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| Organisation |  Agence spatiale européenne |
|---|---|
| Constructeur | Airbus Defence and Space |
| Programme | Horizon 2000+ |
| Domaine | Astrométrie |
| Statut | Mission (recueil des données) achevée |
| Lancement | Kourou |
| Lanceur | Soyouz-Fregat |
| Fin de mission | Mesures : 15 janvier 2025 Publication des résultats : vers 2030 |
| Identifiant COSPAR | 2013-074A |
| Site | sci.esa.int/gaia |
| Masse au lancement | 2 030 kg |
|---|---|
| Ergols | UDMH,peroxyde d'azote,azote |
| Masse ergols | 457 kg dont 57 kg d'azote |
| Contrôle d'attitude | Stabilisé 3 axes |
| Source d'énergie | Panneaux solaires |
| Puissance électrique | 1 910 W |
| Orbite | Lissajous |
|---|---|
| Localisation | L2 du système Soleil-Terre |
| Type | Anastigmatique à trois miroirs |
|---|---|
| Superficie | 0,7 m2 |
| Focale | 35 m |
| Champ | 1,7° × 0,6° |
| Longueur d'onde | Visible (0,33 à 1,05 µm[1]) |
| AF | Astrométrie |
|---|---|
| RP (0,33-0,68 µm) et BP (0,64-1 µm) | Photométrie |
| RVS | Spectromètre |
Gaia[a] est une mission spatialeastrométrique consacrée à la mesure de la position, de la distance et du mouvement desétoiles, développée par l'Agence spatiale européenne (ESA). Le projet est retenu en 2000 comme pierre angulaire du programme scientifiqueHorizon 2000+. LesatelliteGaia est lancé avec succès le, pour une mission de cinq ans qui est prolongée en cours d'opération jusqu'à fin 2025. Il prend la suite du satelliteHipparcos, lancé en 1989, qui a brillamment démontré les capacités des engins spatiaux dans le domaine de l'astrométrie.Gaia a pour objectif de mesurer les caractéristiques de plus d'un milliard d'objets célestes, (étoiles,astéroïdes,galaxies, etc.) jusqu'à lamagnitude 20. Les données collectées devraient améliorer nos connaissances concernant la structure, la formation et l'évolution de laVoie lactée, et apporter des contributions significatives dans les domaines scientifiques traitant desplanètes extrasolaires, duSystème solaire, des galaxies extérieures ainsi qu'enphysique fondamentale.
Gaia est un satellite d'environ deux tonnes quiutilise, pour effectuer ses mesures, deuxtélescopes formant des images se superposant sur unplan focal commun, constitué par 106capteurs CCD de 4 500 × 1 966 pixels. Ceux-ci se répartissent entre trois instruments : un instrument astrométrique destiné à la mesure de la position et du déplacement des étoiles, un instrumentspectrophotométrique qui mesure l'intensité lumineuse dans deux bandes spectrales et unspectromètre à haute résolution qui doit permettre notamment de calculer lavitesse radiale des objets observés les plus lumineux. Placé autour dupoint de Lagrange L2, le satellite en rotation lente balaie l'ensemble de la voûte céleste, de manière à cumuler à l'issue de sa mission au minimum 60 observations de tous les objets identifiables par ses instruments.
Pour pouvoir produire le catalogue des objets observés à partir des quelque100 téraoctets de données collectées parGaia, un consortium de laboratoires, baptisé DPAC, développe des programmes particulièrement complexes nécessitant une infrastructureinformatique lourde. La version finale du catalogue résultant de ce retraitement des données doit être diffusé en 2030 mais plusieurs versions intermédiaires ont été ou vont être publiées (2016, 2018, 2022, 2025, 2026). La collecte des données dans l'espace s'est achevée le 15 janvier 2025 (deux fois la durée de vie pour lequel l'engin spatial a été conçu) après épuisement du gaz nécessaire au contrôle de l'attitude.
Pour des articles plus généraux, voirMesure des distances en astronomie etAstrométrie.
