phase fixe. Les paramètres de l'orbite ont été en partie dictés par la nécessité de maintenir un flux thermique constant tout au long de la mission : l'orientation de l'axe du satellite fait un angle fixe de 45° avec la direction du Soleil tout au long de la mission, tandis que l'orbite autour du point de Lagrange L2 maintient Gaia à l'écart de la zone de pénombre située sur l'arrière de la Terre. La protection thermique a été particulièrement soignée pour que la température des instruments ne varie que très faiblement. Le pare-soleil de grande dimension, caractéristique apparente la plus frappante de Gaia, permet de maintenir dans son ombre l'ensemble du satellite, malgré son orientation de biais par rapport au Soleil. Les télescopes et instruments sont séparés de la plateforme contenant les équipements générateurs de chaleur par un plancher recouverts de matériaux isolants. La charge utile n'est reliée à la plateforme que par trois bipodes, tandis qu'une « tente thermique », percée de seulement trois ouvertures pour les instruments et le radiateur du plan focal, recouvre la charge utile. Les pièces des deux télescopes et le banc optique qui les supporte sont réalisés en carbure de silicium, un matériau caractérisé par un coefficient de dilatation thermique extrêmement faible. Des interféromètres sont utilisés pour mesurer de manière continue les micro-déformations géométriques inévitables des télescopes, afin d'incorporer des corrections au moment de l'exploitation des données. Par ailleurs, une propulsion capable de délivrer une poussée d'une très grande précision a été spécifiquement développée pour la mission[12],[2].

Déroulement de la mission (2013-)[modifier | modifier le code]

Gaia orbite autour du point de Lagrange L2 qui se déplace avec la Terre autour du Soleil.

Lancement et mise à poste autour de L2 (décembre 2013-janvier 2014)[modifier | modifier le code]

Gaia a été lancé par une fusée Soyouz-Fregat, le 19 décembre 2013 à (h 12 UTC), depuis la base de Kourou en Guyane[13], et placé sur une trajectoire qui lui permet de rejoindre en 30 jours les environs du point de Lagrange L2, situé à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre. Le pare-soleil est alors immédiatement déployé et le satellite mis en rotation lente pour être stabilisé. Durant son transit vers le point de Lagrange, des manœuvres de correction ont été effectuées le 2e et le 12e jour, tandis que le fonctionnement des équipements et des instruments a été vérifié. L'insertion en orbite autour de L2, qui a lieu le 8 janvier 2014, est réalisée en utilisant la propulsion à ergols liquides pour créer un changement de vitesse d'environ 180 m/s[14]. Deux jours après cette manœuvre, une correction d'orbite est effectuée pour que celle-ci soit parfaitement conforme aux objectifs[15].

Le point L2 présente l'avantage d'offrir un environnement thermique extrêmement stable, tout en restant à proximité de la Terre et en l'accompagnant dans son périple autour du Soleil. En restant près de L2 le débit des données envoyées vers la Terre reste à la fois constant et important. Gaia décrira une orbite de type Lissajous autour du point L2, qui s'inscrit dans un quadrilatère de 707 000× 370 000 ×263 000 km, avec une période de 180 jours[16]. Cette orbite lui garantit d'éviter toute éclipse - même partielle[Note 3] - du Soleil par la Terre, durant 6,3 années : un tel événement, en modifiant le flux thermique reçu par le satellite, pourrait affecter la précision des mesures. L'orbite a été définie de manière à ce que l'angle créé entre la direction du Soleil et celle de la Terre, soit constamment inférieur à 15° pour permettre les observations programmées.

Recette et étalonnage (janvier - juin 2014)[modifier | modifier le code]

A la suite de la mise à poste autour du point de Lagrange L2 débute la recette du satellite et l'étalonnage et l'étalonnage des instruments. Cette phase s'achève fin mai. Elle comprend plusieurs tâches[17] :

  • Le refroidissement de la charge utile. Celle-ci n'atteint sa température de fonctionnement que 50 jours après le lancement.
  • Le réglage des télescopes
  • Le réglage des foyers,des viseurs d'étoiles, de la mesure de l'angle de base entre les miroirs
  • La vérification des performances

Les premières mesures effectuées ont montré que la quantité de lumière parasite venant frapper le plan focal est nettement plus importante que prévue. L'hypothèse retenue est que un dépôt de glace issue de la vapeur d'eau dégazée par les composants du satellite se serait formé en différents points de la tente thermique qui entoure la charge utile. Cette glace, par un phénomène de diffraction, enverrait de la lumière vers le plan focal. Contrairement au plan focal et aux miroirs la tente thermique ne comporte pas de résistances chauffantes qui permettrait de faire s'évaporer la glace. Une solution étudiée serait de modifier temporairement l'orientation du satellite pour permettre au Soleil de baigner la tente et de faire s'évaporer la glace. Cette solution, qui comporte des risques, a été étudiée mais a pour l'instant été écartée. Une autre solution serait de modifier le traitement informatique des données par le logiciel embarqué et sur Terre pour prendre en compte ce paramètre. Une deuxième source de la lumière parasite serait les objets les plus lumineux dans la partie du ciel visible depuis le télescope[18].

