GAIA, mission

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Parallaxe trigonométrique

Parallaxe trigonométrique
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Le satellite Gaia

Le satellite Gaia
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L’activité du satellite Gaia

L’activité du satellite Gaia
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Le mouvement des étoiles sur 400 000 ans

Le mouvement des étoiles sur 400 000 ans
Crédits : A. Brown, S. Jordan, T. Roegiers, X. Luri, E. Masana, T. Prusti and A. Moitinho/ ESA/ Gaia/ DPAC; CC BY-SA 3.0 IGO.

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Le lancement du satellite Gaia, le 19 décembre 2013, par la fusée Soyouz depuis le Centre spatial guyanais (CSG), a constitué une étape essentielle du programme spatial européen puisque c’est la seconde mission de l’Agence spatiale européenne (ESA pour European Space Agency) entièrement dédiée à l’astrométrie, vingt ans après le succès historique d’Hipparcos (1989-1993). La mission Gaia, d’abord envisagée pour une durée minimale de cinq ans, confirme le rôle central tenu par les scientifiques européens dans cette discipline indissociable de la longue histoire de l'astronomie et qui consiste en la mesure des positions, des distances et des déplacements des astres. Les données recueillies, une fois étudiées et analysées, permettront d’établir la plus grande cartographie céleste jamais réalisée, même si elle ne représente que 1 % du contenu de la Voie lactée. Les premiers résultats, exploitant les observations de Gaia obtenues jusqu’en septembre 2015 (quatorze mois de données), ont été présentés le 14 septembre 2016 sous forme d’un catalogue donnant la position de plus d’un milliard d’étoiles et leur distance pour les plus brillantes. Depuis, d’autres catalogues intermédiaires ont été publiés, recensant les caractéristiques des étoiles tout d’abord, mais aussi celles des astéroïdes, des galaxies et des quasars. La version finale, exploitant dix ans de mesures, est attendue autour de 2030. Toutes ces précieuses informations vont permettre de mieux comprendre le fonctionnement de la Voie lactée et des objets qui la composent.

Une mission au service de l’astrométrie

L’objectif principal de la mission Gaia est de recenser près de 2 milliards d’étoiles de la Voie lactée, en donnant leur position précise, leur distance par rapport au Soleil, la valeur de leur déplacement annuel sur le ciel et bien d’autres caractéristiques physiques (température de surface, luminosité, âge, composition chimique, vitesse sur la ligne de visée, etc.). Ces informations sont très précieuses pour la communauté astronomique mondiale, en raison de la nature fondamentale des données recueillies, de la précision des mesures, du nombre d’objets concernés et de la présence de toutes les catégories d’étoiles (jusqu’à la magnitude 20,7 soit une luminosité 700 000 fois plus faible que celle des dernières étoiles visibles à l’œil nu).

La pratique de l'astrométrie remonte à l’Antiquité avec la réalisation des premiers catalogues stellaires en Chine et dans le monde méditerranéen, la description du mouvement des planètes et de la Lune, du mouvement apparent du Soleil et la prédiction des éclipses. Cette branche de l’astronomie a constitué l'activité majeure des observatoires astronomiques (et la raison de leur création) jusqu'à la fin du xixe siècle, avant d'être supplantée par l'astrophysique, qui s’est imposée au xxe siècle. L’astrométrie renaît dans les années 1960, grâce à l’accès à l’espace, avec le tout premier projet de mission spatiale pour l’astrométrie, proposé en 1967 au Centre national d'études spatiales (CNES) par l’astronome français Pierre Lacroute et qui sera baptisé plus tard Hipparcos. C’est à l’astrométrie que l’on doit la preuve du mouvement de la Terre autour du Soleil, de la mise en évidence du mouvement des étoiles et donc de l’affirmation que la sphère céleste, qui semble immuable à l’échelle d’une vie humaine, est en fait le théâtre de changements au cours des siècles.

Les objectifs ultimes de l’astrométrie sont l’établissement d’un système de référence céleste (définition et matérialisation pratique de trois directions d’un trièdre fondamental à partir desquelles on repère tous les astres) et la mesure de la distance des étoiles (par rapport au Soleil) par une méthode purement géométrique, c’est-à-dire sans faire appel à des considérations de nature physique liant la décroissance de la luminosité des astres à leur distance. Les infimes déplacements mis en jeu rendent cette mesure depuis le sol pratiquement impossible à cause de l’atmosphère terrestre venant perturber les rayons lumineux provenant des étoiles. Au-delà de cette détermination des distances, c’est le fonctionnement même des étoiles que l’on cherche à comprendre ainsi que les différentes échelles qui structurent la hiérarchie de l’Univers. Ces interrogations fondamentales sont au cœur de la mission Gaia.