Gaia est un satellite d'astrométrie. Cette branche de l'astronomie est consacrée à la mesure des positions et des mouvements desobjets célestes :étoiles,planètes,astéroïdes etgalaxies. 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 orbite autour du Soleil, révélé l'existence desgalaxies et permis d'estimer la dimension de l'Univers.
Pour déterminer la position d'un objet dans le ciel, il est nécessaire de connaître :
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 laparallaxe : 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 six mois d'intervalle, la différence d'angle sous laquelle se présente une étoile donnée, on peut en déduire sa distance.
Lemouvement propre est déterminé en mesurant le changement de la position de l'étoile sur une longue durée. Lavitesse 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[2].
Compte tenu de l'extrême précision des mesures nécessaire pour déterminer la distance des étoiles, celle-ci est restée très vague ou a été largement sous-estimée jusqu'au19e siècle faute de disposer d'une instrumentation adéquate. La plus proche étoile de notre système solaire,Proxima Centauri, est située à une distance de 40 000 milliards kilomètres (4,24années-lumières).Ptolémée (vers 150 après JC) estimait que les étoiles étaient distantes de 90 millions de kilomètres,Képler (vers 1600) l'évaluait à 220 milliards de kilomètres,Newton (1685) à 150 000 milliards. Les premières mesures de parallaxe, effectuées par l'astronome allemandFriedrich Wilhelm Bessel pour déterminer la distance de l'étoile de61 du Cygne en 1838, sont les premières à fournir une valeur pratiquement exacte[3].
Mais l'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 ne permettent d'établir une distance fiable que pour un nombre très restreint d'étoiles : depuis la Terre la parallaxe ne peut être mesurée qu'avec une précision de 0,05 seconde d'arc ce qui limite les observations à 1 500 étoiles alors que notre Galaxie en compte environ 400 milliards. Aussi les catalogues recensant les positions des étoiles et établis à l'aide de télescopes terrestres ne portent que sur un très faible nombre d'étoiles (cf tableau ci-dessous). Seules les mesures effectuées depuis l'espace permettent d'obtenir une précision bien plus importante. Toutefois cette technique ne permet pas d'évaluer directement les distances d'objets situés au-delà de notre galaxie[b],[3].
| Date | Auteur | Source des données | Désignation du catalogue | Nombre d'étoiles recensées |
|---|---|---|---|---|
| 1904 | Newcomb | Télescope terrestre | 72 | |
| 1924 | Schlesinger | Télescope terrestre | Premier catalogue général de parallaxes trigonométriques | 1 870 |
| 1963 | Jenkins | Télescope terrestre | Catalogue des parallaxes de Yale | 7 000 |
| 1995 | van Altena, Lee, Hoffleit | Télescope terrestre | Quatrième catalogue général de parallaxes trigonométriques | 8 112 |
| 1997 | Perryman et al., ESA 1200 | SatelliteHipparcos | Catalogue Hipparcos | 118 000 |
| 2022 | ESA/DPAC | Satellite Gaia | Catalogue Gaia DR3 | 1,5 milliards |
| vers 2030 | ESA/DPAC | Satellite Gaia | Catalogue Gaia DR5 | 2 milliards |
En 1980, l'Agence spatiale européenne (ESA) décide de développer unsatellite consacré à l'astrométrie, baptiséHipparcos. 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'appellationGAIA,acronyme deGlobal Astrometric Interferometer for Astrophysics. Mais la technique de mesure proposée utilise l'interférométrie, une solution qui sera abandonnée par la suite[4],[5].
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'astrométrieGaia commepierre angulaireno 6 du programme scientifiqueHorizon 2000+ de l'ESA[6]. 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[7]. Mais le Conseil des Ministres des pays membres de l'Agence spatiale, en novembre 2001 àÉdimbourg, décide une progression plus modeste que prévu du budget alloué au programme scientifique deHorizon 2000+ — en ne l'augmentant que de 2,5 % au lieu des 4 % prévus initialement —, ce qui entraîne une diminution de 500 millions € des fonds disponibles pour les missions scientifiques[8]. Confronté à cette réduction de budget, le comité du programme scientifique de l'ESA décide, le, d'opter pour une version allégée deGaia, en demandant de remplacer la fuséeAriane 5, prévue à l'origine pour son lancement, par le lanceurSoyouz, moins coûteux[9]. 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 duspectromètre est améliorée d'un facteur deux, tandis que les capacités de l'instrument photométrique sont accrues[5].