Une évaluation précise de l'impact est difficile à réaliser car l'ampleur du phénomène varie en fonction du temps et affecte différemment les instruments. Les chiffres avancés en juin 2014 sont les suivants : l'erreur moyenne de parallaxe passerait de 290 microsecondes d'arc (objectif prévu) à 430 microsecondes d'arc en fin de mission pour le milliard d'étoiles les moins brillantes (magnitude 20) et cette dégradation par rapport aux objectifs irait en décroissant avec l'augmentation de la magnitude jusqu'à être nulle pour les étoiles de magnitude 15 (erreur moyenne de 25 microsecondes d'arc comme prévu). En ce qui concerne les mesures spectroscopiques l'erreur moyenne sur les étoiles de magnitude 20 passerait de 4 à 6-8% et celle sur les étoiles les plus brillantes serait de 0,4% comme prévu. Ce serait le spectromètre assurant la mesure de la vitesse radiale (RVS) qui serait le plus affecté avec une perte de sensibilité de 1,5 magnitudes[18].

Une deuxième problème concerne l'angle de base entre les miroirs dont les variations, inévitables, sont mesurées toutes les quelques minutes par un interféromètre laser : sur la base de ces mesures des corrections sont apportées aux données afin de maintenir la précision des mesures d'angle à 5 microsecondes d'arc. La phase de commission a mis en évidence que les variations de cet angle sont beaucoup plus importantes que prévues. Des analyses sont en cours en juin pour déterminer les impacts éventuels. Les ingénieurs espèrent pouvoir modéliser le phénomène et ainsi en annuler leur effet sur les données[18],[19].

La majeure partie des objectifs de la mission doivent être remplis avec les données portant sur les étoiles dont la magnitude est 15 ou plus brillante et donc ne seraient pas remis en question par les anomalies détectées. La phase de commission s'est achevée mi-juin et Gaia a enchainé avec une phase d'observation opérationnelle continue de 28 jours. A l'issue de cette phase un bilan sera effectué[19].

Phase de collecte des données (juin 2014-2019)[modifier | modifier le code]

La mission scientifique a une durée planifiée de 5 ans, au cours de laquelle les observations se font de manière quasi continue : il est prévu que le satellite n'interrompe ses observations que pendant 2 % de son temps. Tout au long de la phase opérationnelle, le satellite effectue 80 observations astrométriques par seconde sur chacun des 9 CCD consacrés à cette fonction, ainsi que 50 observations spectroscopiques sur chacun des 3 CCD utilisés pour ces mesures. Les données sont transmises vers l'antenne parabolique de 30 m de la station terrestre de Cebreros, près de Madrid en Espagne, 11 heures par jour, avec un débit compris entre 4 à mégabits par seconde. Là, elles subissent un premier traitement à l'ESAC situé à Villafranca, avant d'être transmises aux scientifiques réunis au sein du consortium DPAC, chargés de traiter les données et de publier le catalogue reprenant les résultats obtenus. Comme la majorité des missions de l'Agence spatiale européenne, Gaia est contrôlé depuis la station de l'ESOC, à Darmstadt en Allemagne[20],[15].

Caractéristiques techniques[modifier | modifier le code]

Gaia est un satellite de 2 030 kg dont 920 kg pour la plateforme, 710 kg pour la charge utile, 335 kg d'ergols utilisés par les moteurs-fusées chargés des manœuvres jusqu'au début de la phase scientifique de la mission et 60 kg de gaz utilisé par les propulseurs à gaz froid utilisés durant le reste de la mission. La structure principale a la forme d'un prisme hexagonal de 3,5 m de haut pour 3 m de diamètre, en excluant le pare-soleil qui porte le diamètre à 10 m[12],[2].

Gaia comprend trois sous-ensembles[12] :

  • la charge utile qui doit remplir les objectifs, constituée de deux télescopes et d'instruments placés dans le plan focal ;
  • la plateforme hébergeant les équipements chargés de faire fonctionner le satellite (contrôle d'attitude, propulsion, télécommunications, énergie, ordinateur de bord) ;
  • un pare-soleil de grand diamètre (10 m), qui doit permettre de maintenir une température très régulière afin d'éviter toute déformation mécanique susceptible d'abaisser la précision des mesures.
Schéma de Gaia sans son pare-soleil et sa protection thermique externe : M1, M2 et M3 : Miroirs du télescope 1 ; M'1, M'2 et M'3 : Miroirs du télescope 2 ; Miroirs non visibles : M4, M'4, M5, M6; A Chemin optique télescope 1 du miroir M1 à M3 ; 1 Banc optique ; 2 Électronique plan focal ; 3 Plan focal et radiateur ; 4 Réservoirs d'azote ; 5 Spectroscope à réseau de diffraction ; 6 Réservoirs d'ergols liquides ; 7 Viseurs d'étoile ; 8 Électronique télécoms, batteries… ; 9 Propulsion principale.

Plateforme[modifier | modifier le code]

La plateforme SVM (Service Module) de Gaia, hébergeant les équipements chargés de faire fonctionner le satellite, forme un cylindre d'environ 1 m de hauteur pour 3 m de diamètre. Située à la base du satellite, elle est constituée de deux plateaux reliés entre eux par un cône hexagonal occupant la partie centrale, qui assure la transmission des efforts mécaniques entre le lanceur et le satellite. Cette structure est réalisée en aluminium avec des cloisons en plastique à renfort fibre de carbone. Le cône central est occupé par les réservoirs d'ergols, tandis qu'à l'extérieur de celui-ci se trouvent les différents équipements[2].