Comment repérer les étoiles sur la sphère céleste ?

La direction d’un objet dans le ciel à un instant donné est déterminée par deux angles équivalents à la longitude et à la latitude sur la Terre. Cela fixe sa position sur la sphère céleste (deux dimensions), sans indiquer si cet astre est proche (une planète du Système solaire, par exemple), relativement éloigné (telle une étoile de notre Galaxie) ou très éloigné (comme un quasar situé à plusieurs milliards d’années-lumière). Donc, pour compléter la position de l’objet dans un espace à trois dimensions, il faut ajouter la distance le long de la ligne de visée. Mais – petite complication… –, les étoiles se déplacent dans l’espace les unes par rapport aux autres et la direction de chaque étoile est variable dans le temps. Deux paramètres supplémentaires sont nécessaires pour caractériser le mouvement d’une étoile sur la sphère céleste, qui correspond au taux de variation annuel des coordonnées angulaires. Ce sont les deux composantes du mouvement propre, exprimées en secondes d’arc par an ou un sous-multiple.

Pour l’étude de la formation et de l’évolution de la Galaxie, la mesure des mouvements propres avec une grande précision est bien plus importante que celle de la position. Mais, en pratique, on ne peut avoir le déplacement sur le plan du ciel qu’à partir de positions précises à différentes époques. La mise en évidence et les premières mesures du déplacement des étoiles ne datent que des années 1750. Jusqu’à cette époque, il était admis que les étoiles conservaient des positions fixes les unes par rapport aux autres, d’où l’expression de la « sphère des fixes » pour désigner la sphère étoilée.

dessin : Parallaxe trigonométrique

Parallaxe trigonométrique

Du fait du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil, les étoiles semblent se déplacer sur le ciel. Leur trajet apparent décrit alors, au cours d'une année, une ellipse (deux exemples sont illustrés ici, avec les ellipses de grands axes AB et CD). L'ellipse est d'autant plus grande que... 

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La distance est le paramètre le plus difficile à mesurer et les instruments à bord de Gaia ont été conçus en premier lieu pour atteindre cet objectif scientifique. Du fait du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil, un observateur sur la Terre se déplace par rapport aux étoiles d’environ 300 millions de kilomètres en six mois. Ce mouvement de faible ampleur comparé aux distances des étoiles induit un effet dit de parallaxe du fait de l’observation d’un objet à distance finie à partir de deux endroits différents. Plus une étoile est proche, plus le changement de direction perçu est important. En effet, une étoile proche se projette sur le fond du ciel dans deux directions très voisines, dont la séparation angulaire est inversement proportionnelle à la distance de l’étoile. La géométrie est élémentaire et toute la difficulté de la mesure résulte du très grand éloignement des étoiles, rapporté à la taille de l’orbite terrestre. C’est en 1838 que l’astronome allemand Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) réalisa la première mesure convaincante d’une parallaxe stellaire, celle de l’étoile 61 de la constellation du Cygne : 0,314 seconde d’arc (correspondant à une distance de 10,5 années-lumière). Quelques dizaines d’étoiles présentent une parallaxe plus grande que 0,1 seconde d’arc, alors que la parallaxe typique d’une étoile du programme Gaia se situe plutôt entre 0,001 et 0,000 1 seconde d’arc. Avec une précision bien meilleure que ce qui est réalisable depuis le sol et pour un très grand nombre d’étoiles, Gaia exploite ce principe géométrique, aboutissant à des distances qui ne dépendent pas d’hypothèses sur la physique des étoiles.

Même si, pour les plus brillantes, on possédait des estimations à partir de leur éclat et leurs caractéristiques physiques, la distance est effectivement mesurée pour la première fois pour plus de 99,99 % des étoiles du programme Gaia : la physique nous donnait une idée de leur éloignement, Gaia est un arpenteur, qui nous fournit la distance.