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 par le comité[10], et lamaîtrise d'œuvre est confiée au constructeurEADS Astrium. L'établissement deToulouse a la responsabilité de mener à bien le développement, tandis que les sous-ensembles sont confiés aux établissements de la société, auRoyaume-Uni et enAllemagne. Deux autres industriels jouent un rôle important :BOOSTEC qui réalise la structure du télescope encarbure de silicium ete2v qui fournit lesCCD. Le, un appel d'offres est lancé pour le traitement et l'analyse des données collectées parGaia, qui nécessite des moyens particulièrement importants. Le, le comité du programme scientifique confie cette mission au consortium DPAC (Data Processing and Analysis Consortium), rassemblant plusieurs centaines de scientifiques et d'ingénieurs[11]. 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.
Tout comme son prédécesseurHipparcos,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 degré d'angle par minute de temps, soit une rotation complète sur lui-même toutes les6 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 deGaia 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 deprécession). 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 :
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[13] :Gaia peut par exemple déterminer les orbites d'astéroïdes ou desystèmes binaires ou détecter lesétoiles 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 laparallaxe annuelle. La mesure de la parallaxe permet àGaia d'endéduire 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 leschandelles standard avec une précision inédite. Le sixième paramètre, lavitesse radiale, est obtenue grâce à la mesure de l'effet Doppler-Fizeau par lespectromètre, également à bord deGaia.
Le déroulement de la missionGaia 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[14],[4] :
Gaia a été lancé par une fuséeSoyouz-Fregat, le 19 décembre 2013 à (9 h 12), depuis labase de Kourou enGuyane[15], 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 laTerre dans la direction opposée au Soleil. Le pare-soleil est alors immédiatement déployé et le satellite mis en rotation lente pour être stabilisé. Durant son transit vers L2, des manœuvres de correction ont été effectuées le2e et le12e jour, tandis que le fonctionnement des équipements et des instruments a été vérifié. L'insertion en orbite autour de L2, qui a lieu le, est réalisée en utilisant lapropulsion à ergols liquides pour créer un changement de vitesse d'environ180 m/s[16]. Deux jours après cette manœuvre, une correction d'orbite est effectuée pour que celle-ci soit parfaitement conforme aux objectifs[17].
Le point de Lagrange 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 uneorbite 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[18]. Cette orbite lui garantit d'éviter touteéclipse - même partielle[c] - duSoleil par laTerre, durant 6,3 années : un tel évènement, en modifiant le flux thermique reçu par le satellite, pourrait affecter la précision des mesures. L'orbite a été définie de manière que l'angle créé entre la direction du Soleil et celle de la Terre, soit constamment inférieur à 15° pour permettre les observations programmées.
À la suite de la mise à poste autour du point de Lagrange L2 débute larecette du satellite et l'étalonnage des instruments. Cette phase, qui devait s'achever fin mai, se termine fin juillet à la suite de plusieurs anomalies constatées dans l'espace. La recette comprend plusieurs tâches[19] :
Les premières mesures effectuées montrent que la quantité de lumière parasite venant frapper leplan focal est nettement plus importante que prévu. L'hypothèse retenue est qu'un dépôt de glace, ayant pour origine la vapeur d'eaudégazée par les composants du satellite, se serait formé en différents points à l'intérieur de la tente thermique qui entoure la charge utile. Cette glace, par un phénomène dediffraction, 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 permettraient de faire s'évaporer la glace. Une solution étudiée serait de modifier temporairement l'orientation du satellite pour permettre aux rayons du Soleil de pénétrer dans la tente et de faire s'évaporer la glace. Cette solution, qui comporte des risques pour les instruments, a été étudiée mais a été écartée. L'alternative serait de modifier le logiciel embarqué chargé de traiter les données, pour tenter de prendre en compte ce phénomène. Une deuxième source de la lumière parasite est constituée par les objets les plus lumineux du ciel[20].