Propulsion[modifier | modifier le code]

Gaia dispose d'un système de propulsion à ergols liquides chargé des corrections de trajectoire, du contrôle d'orientation de la mise en rotation et de l'injection sur l'orbite définitive durant la première phase de la mission. Il est constitué de 8 moteurs-fusées d'une poussée nominale de 10 Newton modulable entre 6 et 12,5 N. et consommant un mélange hypergolique de UDMH et de peroxyde d'azote. L'impulsion spécifique est de 281 s. Une fois le satellite entré dans sa phase opérationnelle, le système de propulsion liquide est relayé par des propulseurs à gaz froid redondants, qui permettent de contrôler l'orientation du satellite : ceux-ci sont regroupés en quatre groupes de tuyères dont la poussée est modulable entre 1 et 500 µN. Ils sont alimentés par de l'azote stocké à une pression de 310 bar, dans deux réservoirs contenant chacun 28,5 kg d'azote[2]. Durant toute la durée de la mission autour du point L2, le système de propulsion chimique est utilisé une fois par mois pour effectuer les corrections d'orbite.

Énergie[modifier | modifier le code]

Des panneaux solaires, constitués de cellules solaires à base d'arséniure de gallium triple jonction, fournissent 1,91 kW d'énergie. Ils sont situés sur la base du satellite tournée en permanence vers le Soleil. Une partie (7,3 m2) est située à la base de la plateforme, tandis que 6 panneaux représentant une surface totale de 5,5 m2 sont fixés sur le pare-soleil déployé en orbite. L'énergie est stockée dans des batteries lithium-ion ayant une capacité totale de 60 Ah[2].

Ordinateur de bord[modifier | modifier le code]

L'ordinateur de bord utilise un microprocesseur durci ERC32. Il utilise des unités d'entrées-sorties spécialisées pour manipuler le grand volume de données. Le PDHU (Payload Data Handling Unit) est chargé de stocker, en attendant leur transmission vers la Terre, les images issues des télescopes. Le milliard de pixels des CCD placés au plan focal a nécessité une mémoire de masse d'une capacité exceptionnelle (dans le domaine spatial) de 960 gigabits constituée de 240 modules SDRAM de 4 gigabits. Le PDHU communique avec ces CCD via 7 bus redondants de type SpaceWire, ayant chacun un débit de 40 mégabits/s[21] ,[2].

Contrôle d'attitude[modifier | modifier le code]

Pour remplir sa mission, Gaia doit utiliser un système de contrôle d'orientation d'une très grande précision et ne générant aucune vibration, ce qui exclut les gyroscopes mécaniques. Le satellite utilise trois gyromètres à fibre optique pour détecter les changements d'orientation et les variations de vitesse de translation ou radiales. Ce dispositif est complété par des viseurs d'étoiles et trois capteurs solaires de précision[22].

Traitement des données et leur transmission[modifier | modifier le code]

Du fait des changements d'orientation du satellite, la direction de la Terre est constamment modifiée. Or une antenne à moyen gain, à faisceau étroit, doit être utilisée pour transmettre le très grand volume de données généré par les instruments. Il faut donc pouvoir orienter le faisceau. Pour éviter les vibrations générées par une antenne orientable, les constructeurs ont opté pour une antenne réseau à commande de phase de 1,5 m de diamètre, qui permet de modifier l'orientation du faisceau de 60° sans déplacement mécanique, et qui a un gain de 16,8 dB pour une puissance consommée de 250 W. L'antenne, en forme de cône tronqué de 33 cm de haut, se situe au centre la base du satellite tournée vers le Soleil[23],[24]. Elle permet de transmettre environ 1 mégabit/s en moyenne durant des sessions qui durent environ 8 heures par jour[25]. Il faut donc le reste du temps stocker les données collectées alors que le contenu du plan focal représente plusieurs gigabits/seconde. Les données produites par les CCD 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[11]. Ce choix permet, contrairement à l'option alternative reposant sur un catalogue prédéfini d'étoiles à observer, de suivre les astéroïdes détectés ou bien encore de découvrir de nouveaux objets. En contrepartie, il impose un traitement complexe par les ordinateurs embarqués du satellite, lorsque les télescopes sont pointés vers les champs stellaires les plus denses. L'antenne moyen gain est complétée par deux antennes faible gain omnidirectionnelles, utilisées pour transmettre les télémesures et recevoir les commandes du sol[22].

Pare-soleil et protection thermique du satellite[modifier | modifier le code]

Le pare-soleil déployable DSA (Deployable Sunshield Assembly), qui entoure la base du satellite, porte son diamètre à 10,5 m. Il est constitué de 12 panneaux de 0,8 m sur 3,3 m, dont la structure est constituée par des tubes en composite fibre de carbone renforcé, s'articulant à la base de la plateforme, et qui sont recouverts par deux épaisseurs de matériaux isolants. Lors du lancement, les panneaux sont repliés le long du satellite et maintenus par des boulons explosifs dans cette position. Une fois Gaia dans l'espace, les boulons sont détruits par un dispositif pyrotechnique et le pare-soleil est déployé par des ressorts assistés de deux moteurs électriques. Le système de déploiement fonctionne à la manière des baleines d'un parapluie. L'envergure particulièrement importante du pare-soleil a été choisie pour maintenir en permanence tout le satellite à l'ombre, en tenant compte de l'angle de 45° formé par son axe de rotation avec la direction du Soleil[26]. La plateforme rassemble tous les équipements générateurs de chaleur et elle est séparée de la charge utile par des matériaux isolants. Pour limiter les transferts thermiques par conductivité, la charge utile est fixée sur un tore relié au reste du satellite uniquement par trois bipodes. Enfin, une « tente thermique » recouvre entièrement la charge utile, mis à part trois orifices percés pour les télescopes et le radiateur du plan focal. Cette tente est constituée d'une structure en fibre de carbone renforcé, fixée à la plateforme recouverte d'un isolant multi-couches. Son rôle consiste également à arrêter les micrométéorites et à protéger la charge utile du rayonnement externe[2].