Le cœur de la mission Gaia est bien l’astrométrie, mais on peut tirer avantage de la mise en orbite d’un télescope astrométrique pour réaliser d’autres observations compatibles avec l’objectif principal et le budget. En fait, ce sont trois missions que l’Agence spatiale européenne a attribuées à Gaia : établir un catalogue astrométrique avec la position des étoiles de notre Galaxie et leur distance par rapport au Soleil ; effectuer un relevé photométrique donnant la luminosité et la couleur des étoiles, ainsi que des propriétés physiques telles que leur température de surface, leur âge ; obtenir, grâce à la spectrométrie, la vitesse radiale (c’est-à-dire la vitesse sur la ligne de visée) des étoiles ainsi que des renseignements sur la composition chimique des plus brillantes d’entre elles. Enfin, certaines de ces grandeurs sont variables sur des échelles de temps de quelques jours à quelques années, et Gaia peut les mesurer à différentes dates afin d’étudier ces variations. Mais d’autres sources que les étoiles sont également reconnues par Gaia, dès l’instant où ce sont pratiquement des points lumineux sur la sphère céleste. Le relevé cueille ainsi au passage plus de 200 000 astéroïdes, des millions de galaxies et presque autant de quasars situés aux confins de l’Univers visible.

Des instruments performants

Pour ne parler que des étoiles, Gaia collecte en continu la lumière visible de près de 2 milliards d’entre elles, dans notre Galaxie, pour en déduire des positions, des vitesses et des distances avec une précision inégalée. Concrètement, à la fin de la mission Gaia, la direction des étoiles sera établie avec une précision équivalente à l'angle sous lequel on verrait l’épaisseur d’un cheveu à une distance de 1 000 kilomètres ou encore une pièce d’un euro placée sur la Lune (à quelque 384 400 km). Pour atteindre cet objectif, cinq années d'observation en continu au minimum sont nécessaires, combinées à un traitement des données d'une ampleur encore jamais réalisée en astronomie.

photographie : Le satellite Gaia

Le satellite Gaia

Sur ce montage et sur fond de la Voie lactée (notre Galaxie), le satellite Gaia se dirige vers le point de Lagrange L2 du système Terre-Soleil, pour remplir les trois missions que lui a assignées l'Agence spatiale européenne. Tout d'abord, l'astrométrie permettra de déterminer la position... 

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Le satellite et ses instruments ont été conçus et construits par Astrium, devenue une composante d’Airbus DS (Defence and Space), en collaboration avec de nombreux partenaires de l’industrie aérospatiale européenne. Une technologie d’instrumentation optique en carbure de silicium, non seulement pour les miroirs, mais aussi pour leur structure porteuse, a été développée pour satisfaire aux exigences de la mission, en précision et en stabilité mécanique du système optique, tout en limitant la masse totale.

La température à bord ne doit pas varier de plus d’un cent-millième de degré dans une journée, au risque d'altérer les performances du système optique. Le satellite est en orbite autour du point de Lagrange L2. C’est un endroit de l’espace où les champs de gravité du Soleil et de la Terre et la force centrifuge et de Coriolis se compensent, offrant un équilibre relatif au satellite. Ce point est constamment aligné sur un axe Soleil-Terre et situé, vu du Soleil, à 1,5 million de kilomètres au-delà la Terre. Il a été choisi en raison de la grande stabilité électromagnétique et thermique de l’environnement. À cette distance, la Terre est un disque de dimension comparable à celui de la Lune vue du sol terrien (0,5 degré de diamètre angulaire) et ne gêne pas les observations.

Le satellite Gaia est équipé de deux télescopes observant dans deux directions séparées de 106,5 degrés, chacun étant doté d’un miroir d’une surface relativement modeste (0,70 m2) au regard des instruments de l’astronomie contemporaine. Ils recueillent la lumière des étoiles et la renvoient sur une mosaïque de capteurs CCD (charge coupled device). Les 106 capteurs comportent au total près d’un milliard de pixels, ce qui en fait le plus gros appareil de prise de vue jamais envoyé dans l’espace, même si sa fonction n’est pas de faire des images photographiques au sens classique, car seule l’information collectée sur les quelques pixels entourant les étoiles détectées est envoyée au sol. Pour une observation dans une direction moyenne du ciel, moins de 1 % des pixels est illuminé à un instant donné. Ce taux peut atteindre 20 % lorsque la ligne de visée se trouve dans le plan de la Voie lactée.

graphique : L’activité du satellite Gaia

L’activité du satellite Gaia

Cette figure donne le nombre de sources détectées chaque jour à bord du satellite Gaia en fonction du temps. Ce dernier est indiqué en jours écoulés depuis le 1er janvier 2014 avec le début des opérations scientifiques le 25 juillet 2014. Gaia détecte quotidiennement, en moyenne,... 