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 la diminution 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[20].
Un 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 prévu. Des analyses sont réalisées courant juin pour déterminer les impacts éventuels. Les ingénieurs espèrent pouvoir modéliser le phénomène, et ainsi en annuler l'effet sur les données[20],[21]. Toutefois la majeure partie des objectifs de la mission doivent être remplis avec les données portant sur les étoiles dont la magnitude est 15 ou moins, et donc ne seraient pas affectés 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. À l'issue de cette phase un bilan est effectué[21].
Le 28 juillet, cette phase de test est considérée comme achevée, et la mission scientifique débute. Les membres du bureau chargés de prononcer la recette du satellite considèrent que le satellite est opérationnel[22] :
La mission scientifique qui débute en juillet 2014 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 neufCCD consacrés à cette fonction, ainsi que 50 observations spectroscopiques sur chacun des trois CCD utilisés pour ces mesures. Les données sont transmises vers l'antenne parabolique de 30 m de lastation terrestre de Cebreros, près deMadrid enEspagne, 11 heures par jour, avec un débit compris entre 4 et 8 mégabits par seconde. Là, elles subissent un premier traitement à l'ESAC situé àVillafranca, 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, àDarmstadt enAllemagne[25],[17].
Fin 2017, le comité scientifique de l'Agence spatiale européenne (SPC) donne son accord pour le prolongement de la mission Gaia de 18 mois du au[26]. Fin 2020 la mission est de nouveau prolongée jusque fin 2022[27]. En mars 2023, la mission est prolongée une dernière fois jusqu'au deuxième trimestre 2025[28].
Deux incidents ont coup sur coup perturbé le fonctionnement de Gaia durant le premier semestre 2024. En avril 2024, unmicrométéorite d'un diamètre inférieur à celui d'un grain de sable parvient à transpercer l'enveloppe protégeant l'engin spatial permettant à une lumière parasite (intensité : un milliardième de celle de la lumière arrivant jusqu'à la Terre) d'atteindre les détecteurs CCD et de dégrader dans certains cas les données produites par ceux-ci. Gaia est conçu pour résister aux impacts de micro météorites, qui sont nombreux à cette distance de la Terre, mais la particule qui a occasionné ces dégâts avait à la fois une vitesse très importante et une incidence particulière. En mai 2024, alors que les ingénieurs étaient en train de traiter ce problème, l'électronique contrôlant un des 106 détecteurs CCD a cessé de fonctionner. Malheureusement ce détecteur joue un rôle pivot dans le système de production des données car il permet de confirmer la détection d'étoiles et donc d'éliminer les fausses détections. Privé de ce détecteur, Gaia s'est mis à transmettre des milliers de fausses détections submergeant les systèmes de traitement sur Terre. L'origine de ce problème n'est pas certaine (une anomalie liée au vieillissement n'est pas exclue car Gaia a été conçu pour fonctionner deux fois moins longtemps que son âge actuel). Mais cet événement a coïncidé avec unetempête solaire particulièrement violente qui a éjecté une grande quantité derayons cosmiques, susceptibles de dégrader l'électronique. Pour traiter les conséquences de ces deux incidents, les équipes des différents centres de l'Agence spatiale européenne (ESOC,ESTEC etESAC), du constructeurAirbus Defence and Space et les responsables de la charge utile du consortium Gaia ont travaillé ensemble durant plusieurs mois. Aucune réparation physique ne pouvant être réalisée, ce sont des modifications apportées aulogiciel embarqué, notamment le relèvement du seuil de détection des étoiles, qui ont permis de réduire de manière considérable le nombre de fausses détections. Dans le cadre de ces travaux, les ingénieurs ont effectués différentes optimisations qui permettent de produire des données de meilleure qualité qu'auparavant[29].