Charge utile[modifier | modifier le code]

La charge utile de Gaia, qui a pour rôle de remplir les objectifs assignés à la mission, est contenue dans un cylindre de 2 m de haut pour 3 m de diamètre. Elle comprend deux télescopes qui observent dans deux directions différentes formant un angle de 106,5°. Ils sont caractérisés par une ouverture de 1,45 m×0,50 m, un champ optique de 1,7°×0,6° et une longueur focale de 35 m. Chaque télescope comporte un miroir primaire d'une superficie de 1,46×0,51 m. Les rayons lumineux sont successivement réfléchis par 6 miroirs. Les trois premiers (M1 à M3 et M'1 à M'3) sont propres à chaque télescope. Les images capturées par les deux télescopes sont combinées au niveau du 4e miroir (M4/M'4), puis réfléchies par deux miroirs communs M5 et M6. Les images superposées arrivent alors au plan focal commun de 1,0×0,5 m. Sa taille constitue un nouveau record pour un télescope envoyé dans l'espace. Le plan focal contient 106 CCD de 4 500×1 966 pixels, soit 1 milliard de pixels en tout, qui transforment les photons émis à l'origine par les astres observés en image et en spectre. Les miroirs et le plan focal sont fixés sur un banc optique en forme de tore hexagonal, qui joue le rôle de support pour tous les équipements. Les miroirs comme le banc optique sont réalisés en carbure de silicium. Ce matériau présente l'avantage d'être léger et peu sensible aux variations de température. Or la précision des mesures effectuées par Gaia dépend en grande partie de la stabilité des dimensions de sa structure[12].

Gaia dispose de trois instruments scientifiques, qui utilisent tous comme détecteurs les CCD placés au niveau du plan focal, mais qui se différencient par les dispositifs optiques (prismes, réseau de diffraction) placés sur le chemin de la lumière collectée par les télescopes :

  • l'instrument astrométrique AF (Astrometric Field), dédié à la mesure de la position angulaire des étoiles de magnitude 5,7 à 20 ;
  • l'instrument spectrophotométrique (RP et BP), utilisant deux prismes, permettant l'acquisition de spectres d'étoiles. L'instrument fournit l'intensité lumineuse dans les bandes spectrales 320-660 nm et 650–1 000 nm, dans la même gamme de magnitude (étoiles jusqu'à une magnitude de 20) ;
  • le spectromètre haute résolution RVS (Radial Velocity Spectrometer), 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.

Fonctionnement[modifier | modifier le code]

Gaia est en rotation lente et les images formées par les télescopes traversent le plan focal au fur et à mesure de sa rotation, franchissant successivement les 17 colonnes de CCD à la vitesse d'un CCD toutes les 4,42 s. Tous les CCD, sauf ceux chargés de la correction de la géométrie des télescopes et ceux effectuant la première détection des objets célestes (star mapper), fonctionnent en mode fenêtrage : seuls les pixels correspondant aux objets sont lus, ce qui permet d'éliminer d'emblée une grande quantité de données non porteuses d'information[27],[28].

BAM et WFS : les systèmes de correction de la géométrie des télescopes[modifier | modifier le code]

La préservation de la géométrie de l'ensemble de la partie optique - en particulier le maintien de l'angle formé par les axes optiques des deux télescopes - est fondamentale pour parvenir à obtenir une précision des mesures conforme aux objectifs. Différents facteurs peuvent porter atteinte à la géométrie désirée : des petites erreurs de réglage au sol, immédiatement après le lancement, la relaxation de la structure se retrouvant en apesanteur, ou encore les variations thermiques. Les deux CCD inférieurs de la première colonne du plan focal, formant le BAM (Basic Angle Monitor), sont utilisés pour analyser l'image réfléchie par les miroirs M2 et M'2 qui a traversé auparavant un interféromètre de Young. L'image qui se forme sur ces CCD permet de mesurer l'écart de l'angle formé par les axes des deux télescopes par rapport à la valeur cible. Ce contrôle est complété par les données fournies par les deux CCD, dits WFS (wave-front sensor), qui sont des analyseurs de front d'onde de type Shack-Hartmann. Les deux types de détecteur, BAM et WFS, déclenchent si nécessaire les corrections à apporter aux résultats, pour tenir compte des faibles variations de la géométrie du télescope. La précision de la mesure des instruments est inférieure à 24 µas (microsecondes d'arc) pour les étoiles d'une magnitude apparente de 15, et les concepteurs de Gaia estiment que l'erreur induite par les changements thermiques, lors de la rotation complète du satellite en h, pourrait atteindre un maximum de 6 µas[29],[30].