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Gaia tourne sur lui-même à vitesse constante avec une période de six heures, balayant une zone du ciel très étroite à la manière d'un phare sur la mer. À chaque révolution, les télescopes reviennent à peu près dans la même direction, mais avec un léger décalage au-dessus ou en dessous du cercle initial. Ce décalage, répété tour après tour, permet en quelques mois de visiter au moins une fois toutes les régions du ciel et d’enregistrer des informations sur la position de l’ensemble des étoiles considérées par le programme. Au cours des cinq années de la mission, chaque étoile aura été mesurée environ quatre-vingts fois et à des moments différents. Cela permettra de voir son déplacement, lequel est en relation étroite avec sa distance (parallaxe) et son mouvement propre. Chaque jour, environ 60 millions d’étoiles en moyenne sont détectées et mesurées par Gaia, qui envoie, pendant les huit heures en moyenne de connexion avec le sol, 40 gigaoctets de données aux antennes de l’ESA situées en Espagne (Cebreros), en Australie (New Norcia), en Argentine (Malargüe) et éventuellement à des antennes supplémentaires de la NASA en cas d’urgence ou bien si le volume de données est trop important. Par exemple, lorsque Gaia balaye le ciel le long du plan de la Galaxie, il peut détecter plus de 300 millions de sources (étoiles, astéroïdes, galaxies, quasars) en vingt-quatre heures. Les données doivent être envoyées au sol dans la journée qui suit, ce qui nécessite des antennes bien distribuées en longitude sur Terre.

Le traitement des données

Les données reçues sont d’abord acheminées à l’ESOC (European Space Operations Centre) – centre des opérations spatiales de l'ESA, localisé à Darmstadt (Allemagne) – avant d’être remises quelques heures plus tard à un consortium de scientifiques européens sélectionnés par l’ESA. Les premiers traitements informatiques en temps réel débutent avec un contrôle journalier permettant de s’assurer du bon fonctionnement du satellite, de la qualité des mesures et de mettre en forme les données pour les traitements plus globaux effectués sur des cycles de six mois.

Quelque 450 chercheurs et ingénieurs de 25 pays sont réunis dans le Consortium de traitement et d’analyse des données appelé DPAC (Data Processing and Analysis Consortium). Créé en juin 2006, ce dernier a pour rôle de transformer les mesures brutes (photons collectés dans telle direction du ciel à un instant donné) en un ensemble cohérent de données utilisables par les astronomes (positions, distances, éclats, orbites, etc.). L’activité du DPAC est partagée entre des laboratoires de recherche en Europe, un centre de l’ESA en Espagne et six centres informatiques (dont le CNES pour la France) dotés de moyens de calcul spécifiques pour la mission. Dans les laboratoires, les chercheurs et ingénieurs conçoivent et développent les méthodes de traitement, testent les algorithmes et valident les résultats, alors que le traitement effectif des gros volumes de données a lieu dans les centres informatiques. Gaia est de loin la plus grosse opération de calcul jamais réalisée en astronomie.

De nombreux résultats

Les résultats de Gaia découlent de deux processus complémentaires. D’une part, les produits directs de la mission, publiés par l’ESA et le DPAC, proviennent du traitement des données brutes ; ils constituent les catalogues et la base de données mis à disposition du monde scientifique à chaque remise de données. D’autre part, des produits indirects proviennent de l’utilisation de ces catalogues par la communauté astronomique mondiale, c’est-à-dire des milliers de chercheurs. Ces derniers vont prendre certains des résultats directs de Gaia, comme les distances ou les vitesses radiales par exemple, qu’ils combinent à des mesures venant d’autres instruments spatiaux ou de télescopes au sol, opérant dans une autre longueur d’onde ou fournissant des mesures très précises de grandeurs qui ne sont pas accessibles à Gaia, mais qui ne peuvent être exploitées que si l’on connaît la distance ou la vitesse radiale. Toutes les publications issues de ces travaux sont indiquées comme provenant ou ayant fait usage des observations Gaia.

Gaia occupe donc une position singulière dans le monde de la recherche spatiale en raison de cette mission généraliste au service de la communauté scientifique. Cette dimension la distingue d’une exploration planétaire et d’une mission telle que Planck pour lesquelles seuls les chercheurs associés au projet produisent les résultats scientifiques en fin de traitement. Gaia livre des produits (catalogues très complets) mais laisse l’essentiel de l’exploitation scientifique à la communauté. Grâce à ce fonctionnement, Gaia est devenue la plus productive de toutes les missions astronomiques spatiales comparables de l’ESA ou de la NASA en termes de publications. Plus de 1 600 articles ont ainsi été publiés en 2019 et 2020 à partir de la deuxième livraison de données.