Au début de l'année 2025 le satellite a pratiquement épuisé le gaz froid utilisé pour maintenir le satellite en rotation. Compte tenu du rythme de sa consommation (environ 12 grammes par jour) son épuisement est prévu fin janvier 2025. Le consortium décide d'arrêter les mesures le 15 janvier et d'utiliser le gaz restant pour effectuer des tests technologiques destinés à étudier le comportement de certains composants de l'engin spatial et des instruments avec l'objectif d'améliorer l'étalonnage des données recueillies et de contribuer à la conception des futures missions spatiales. Une fois ces tests achevés, Gaia, désormais inactif, quittera son orbite autour du point de Lagrange L2 pour être placé sur une orbite héliocentrique loin de la sphère d'influence de la Terre pour ne pas encombrer les orbites utilisées par les missions actuelles ou futures. Il sera passivé vers mars/avril 2025[3],[30].
Un catalogue intermédiaire couvrant 5 années et demi de mesures devrait être publié en 2026 et le catalogue final exploitant 10 ans et demi de données sera publié à la fin de la décennie[3],[28],[30].
Malgré la sélection effectuée à bord de l'observatoire spatial par les ordinateurs, le satelliteGaia transmet un grand volume de données, estimé à 50 gigaoctets par jour. Les 100 téraoctets[d] de données accumulées en cinq 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 envirgule flottante[31]. Pour mettre au point les traitements permettant de remplir cet objectif, une équipe internationale rassemblant 300 personnes, scientifiques et développeurs informatiques, au sein du Consortium de traitement et d'analyse de données (DPAC) développe des traitements informatiques permettant de transformer les données brutes. Les tâches de développement sont distribuées entre huit 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 àMadrid,Genève,Toulouse (auCNES),Turin, Barcelone etCambridge[32].
Lecatalogue Gaia, synthétisant les résultats obtenus grâce aux données collectées, est publié en plusieurs versions pour permettre aux scientifiques de bénéficier des résultats sans attendre la version finale.
Un premier catalogue intermédiaire d'étoiles, réalisé à partir des données collectées par Gaia durant 14 mois (du au), est publié le. Ce catalogue, baptiséGaia DR1 (Gaia Data Release 1), contient[33] :
La deuxième version du catalogue (Gaia DR2,Gaia Data Release 2) est diffusée le. À partir d'observations effectuées durant22 mois (entre le et le), elle comprend :
Une version préliminaire du troisième catalogue (Gaia EDR3), réalisée à partir des données collectées par Gaia durant34 mois (du au), est publiée le. Elle fournit des données astrométriques et photométriques plus précises queGaia DR2. En moyenne, la précision des parallaxes est ainsi améliorée de 30 % et les mouvements propres sont deux fois plus précis. Ces paramètres sont désormais fournis pour plus de1,45 milliard d'étoiles[37].
La version complète du catalogue,Gaia DR3, publiée en[38], répertorie près de1,8 milliard d'étoiles et indique la luminosité, la couleur, la position et la distance pour1,5 milliard d'entre elles[39]. En plus des données deGaia EDR3, elle comprend la classification de dix millions d'étoiles variables, les systèmes planétaires et des données relatives à 813 000 systèmesbinaires oumultiples[39],[40]. Elle inclut aussi leGaia Andromeda Photometric Survey (GAPS), qui contient les observations photométriques de toutes les sources situées dans un champ d'un rayon de 5,5degrés centré sur lagalaxie d'Andromède[37]. Les données incluent la composition (métallicité) des étoiles et la distribution de lapoussière interstellaire. Enfin, le catalogue indique lemouvement propre de certaines étoiles et le déplacement desastéroïdes duSystème solaire[39].
Une publication de données Gaia couvrant une liste restreinte d'objets célestes spécifiques est publiée sous l'appellation FPR (Focused Product Release) en octobre 2023. Ces résultats sont généralement basés sur les données collectées sur les 34 premiers mois de la mission mais sauf pour les objets du système solaire et les sources de la région de l'amas globulaireOmega Centauri basées sur 66 mois d'observation. Le FPR comprend[41] :
Le quatrième catalogueGaia DR4 doit être publié en 2026. Il exploitera les données collectées durant cinq ans et demi. Il comprendra les résultats astrométriques et photométriques ainsi que les vitesses radiales pour l'ensemble des étoiles. Toutes les solutions disponibles pour les étoiles variables et les étoiles non simples seront fournies ainsi qu'une liste d'exoplanètes. Le cinquième et dernier catalogueGaia DR5, qui exploitera l'ensemble des données collectées jusqu'à la fin de la mission spatiale, sera publié fin 2030 (au plut tôt)[42].