SM : l'identification des étoiles[modifier | modifier le code]

Les deux colonnes suivantes de CCD sont les « repéreurs d'étoiles » du SM (sky mapper) : ils sont chargés d'identifier les objets célestes (étoiles…) qui apparaissent dans le plan focal, de repérer leur position et de mesurer leur déplacement. Une des colonnes n'est éclairée que par le premier télescope, l'autre par le second (la lumière provient du miroir M4/M'4 lorsque les deux images n'ont pas encore été combinées). Le logiciel embarqué, Pyxis, sait, une fois que l'objet a traversé ces CCD, de quel télescope il provient et quelle va être sa position lors de sa traversée des colonnes suivantes de CCD. Il reconstitue ces informations en exploitant les données fournies par le système de contrôle d'attitude, qui lui indique comment le satellite modifie son orientation dans le ciel. Avec ces informations, seuls les pixels utiles, c'est-à-dire entourant la position de l'objet au fur et à mesure de sa progression dans le plan focal, seront exploités par la suite[31].

AF : les mesures astrométriques[modifier | modifier le code]

Les 9 colonnes de CCD suivantes, formant l'AF (Astrometic Field), sont utilisées pour déterminer les données astrométriques, c'est-à-dire la position de l'étoile, son vecteur de déplacement et sa parallaxe. La première colonne est également utilisée pour confirmer la détection des objets réalisée par le star mapper. Cela permet d'éliminer notamment les fausses détections liées à l'impact de rayons cosmiques sur les CCD du star mapper. Le nombre de CCD (généralement 9) que traverse l'image permet d'accroître la quantité d'information accumulée sur chaque objet identifié. Le champ de 0,6 degré carré, projeté sur le plan focal, permet de multiples mesures dans toutes les directions entre les étoiles du même champ (télescope 1 ou 2), mais également avec les étoiles du champ situé dans une direction quasi orthogonale (étoiles observées par le télescope 1 par rapport à celles observées par le télescope 2)[32].

BP et RP : les mesures photométriques[modifier | modifier le code]

L'objet observé traverse ensuite deux colonnes de CCD permettant d'effectuer des observations photométriques, c'est-à-dire de mesurer la dispersion spectrale de l'énergie émise par l'étoile. À cet effet, les rayons lumineux parvenant jusqu'à ces CCD traversent auparavant un prisme qui étale la lumière sur une longueur d'environ 45 pixels, au niveau des CCD, le long de l'axe de déplacement. Le prisme à dispersion réduite est fixé à très faible distance du plan focal, sur le radiateur situé à l'avant de celui-ci. Il y a successivement deux spectrophotomètres BP (Blue Photometer) et RP (Red Photometer) avec, à chaque fois, un prisme et une colonne de CCD. Ils fournissent des spectres à basse résolution (~100), respectivement pour les longueurs d'onde 330 à 680 nm, avec une résolution qui varie de 3 à 27 nm/px, et ∼640 à 1 050 nm, avec une résolution qui varie de 7 à 15 nm/px[33],[34].

RVS : les mesures spectrométriques[modifier | modifier le code]

Enfin l'objet observé traverse trois colonnes de CCD limitées à 4 CCD en hauteur du spectromètre RVS (Radial Velocity Spectrometer), qui fournissent la vitesse radiale des étoiles dont la magnitude apparente est inférieure à 17. Les rayons lumineux frappant ces CCD ont traversé auparavant un spectroscope à réseau de diffraction, qui décompose la lumière avec une résolution spectrale moyenne d'environ 11 500. Le spectre observé est limité au proche infrarouge (entre 847 et 871 nm), ce qui correspond au pic d'intensité lumineuse des étoiles de type G et K. Celles-ci représentent la majorité des étoiles observées, compte tenu des capacités du spectromètre. Les mesures sont effectuées sur les étoiles d'une magnitude apparente inférieure à 17[35],[36].

Caractéristiques des CCD[modifier | modifier le code]

Les CCD utilisés dans le plan focal sont de type photodétecteur à report et intégration (TDI), c'est-à-dire que l'image de l'étoile (par exemple), qui se forme sur le premier CCD du plan focal, continue à se renforcer au fur et à mesure de l'avancée de l'image : les charges électriques générées par les photons sont transférées de pixel en pixel à la même vitesse que la progression de l'image. Chaque CCD dispose de 4500 lignes et 1996 colonnes, avec une taille de pixel de 10 μm x 30 μm, de manière à obtenir une résolution élevée dans la direction du déplacement de l'image. L'image traverse les 4 500 lignes d'un CCD en 4,42 s. Les CCD ont été réalisés dans trois variantes optimisant l'efficacité quantique en fonction des longueurs d'ondes exploitées. Les CCD de l'instrument astrométrique regroupant SM et AF sont réalisés en silicium standard, avec une couche anti-réflexion à large bande. Les CCD de l'instrument BP se caractérisent par un traitement du bleu amélioré sur le dos du composant et au niveau de la couche anti-réflexion. Les CCD des instruments RP et RVS sont réalisés dans un silicium à plus forte résistivité, avec une couche anti-reflexion optimisée pour améliorer la réponse au proche infrarouge[37]. Compte tenu des caractéristiques des CCD, l'instrument astrométrique AF remplit ses objectifs de détection (Magnitude jusqu'à 20) lorsque la densité d'étoiles est inférieure ou égale à 750 000 étoiles par degré2. Au-delà de cette densité, seules les étoiles les plus brillantes sont détectées et la magnitude 20 n'est pas atteinte. L'instrument spectroscopique peut atteindre des objectifs d'une magnitude allant jusqu'à 16, lorsque la densité des étoiles est inférieure ou égale à 36 000 étoiles par degré2[38]