La première remise de données

Les premiers résultats, faisant l’objet du catalogue nommé Gaia-DR1 (pour Gaia Data Release 1), ont été présentés le 14 septembre 2016, soit exactement 1 000 jours après le début de la mission scientifique Gaia. Ils ont exploité les quatorze premiers mois d’observations acquises entre la fin de juillet 2014 et septembre 2015. Il a fallu près de deux années – le travail ayant débuté peu après l’acquisition des premières données – pour effectuer et valider ce premier traitement, organiser l’accès à la base de données pour la communauté scientifique et documenter l’ensemble. En plus du recensement de plus d’un milliard d’étoiles, limité dans cette première remise de données à leur position sur la sphère céleste et leur luminosité, un plus petit catalogue – concernant plus de 2 millions d’étoiles brillantes – a donné, pour chacune d’elles, sa position, son déplacement annuel sur le plan du ciel et sa distance avec une précision typique de 0,3 millième de seconde de degré. Par rapport à Hipparcos – satellite pionnier de l’astrométrie spatiale –, on a ainsi multiplié par vingt le nombre d’étoiles dont la distance a été directement mesurée par la méthode trigonométrique, et par trois la précision de ces mesures. Si l’on considère l’impact d‘Hipparcos dans le monde de l’astronomie fondamentale, on comprend déjà, avec cette toute première livraison de données, l’importance de la mission Gaia.

Pour positionner les étoiles, le système de référence utilisé reposait sur la position de 2 000 quasars (galaxies très éloignées et sans mouvement apparent sur le plan du ciel) localisés avec précision pour la première fois dans le domaine visible, et donc accessibles directement à l’immense majorité des astronomes. Avec ces premières données, les objectifs et les performances attendus de cette mission étaient encore loin, mais cette étape a été essentielle pour démontrer la capacité du DPAC à effectuer les traitements au sol.

La deuxième remise de données

Une deuxième livraison de résultats (catalogue Gaia-DR2), effectuée en avril 2018, a concerné le traitement de vingt-deux mois de données portant sur 1,7 milliard d’objets célestes bien identifiés. Toutes les données sont retraitées depuis le début pour chaque cycle de livraison des résultats.

Par ce catalogue, Gaia a permis de connaître les distances de 1,35 milliard d’étoiles, ainsi que leur déplacement annuel sur le plan du ciel. Ces chiffres sont à mettre en regard des 100 000 distances obtenues avec Hipparcos. Pour environ 50 millions d’étoiles – seulement 20 000 pour la mission Hipparcos –, la distance est connue avec une incertitude inférieure à 10 % et permet de conduire des études astrophysiques objet par objet. Au-delà, la précision par source n’est pas suffisante et l’exploitation est de nature statistique sur des collections d’objets, par exemple pour obtenir une distance précise d’un amas d’étoiles (dont toutes les sources sont à peu près à la même distance). Dans ce cas idéal, on peut considérer que la moyenne des distances individuelles est la distance du groupe et son incertitude devient bien plus faible que celle de chacune des étoiles. Ainsi, pour un petit amas d’une centaine d’étoiles, dont les distances sont mesurées avec une incertitude de 10 %, il sera possible d’estimer sa distance à 1 % près.

Le système de référence de ce deuxième catalogue, donnant la direction précise des trois axes de coordonnées sur le ciel pour repérer toutes les sources fixes ou mobiles, repose sur les mesures de position de 556 000 quasars qui sont situés à des distances cosmologiques bien au-delà des frontières de la Voie lactée. C’est la première réalisation de ce type de système dans le domaine visible et les astronomes peuvent voir directement ces sources sur leurs clichés ou dans le champ de leur instrument et en déduire la position de nouvelles sources, par exemple trop faibles pour avoir été détectées par Gaia. Grâce à ces quasars bien visibles, les positions de ces nouvelles sources seront directement compatibles avec le système de coordonnées utilisé par Gaia. Jusqu’ici, le système équivalent comportait 4 000 quasars dont la position était obtenue dans le domaine des longueurs d’onde de la radioastronomie, sans accès direct dans le visible. Il fallait donc des étapes intermédiaires pour déterminer la position de sources mobiles ou de nouvelles sources. Ce résultat de Gaia fait partie des objectifs majeurs de la mission au même titre que la mesure des distances.