Gaia est un satellite de 2 030 kg au lancement, dont 920 kg pour laplateforme, 710 kg pour lacharge utile, 335 kg d'ergols utilisés par lesmoteurs-fusées chargés des manœuvres jusqu'au début de la phase scientifique de la mission et 60 kg de gaz utilisé par lespropulseurs 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[43],[4].
Gaia comprend trois sous-ensembles[43] :
Laplateforme SVM (Service Module) deGaia, 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 lelanceur et le satellite. Cette structure est réalisée enaluminium avec des cloisons enplastique 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[4].
Gaia dispose d'un système depropulsion 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 huitmoteurs-fusées d'une poussée nominale de 10 Newton modulable entre 6 et 12,5 N. et consommant un mélangehypergolique deUDMH et deperoxyde d'azote. L'impulsion spécifique est de 281 s. Le satellite emporte environ 400 kg d'ergols. Une fois le satellite entré dans sa phase opérationnelle, le système de propulsion liquide est relayé par despropulseurs 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 de310 bar, dans deux réservoirs contenant chacun 28,5 kg d'azote[4]. 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.
Despanneaux solaires, constitués decellules 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 six panneaux représentant une surface totale de 5,5 m2 sont fixés sur le pare-soleil déployé en orbite. L'énergie est stockée dans desbatteries lithium-ion ayant une capacité totale de 60 Ah[4].
L'ordinateur de bord utilise unmicroprocesseurdurciERC32. Il utilise des unités d'entrées-sorties spécialisées pour manipuler legrand 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 depixels desCCD placés au plan focal a nécessité unemémoire de masse d'une capacité exceptionnelle (dans le domaine spatial) de 960 gigabits constituée de 240 modulesSDRAM de 4 gigabits. Le PDHU communique avec ces CCD via 7 bus redondants de typeSpaceWire, ayant chacun un débit de 40 mégabits par seconde[44],[4].
Pour remplir sa mission,Gaia doit utiliser un système decontrôle d'orientation d'une très grande précision et ne générant aucune vibration, ce qui exclut lesgyroscopes mécaniques. Le satellite utilise troisgyromètres à fibre optique pour détecter les changements d'orientation et les variations de vitesse de translation ou radiales. Ce dispositif est complété par desviseurs d'étoiles et troiscapteurs solaires de précision[45].
Du fait des changements d'orientation du satellite, la direction de la Terre est constamment modifiée. Or une antenne à moyengain, 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 uneantenne 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[46],[47]. Elle permet de transmettre environ 1mégabit par seconde en moyenne durant des sessions qui durent environ huit heures par jour[48]. Il faut donc le reste du temps stocker les données collectées alors que le contenu du plan focal représente plusieursgigabits par 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[13]. 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 lestélémesures et recevoir les commandes du sol[45].
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 encompositefibre 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 foisGaia 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[49]. La plateforme rassemble tous les équipements générateurs de chaleur et elle est séparée de la charge utile par des matériaux isolants. Pour limiter lestransferts thermiques parconductivité, la charge utile est fixée sur untore 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 enfibre de carbone renforcé, fixée à la plateforme recouverte d'un isolant multi-couches. Son rôle consiste également à arrêter lesmicrométéorites et à protéger la charge utile du rayonnement externe[4].