Objectifs scientifiques[modifier | modifier le code]

Performances comparées d'Hipparcos et de Gaia[39]
Hipparcos Gaia
Limite de magnitude V=12 V=20
Couverture 7,3 à 9 20
Luminosité maximale 0 6
Nombre d'objets 120 000 26 millions pour V=15
250 millions pour V = 18
1 000 millions pour V = 20
Limite distance effective 1 kiloparsec 1 mégaparsec
Quasars aucun 500 000
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
Vitesse 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. Les 6 000 étoiles les plus brillantes (magnitude apparente ≤ 6) ne sont pas observées ;
  • 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 du type d'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 :

Structure et histoire de la Voie lactée[modifier | modifier le code]

Notre galaxie, la Voie lactée, est constituée de plusieurs sous-ensembles - disque mince, disque épais, bras spiraux, bulbes et barres, halos, amas globulaires, zones de formation d'étoiles (pouponnières d'étoiles), amas ouverts[40] - dont les caractéristiques et les composants élémentaires (environ 100 milliards d'étoiles) sont mal connus. La galaxie a évolué depuis sa formation initiale et les phénomènes qui lui ont donné sa configuration actuelle - tels que les fusions avec d'autres galaxies ou les instabilités avec transferts de moment[Quoi ?] - peuvent potentiellement être reconstitués à travers les déplacements actuels des étoiles. Gaia, en recensant avec une grande précision les positions et les déplacements d'un milliard d'étoiles situées dans la galaxie (1 % de la population totale), dans un grand nombre de cas, doit permettre[41] :

  • d'étudier la formation et l'évolution de notre galaxie ;
  • de déterminer la structure spatiale et cinématique de toutes les populations d'étoiles, dans toutes les parties de la Voie lactée ;
  • de déterminer l'âge et de la métallicité des étoiles de différentes populations, ainsi que l'âge des plus vieux objets.

De manière plus générale, Gaia va permettre, pour la première fois, de confronter les modèles de formation des galaxies les plus lumineuses, telle que la Voie lactée, avec des données quantitatives significatives. Celles-ci permettront de reconstituer l'histoire de la formation des étoiles et la distribution de l'abondance en éléments chimiques, qui permettent de déduire l'histoire de l'accrétion des gaz et la cinématique des astres. Ces trois processus sont à l'origine de la formation des galaxies. Gaia doit permettre ainsi de répondre à des questions telles que : est-ce que les grandes galaxies résultent de la fusion de plusieurs petites galaxies ? Est ce que la formation des étoiles débute dans un puits gravitationnel dans lequel la majeure partie du gaz qui va les constituer s'est déjà accumulé ? Comment et quand se forme le bulbe galactique ? etc[42].

Performances scientifiques attendues de Gaia à l'échelle de notre galaxie, la Voie lactée (1 kpc = 1 kiloparsec soit 3 261 années-lumière). En arrière-plan une photo du disque de la Voie lactée qui fait environ 25 kpc de long, telle que nous la voyons de la Terre, c'est-à-dire par la tranche.

Détection d'exoplanètes[modifier | modifier le code]

Gaia détectera de nombreuses planètes extrasolaires par la méthode du transit (modification de l'intensité lumineuse d'une étoile lorsque une planète passe devant celle-ci). Il est prévu que ces variations puissent être détectées par les CCD de l'instrument AF, pour les étoiles ayant une magnitude apparente inférieure à 16, et qu'une variation de 0,001 magnitude puisse être mesurée pour les étoiles d'une magnitude inférieure à 14. Cette variation correspondant à un ratio de 10 % du rapport signal sur bruit, lorsqu'une planète de type Jupiter passe devant une étoile de la taille de notre Soleil. En se basant sur le nombre actuel de découvertes d'exoplanètes, on estime que Gaia devrait détecter environ 65 000 planètes à une distance inférieure à unités astronomiques de leur Soleil et une centaine de planètes à une distance supérieure[43]. Pour les étoiles situées à moins de 200 parsecs du soleil et ayant une magnitude apparente inférieure à 13, les mesures astrométriques seront suffisamment précises pour déterminer les caractéristiques orbitales et la masse des planètes de la taille de Jupiter. Gaia mesurera les caractéristiques de plusieurs milliers d'entre elles au cours de sa mission de cinq ans[44].

Physique stellaire[modifier | modifier le code]

Système solaire[modifier | modifier le code]

Les instruments de Gaia devraient observer plusieurs milliers d'astéroïdes se déplaçant dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Ils devraient également pouvoir mesurer les caractéristiques de plusieurs milliers de géocroiseurs dont l'orbite se situe en partie à l'intérieur de celle de la Terre. Le satellite est particulièrement bien placé pour observer ces objets dont la majeure partie de l'orbite n'est pas visible depuis la Terre car située dans la direction du Soleil. Il est également mieux placé que la majeure partie des observatoires terrestres pour observer des objets circulant sur des orbites exotiques c'est-à-dire éloignés de l'écliptique. Gaia permettra la détermination des orbites des astéroïdes avec une précision inégalée. Lorsqu'un astéroïde s'approche suffisamment près d'une planète, Gaia mesurera la faible déviation liée aux forces gravitationnelles. On estime que Gaia mesurera ainsi, sur la durée de sa mission, la masse d'environ 150 astéroïdes, avec une incertitude maximale de 50 % (en 2009, seuls 20 astéroïdes ont leur masse connue avec cette précision). Les données photométriques fourniront des indications sur les propriétés de la surface des astéroïdes, permettant d'affiner leur classification[45].