Pour chacune des 1,7 milliard de sources, Gaia fournit également la valeur de son éclat (la magnitude) avec une précision de l’ordre de quelques millièmes de magnitude. La couleur, une signature astrophysique importante des étoiles très liée à leur température, est obtenue pour 1,4 milliard d’étoiles.

Pour les étoiles les plus brillantes (7,2 millions), le catalogue Gaia-DR2 donne la vitesse le long de la ligne de visée (vitesse radiale). Combinée aux mouvements propres sur le ciel et à la distance, on a donc accès à la vitesse de ces sources dans l’espace à trois dimensions. On peut ainsi déterminer les positions des étoiles proches dans le passé et le futur sur plusieurs millions d’années et étudier les passages stellaires proches du système solaire.

Gaia-DR2 contient également les premières estimations des paramètres physiques des étoiles – la température, le rougissement, la luminosité – pour environ 100 millions de sources. Bien entendu, avec seulement vingt-deux mois d’observations, les incertitudes sont encore larges mais vont se réduire avec les livraisons de données suivantes.

La troisième remise de données

La remise des données Gaia-DR3 a été scindée en deux livraisons : le catalogue astrométrique (EDR3, E pour early) a été présenté le 3 décembre 2020 ; les autres produits dévoilés en 2022 concernent la spectroscopie, les objets du système solaire, les caractéristiques physiques des étoiles et leur variabilité, les étoiles doubles, les galaxies, les quasars… Gaia-DR3 exploite les données obtenues sur trente-quatre mois (de juillet 2014 à mai 2017), soit 57 % de la durée de la mission nominale de cinq ans.

Le catalogue contient 1,8 milliard de sources et correspond à la population que Gaia peut atteindre à la magnitude 20,7. Ce nombre ne devrait pas subir de changement majeur avec les exploitations sur des durées plus longues. Les distances et les mouvements propres sont obtenus pour 1,45 milliard d’étoiles et la couleur est donnée pour 1,55 milliard de sources. Par rapport aux données de Gaia-DR2, la qualité des mouvements propres s’est améliorée selon un facteur deux. Le système de référence construit à l’aide des quasars, comme pour la Gaia-DR2, comprend désormais 1,6 million de sources extragalactiques de référence, soit en moyenne près de 40 sources par degré carré sur le ciel.

Le traitement des données spectroscopiques dans la Gaia-DR3 donne les vitesses radiales pour 35 millions d’étoiles – à comparer aux 500 000 connues avant Gaia. De quoi démontrer la grande productivité d’un relevé spatial comparé à l’utilisation du temps de télescope au sol.

Concernant les mesures photométriques (permettant d’étudier l'intensité lumineuse des astres et sa variabilité), Gaia est le plus grand pourvoyeur de l’histoire de l’astronomie en données sur les étoiles d’éclat variable. Les chercheurs du DPAC déterminent simultanément le placement de chaque objet dans une classe de variabilité. À partir de l’analyse de 230 milliards de mesures distribuées dans le temps, on trouve 14 millions de sources variables (étoiles, galaxies) réparties dans 25 types de variabilité. Une véritable mine d’or pour les spécialistes du domaine pour de longues années. À partir de 2025 (remise des données Gaia-DR4), les mesures individuelles obtenues à chaque passage devant les télescopes de Gaia seront également publiées. Cela permettra aux chercheurs d’appliquer leurs propres modèles de variabilité et aussi de combiner les mesures de Gaia aux mesures similaires archivées au sol depuis des décennies.

Les nombres sont tout aussi impressionnants pour les caractérisations des propriétés physiques des étoiles avec la température, le rougissement, l’abondance en métaux et la gravité de surface pour plusieurs centaines de millions d’étoiles, la composition chimique détaillée pour près de 4 millions d’étoiles brillantes. Il faut par ailleurs mentionner une carte couvrant l’ensemble du ciel donnant le taux d’absorption de la lumière par la matière interstellaire.

Le système solaire n’est pas en reste, avec l’observation répétée d’environ 200 000 astéroïdes, principalement logés entre les orbites de Mars et de Jupiter. Environ 3 millions de positions de grande précision sont disponibles dans le catalogue Gaia-DR3 et seront intégrées dans la base de données internationale du Centre des planètes mineures de Harvard. Les 150 000 orbites associées à ces mesures sont pour une très grande part les meilleures jamais calculées pour ces objets.