Lacharge utile deGaia, 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 deuxtélescopes qui observent dans deux directions différentes formant un angle de 106,5°. Ils sont caractérisés par une ouverture de 1,45 × 0,50 m, unchamp optique de1,7° × 0,6° et une longueur focale de 35 m. Chaque télescope comporte unmiroir primaire d'une superficie de 1,46 × 0,51 m. Les rayons lumineux sont successivement réfléchis par six miroirs. Les trois premiers (M1 à M3 et M'1 à M'3) sont propres à chaque télescope. Les images captées par les deux télescopes sont combinées au niveau du4e 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 106CCD de 4 500 × 1 966 pixels, soit un milliard de pixels en tout, qui transforment lesphotons émis à l'origine par les astres observés en image et en spectre. Les miroirs et le plan focal sont fixés sur unbanc optique en forme detore hexagonal, qui joue le rôle de support pour tous les équipements. Les miroirs comme le banc optique sont réalisés encarbure de silicium. Ce matériau présente l'avantage d'être léger et peusensible aux variations de température. Or la précision des mesures effectuées parGaia dépend en grande partie de la stabilité des dimensions de sa structure[43].
Gaia dispose de trois instruments scientifiques, qui utilisent tous comme détecteurs les CCD placés au niveau duplan focal, mais qui se différencient par les dispositifs optiques (prismes,réseau de diffraction) placés sur le chemin de la lumière collectée par les télescopes :
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 deCCD 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 unegrande quantité de données non porteuses d'information[50],[51].
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 enapesanteur, ou encore les variations thermiques. Les deux CCD inférieurs de la première colonne du plan focal, formant leBAM (Basic Angle Monitor), sont utilisés pour analyser l'image réfléchie par les miroirs M2 et M'2 qui a traversé auparavant uninterféromètre 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 desanalyseurs de front d'onde de typeShack-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 deGaia estiment que l'erreur induite par les changements thermiques, lors de la rotation complète du satellite en6 h, pourrait atteindre un maximum de 6 µas[52],[53].
Les deux colonnes suivantes de CCD sont les « repéreurs d'étoiles » duSM (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). Lelogiciel 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 decontrôle 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[54].
Les neuf colonnes de CCD suivantes, formant l'AF (Astrometic Field), sont utilisées pour déterminer les donnéesastrométriques, c'est-à-dire la position de l'étoile, son vecteur de déplacement et saparallaxe. La première colonne est également utilisée pour confirmer la détection des objets réalisée par lestar mapper. Cela permet d'éliminer notamment les fausses détections liées à l'impact derayons cosmiques sur les CCD dustar mapper. Le nombre de CCD (généralement neuf) que traverse l'image permet d'accroître la quantité d'information accumulée sur chaque objet identifié. Le champ de0,6 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)[55].
L'objet observé traverse ensuite deux colonnes de CCD permettant d'effectuer des observationsphotométriques, 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'environ45 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 deuxspectrophotomètres 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[56],[57].
Enfin l'objet observé traverse trois colonnes de CCD limitées à quatre CCD en hauteur duspectromètre RVS (Radial Velocity Spectrometer), qui fournissent lavitesse radiale des étoiles dont lamagnitude apparente est inférieure à 17. Les rayons lumineux frappant ces CCD ont traversé auparavant unspectroscope à réseau de diffraction, qui décompose la lumière avec unerésolution spectrale moyenne d'environ 11 500. Le spectre observé est limité au procheinfrarouge (entre 847 et 871 nm), ce qui correspond au pic d'intensité lumineuse des étoiles de typeG etK. 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[58],[59].
LesCCD utilisés dans le plan focal sont de typephotodétecteur 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 lesphotons sont transférées depixel en pixel à la même vitesse que la progression de l'image. Chaque CCD dispose de 4 500 lignes et 1 996 colonnes, avec une taille de pixel de 10 × 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'onde 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-réflexion optimisée pour améliorer la réponse au proche infrarouge[60]. 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 degré carré. 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 degré carré[61]
La justification de la mission spatialeGaia découle de plusieurs constats :
La conception deGaia 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 :
| Hipparcos | Gaia | |
|---|---|---|
| Limite demagnitude | 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 |
Selon les modèles simulant le fonctionnement de Gaïa compte-tenu des performances attendues,Gaia devrait contribuer significativement aux thématiques suivantes :
NotreGalaxie, laVoie lactée, est constituée de plusieurs sous-ensembles — disque mince, disque épais,bras spiraux,bulbes etbarres,halos,amas globulaires, zones de formation d'étoiles (pouponnières d'étoiles),amas ouverts[63] — dont les caractéristiques et les composants élémentaires (environ400 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 cinétique (ou angulaire) — 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[64] :
De manière plus générale,Gaia va permettre, pour la première fois, de confronter les modèles de formation des galaxies les plus lumineuses, telles que laVoie 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 lacinématique 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 unpuits gravitationnel dans lequel la majeure partie du gaz qui va les constituer s'est déjà accumulé ? Comment et quand se forme lebulbe galactique[65] ?