Peu d'objets de la ceinture de Kuiper seront visibles par Gaia. On ne connaît que 65 objets ayant une magnitude apparente inférieure à 20 - la limite de détection de Gaia - et on estime que 75 % d'entre eux ont déjà été découverts. Le satellite devrait donc en détecter au plus quelques dizaines supplémentaires. Sa contribution principale devrait alors porter sur les objets circulant avec une forte inclinaison ou dans la direction de la Voie lactée, deux régions difficilement observables depuis la Terre. Enfin Gaia pourrait déterminer l'albédo et la masse des objets les plus importants de la classe des Centaures circulant entre Jupiter et Saturne [46].

La genèse des 3 250 astéroïdes troyens de Jupiter constitue une énigme. Gaia, en mesurant précisément leurs positions, leurs déplacements et leurs propriétés photométriques, pourrait contribuer à identifier leur mode de formation[47].

Comparaison du nombre d'étoiles à moins de 50 parsecs du Soleil détectées par Gaia (en rose) avec les détections réalisées par Hipparcos. Le nombre d'étoiles est ventilé en fonction de leur luminosité réelle (magnitude absolue). À l'extrême gauche les géantes rouges (G) et à l'extrême droite les naines blanches (NB). Seules les étoiles de magnitude absolue 17 et 18 seront mal détectées par Gaia.

La Terre a connu par le passé des extinctions massives, provoquées sans doute par des impacts d'astéroïdes de grande taille sur son sol. L'origine de ces bombardements pourrait être le passage d'une étoile à proximité du nuage de Oort, qui constitue un réservoir identifié de comètes. Selon cette hypothèse, les perturbations gravitationnelles engendrées par le passage d'une étoile auraient lancé certains des objets contenus dans le nuage de Oort sur des orbites croisant les planètes internes du système solaire. Les données fournies par Hipparcos ont ainsi permis d'établir que, environ 7 millions d'années auparavant, l'étoile Algol est passée à 2,5 parsecs du Soleil. Mais ce passage - comme ceux d'autres étoiles répertoriées - ne permet pas d'expliquer les orbites des comètes à très longue période, issues du nuage d'Oort circulant actuellement. Toutefois Hipparcos n'a pu recenser que 20 % des étoiles figurant à moins de 50 parsecs du système solaire, c'est-à-dire susceptibles d'être parvenues suffisamment près du système solaire pour le perturber. Gaia devrait identifier pratiquement toutes ces étoiles proches (cf. schéma), y compris les naines blanches, soit environ 35 000 étoiles. Les données collectées permettront de déterminer si les trajectoires de certaines d'entre elles pourraient expliquer les bombardements subis par la Terre[48].

Galaxies et système de référence[modifier | modifier le code]

Les objets célestes situés au-delà d'une certaine distance sont trop éloignés pour qu'on puisse mesurer leur distance par la méthode directe de la parallaxe. Bien que disposant de la meilleure instrumentation existante, Gaia ne peut pas faire de mesures sur des objets situés au-delà de notre galaxie, à l'exception des étoiles les plus brillantes des nuages de Magellan, ce qui constitue d'ailleurs une première. La mesure des distances des objets plus éloignés repose donc sur des mesures indirectes. Il s'agit d'objets célestes identifiables en tant que tels, dont la luminosité et donc la magnitude absolue sont connues. Ces objets baptisés chandelles standard sont principalement les céphéides, les étoiles RR Lyrae et les Supernovae de type Ia. Mais il existe des incertitudes sur l'homogénéité des différentes catégories d'objets concernées. Par exemple, il a été découvert tardivement qu'il existait au moins deux populations de céphéides avec des caractéristiques différentes et donc des luminosités distinctes. Gaia devrait pouvoir observer notamment de 2 000 à 8 000 céphéides, 70 000 RR Lyrae et 20 000 supernovae. Pour un nombre important d'entre elles, les instruments du satellite effectueront des mesures directes de distance, ce qui permettra de vérifier l’homogénéité des populations et de calibrer les règles de luminosité en fonction d'un grand nombre de paramètres (masse, âge, métallicité)[49] :

Physique fondamentale[modifier | modifier le code]

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.