Avec cette troisième livraison de données, on s’approche des objectifs de la mission en termes de précision et d’objets observés. Bien entendu, tout cela est encore loin d’être complet et il faudra patienter quelques années pour bénéficier de toutes les potentialités de cette mission.

Quelques résultats emblématiques

La mission Gaia n’a pas été pensée comme un programme de découvertes, mais comme un relevé général pour l’astrophysique visant à collecter des données fondamentales sur la Voie lactée et ses composantes de façon continue, systématique, homogène et avec une précision jamais atteinte pour la majorité des sources détectées. Une mesure isolée n’est que de peu d’utilité hors d’un traitement global combinant de multiples observations du même objet à autant d’observations d’autres sources situées dans des directions bien différentes. La grande valeur de Gaia se trouve dans la multitude et non dans l’individuel et il faut savoir être patient pour en tirer tous les bénéfices scientifiques. Cependant, l’exploitation par le DPAC et la communauté astronomique a déjà conduit à des résultats remarquables. Les quelques exemples pris ci-dessous montrent l’impact de Gaia dans différents domaines de l’astronomie.

Le passé agité de la Voie lactée

Notre Galaxie, la Voie lactée, est le fruit d’une histoire compliquée dont il est difficile de connaître les détails. Gaia a permis de lever un coin du voile avec la découverte de la capture (accrétion), par la Voie lactée, il y a 8 à 11 milliards d’années, d’une galaxie naine. Cette dernière a dispersé des étoiles dans le halo entourant notre Galaxie et a profondément modifié le disque galactique. Ces étoiles se sont ensuite diluées dans la Voie lactée et aucune trace de cet événement n’est visible directement dans la distribution spatiale des étoiles. Mais, si l’on se place dans l’espace des vitesses, en ajoutant des informations sur la composition des étoiles (notamment leur contenu en métaux, c’est-à-dire en atomes plus lourds que l’hydrogène et l’hélium), alors on retrouve la trace de cette capture. Certaines étoiles de la galaxie naine sont même bien identifiées par leur orbite très éloignée d’une trajectoire quasi circulaire. On retrouve également plusieurs amas globulaires, des groupes assez compacts pouvant rassembler jusqu’à plusieurs millions d’étoiles, provenant de cette fusion de galaxies et que l’on reconnaît par leur composition chimique. Cette petite galaxie (grossièrement 1/10 de la Voie lactée) a été appelée Gaia-Encelade, avec un clin d’œil à la mythologie grecque, puisque le géant Encelade est le fils de Gaia – la Terre – et d’Ouranos – le Ciel.

Découverte de nouveaux amas d’étoiles

Les étoiles naissent par groupe à partir de nuages moléculaires géants qui s’effondrent sur eux-mêmes. Plusieurs centaines ou milliers d’étoiles sortent de cette « nurserie » à peu près en même temps, avec des masses diverses, mais avec des compositions chimiques très voisines. Au fil du temps, le nuage se disperse et, après quelques centaines de millions d’années, il est difficile d’identifier les membres d’un même groupe dans le ciel, l’amas initial étant devenu un amas ouvert avec les membres d’une même « fratrie » bien séparés les uns des autres et mélangés à d’autres étoiles sans lien avec ce groupe. Cependant, les membres d’un même groupe ont conservé les marques de leur origine commune par l’âge des étoiles, leur vecteur vitesse (la direction et le module de la vitesse) et leur abondance en métaux. Depuis plus de deux siècles, les astronomes se sont efforcés d’identifier ces amas et les étoiles qui les composent. Des méthodes fondées sur l’intelligence artificielle (AI) ont été appliquées pour explorer l’énorme base de données produite par Gaia afin de rechercher les objets semblant appartenir aux mêmes familles. Trouver quelques amas nouveaux était attendu, mais augmenter de 50 % l’effectif déjà catalogué a constitué une véritable surprise. Dès la première livraison de données (Gaia-DR1), un amas ouvert bien visible par la concentration d’étoiles a été détecté autour de Sirius, l’étoile la plus brillante de notre ciel, dont l’éclat avait empêché auparavant cette détection. Des observations au sol adaptées ont ensuite confirmé cette découverte de Gaia.