Gaia détectera de nombreusesplanètes extrasolaires par la méthode du transit (modification de l'intensité lumineuse d'une étoile lorsqu'une planète passe devant celle-ci) et par astrométrie. Pour les transits, 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 (c'est-à-dire plus brillante que la magnitude 14). À titre d'illustration, lorsqu'une planète de typeJupiter passe devant une étoile de la taille de notre Soleil, la baisse du flux lumineux parvenant de l'étoile est environ de 0,01 magnitude. En se basant sur le nombre actuel de découvertes d'exoplanètes, on estime queGaia devrait détecter en fin de mission environ 6 500 planètes par la méthode des transits[66] et 21 000 parastrométrie[67]. 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[68].
Les instruments deGaia devraient observer plusieurs milliers d'astéroïdes se déplaçant dans laceinture d'astéroïdes entreMars etJupiter. Ils devraient également pouvoir mesurer les caractéristiques de plusieurs milliers degéocroiseurs 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'approchera suffisamment près d'une planète,Gaia mesurera la faible déviation liée aux forces gravitationnelles. On estime queGaia 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[69].
Peu d'objets de laceinture de Kuiper seront visibles parGaia. On ne connaît que 65 objets ayant une magnitude apparente inférieure à 20 - la limite de détection deGaia - et on estime qu'ils constituent 75 % d'entre eux. 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. EnfinGaia pourrait déterminer l'albédo et la masse des objets les plus importants de la classe desCentaures circulant entreJupiter etSaturne[70].
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[71].
La Terre a connu par le passé desextinctions massives, provoquées sans doute par l'impact d'astéroïdes de grande taille. L'origine de ces bombardements pourrait être le passage d'une étoile à proximité dunuage de Oort, qui constitue un réservoir identifié decomètes. 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 parHipparcos ont ainsi permis d'établir que, environ 7 millions d'années auparavant, l'étoileAlgol 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 de Oort et 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[72].
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 laparallaxe. 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 desnuages de Magellan, ce qui constitue d'ailleurs une première. La mesure des distances des objets plus éloignés repose donc sur des moyens indirects. Il s'agit d'objets célestes identifiables en tant que tels, dont la luminosité et donc la magnitude absolue sont connues. Ces objets baptiséschandelles standard sont principalement lescéphéides, les étoilesRR Lyrae et lesSupernovae de type Ia. Mais il existe des incertitudes sur l'homogénéité des différentes catégories d'objets concernés. 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 supernovas. 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)[73] :
Du fait de la présence de la masse du Soleil (et des autres planètes duSystème solaire), on s'attend à unedéflexion 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 larelativité générale :Gaia devrait obtenir une précision de l'ordre de 1–2 × 10−6, fournissant ainsi untest supplémentaire de la relativité générale. D'autres contributions seront possibles avec les objets duSystème solaire (par exemple, avance dupérihélie).
Enfin, grâce aux observations de la luminosité desnaines blanches,Gaia devrait fournir une contrainte quant à une variation (hypothétique) de laconstante gravitationnelle.
En 2017, seulement trois ans après le lancement de Gaia, l'Agence spatiale européenne a lancé une étude sur les caractéristiques d'un successeur de Gaia[74]. Baptisée GaiaNIR cette mission aurait trois objectifs principaux[75] :
Cette mission nécessite des percées technologiques. En effet, les détecteurs infrarouge disponibles ne sont pas adaptés au fonctionnement de Gaia en mode Décalage temporel et intégration (TDI) car ils produisent un bruit de fond trop important[75]. Le lancement de la mission est envisagée vers 2045 (fin des mesures Gaia + 20 ans).
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