Traitement des données et publication du catalogue Gaia[modifier | modifier le code]

Malgré la sélection effectuée à bord par les ordinateurs, le satellite Gaia transmet un grand volume de données, estimé à 50 gigaoctets par jour. Les 100 téraoctets[Note 4] de données accumulées en 5 ans d'observation doivent être analysées et assemblées pour aboutir à la publication d'un catalogue fournissant les informations astrométriques, photométriques et spectroscopiques d'environ un milliard d'objets célestes. Ces données sont reliées entre elles de manière complexe et leur traitement nécessite une puissance de calcul aux limites de l'état de l'art : il faut traiter environ 1021 opérations en virgule flottante[50]. Pour mettre au point les traitements permettant de remplir cet objectif, une équipe internationale rassemblant 300 personnes, scientifiques et développeurs informatiques, rassemblés au sein du Consortium de traitement et d'analyse de données (DPAC) a développé des traitements informatiques permettant de transformer les données brutes. Les tâches de développement ont été distribuées entre 8 équipes spécialisées (CU) chacune dans un domaine technique (architecture système, simulation, etc.) ou tournées vers le type de données manipulé (traitement des données photométriques…). Les programmes sont exécutés dans six centres de traitement informatique (DPC) installés à Madrid, Genève, Toulouse (au CNES), Turin et Cambridge. Le catalogue résultant de ces travaux doit être publié vers 2020[51].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Le nom « GAIA » était initialement l'acronyme de Global Astrometric Interferometer for Astrophysics. Une fois réalisé que l'on pouvait obtenir des mesures aussi performantes en remplaçant la configuration interférométrique initialement prévue par une configuration à base de miroirs classiques, la conception de départ a été abandonnée, mais la mission a gardé le nom « Gaia ».
  2. Pour les astéroïdes extra-galactiques, il faut utiliser des méthodes rapprochant le type d'objet céleste (céphéide, certains types de supernova) observés, et leur magnitude apparente?
  3. La Terre crée une zone de pénombre (interception partielle de la lumière du Soleil) de 13 000 km de diamètre au niveau du point L2
  4. 65 téraoctets pour les données astrométriques et photométriques et 35 téraoctets pour les données spectrométriques

Références[modifier | modifier le code]

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  4. (en) « Only one more step to the selecton of ESA'S future science missions », sur ESA,‎ 15 septembre 2000
  5. (en) « Let's go ! ESA's future science missions get full approval », sur ESA,‎ 13 octobre 2000
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  50. (en) G. Sarri / T. Paulsen, « Gaia Mission Summary », sur ESA,‎ mai 2013
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Bibliographie[modifier | modifier le code]

Documents de référence dans l'ordre chronologique inverse 
  • (en) Anthony G.A. Brown et al., « GAIA, COUNTING DOWN TO LAUNCH », proceedings of the Societe Francaise d’Astronomie et d’Astrophysique,‎ octobre 2013, p. 237-242 (lire en ligne)
    Synthèse de la mission peu avant son lancement
  • (en) T Prusti et al., « The promises of Gaia », Astronomische Nachrichten, vol. 333, no 5-6,‎ juin 2012, p. 453-459 (lire en ligne)
    Performances attendues
  • (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 (lire en ligne)
    Performances attendues
  • (en) L. Lindregen et al., « Gaia : Astrometric performance and current status of the project », AU Symposium, vol. 261,‎ 2010, p. 296-305 (lire en ligne)
  • (en) L. Lindregen, C. Babusiaux et al., « The Gaia mission : science, organization and present status », Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 248,‎ juillet 2008, p. 217-223 (lien DOI?, lire en ligne)
  • (en) C. Turon et al., « Report by the ESA-ESO Working Group on Galactic Populations, Chemistry and Dynamics, », ESA / ESO,‎ juin 2008, p. 1-186 (lire en ligne)
    Etat des lieux de nos connaissances sur la Voie Lactée pour préparer notamment la mission Gaia
  • (en) M.A.C. Perryman et al., « Overview of the Gaia Mission », ASP Conference Series, vol. 338,‎ octobre 2005, p. 339-363 (lire en ligne)
    Description de la mission en 2005
  • (en) M.A.C. Perryman et al., « The Gaia mission », ASP Conference Proceedings, vol. 298,‎ septembre 2002, p. 1-10 (ISSN 1-58381-145-1, lire en ligne)
    Description de la mission en 2003 après la refonte du projet
  • (en) M.A.C. Perryman, G. Gilmore et al., « GAIA: Composition, formation and evolution of the Galaxy », Astronomy and Astrophysics, vol. 369,‎ avril 2001, p. 339-363 (lien DOI?, lire en ligne)
    Description de la mission en 2001 peu après sa sélection. La version décrite comprend des instruments et plan focaux séparés
  • (en) Gaia science advisory group et al., « Gaia, Composition, Formation and Evolution of the Galaxy, Concept and Technology Study Report », ESA,‎ 2000, p. 1-126 (lire en ligne)
    Etude du concept pas le Conseil scientifique de l'ESA en 2000
  • (en) L. Lindregen, M.A.C. Perryman, G. Gilmore et al., « GAIA : Origin and Evolution of the Milky Way », Astronomical Interferometry, ed. R.D. Reasenberg, Proceedings of SPIE, vol. 3350,‎ 1998, p. 541-550 (lire en ligne)
  • (en) L. Lindregen, M.A.C. Perryman et al., « GAIA : Global astrometric interferometer for astrophysics », Astron. Astrophys. Suppl., vol. 116,‎ mai 1996, p. 579-595 (lire en ligne)
    Présentation du concept de mission en 1996
  • (en) L. Lindregen, M.A.C. Perryman et al., « GAIA : Global astrometric interferometer for astrophysics ; A concept for an ESA Cornerstone Mission », X,‎ 1995, p. 1-52 (lire en ligne)
    Première présentation du concept de la mission en 1995
Autres articles
  • (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
    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
    Incidence des résultats attendus de Gaïa sur les étoiles utilisées comme références en astrométrie

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]