L’accélération du système solaire

Gaia mesure le mouvement et la distance des étoiles de notre Galaxie, mais il voit bien plus loin. Là-bas, bien à l’extérieur de la Voie lactée, Gaia mesure également la position des quasars – des galaxies compactes visibles comme des étoiles tant leur distance efface toute structure à nos yeux. Compte tenu de la masse des étoiles de la Galaxie, le mouvement du Soleil ne s’effectue pas en ligne droite, mais est courbé vers le centre de celle-ci. En première approximation, on peut considérer qu’il suit une trajectoire circulaire et donc que la direction de sa vitesse change à tout instant : c’est un mouvement accéléré. S’il est difficile de mesurer par l’astrométrie la vitesse du système solaire autour du centre de la Voie lactée, par rapport à ces repères distants, il est paradoxalement possible de détecter la variation de cette vitesse, c’est-à-dire l’accélération du système solaire.

Le phénomène physique permettant la détection de cette accélération est l’aberration de la lumière, bien connue depuis le xviiie siècle, mais dont la compréhension n’est intervenue qu’avec la théorie de la relativité restreinte d’Albert Einstein en 1905. Si deux observateurs – l’un placé au centre de la Galaxie, l’autre au centre du système solaire – pouvaient communiquer leurs mesures, ils constateraient que les positions des quasars de leurs catalogues respectifs sont décalées d’environ 150 secondes de degré. Ce phénomène n’est pas lié au fait qu’ils observent à partir de deux endroits différents – ce n’est pas un effet de parallaxe, les quasars étant bien trop lointains –, mais est dû au fait qu’ils sont en mouvement l’un par rapport à l’autre avec une vitesse de l’ordre de 200 kilomètres par seconde. L’aberration de la lumière, et donc la propagation de la lumière à vitesse finie, est responsable de cet écart entre les positions.

Malheureusement, on ne peut réaliser pratiquement cette expérience… Les quasars sont là où nous les observons, en dépit du fait qu'un autre observateur (en mouvement par rapport à nous) arriverait à d’autres positions. Mais on peut profiter du déplacement du Soleil autour du centre galactique pendant quelques années pour effectuer deux mesures, chacune située à une extrémité d’un petit arc d’orbite, comme s’il y avait deux observateurs. Les deux vecteurs vitesses ne sont pas tout à fait parallèles et l’effet d’aberration n’est pas le même aux deux époques d’obtention de la mesure. Le changement en direction de la vitesse du système solaire se traduit alors dans le ciel par un déplacement apparent des quasars, alors que du fait de leur distance ils devraient demeurer fixes.

C’est ce phénomène que l’on a pu déceler avec Gaia pour la première fois dans le domaine visible et de manière tout à fait convaincante. Ce résultat montre que cette accélération est compatible avec un mouvement du Soleil autour du centre de la Galaxie, mais ne peut exclure une autre composante d’accélération plus faible vers un amas de galaxies par exemple. Pour rester dans l’analogie historique, la découverte de l’aberration de la lumière en 1726 par l’astronome anglais James Bradley a apporté la première confirmation directe du mouvement de la Terre autour du Soleil, ce dont aucune personne cultivée ne doutait à l’époque. Avec cette mesure de l’accélération du système solaire, Gaia confirme que le système solaire est en mouvement autour du centre galactique, un fait accepté par la communauté des astronomes mais dont il était difficile d’apporter une preuve directe.

Un fourmillement d’étoiles en mouvement

photographie : Le mouvement des étoiles sur 400 000 ans

Le mouvement des étoiles sur 400 000 ans

Ce document retrace le déplacement de 40 000 étoiles proches sur une durée de 400 000 ans dans le futur. Chaque ligne correspond au mouvement d'une étoile calculé à partir des mesures astrométriques et spectrométriques obtenues par le satellite Gaia. 

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La remise de données Gaia-EDR3 repose sur près de trois années supplémentaires de mesures, conduisant à une amélioration importante de la connaissance du mouvement des étoiles par comparaison à la livraison Gaia-DR2. Connaissant la distance et la vitesse radiale, il est possible de déterminer avec une bonne précision le mouvement des étoiles dans l’espace à trois dimensions et ainsi de calculer en continu, sur quelques centaines de milliers d’années tant dans le passé que le futur, les positions des étoiles. On a ainsi pu reconstituer la trace du déplacement de 40 000 étoiles – situées à moins de 350 années-lumière, donc tous relativement proches du Soleil – sur quatre cent mille ans. Si, à première vue, le rendu de ces traces ressemble plus à une vitre rayée ou aux toiles diffuses de certaines familles d’araignées, il est néanmoins possible de distinguer des structures, des déplacements de différentes dimensions. Mais il s’agit là avant tout d’une illustration frappante de la complexité de ces mouvements pris dans leur ensemble et donc de la difficulté à saisir l’ordre caché qui les régit. Avant Gaia, les déplacements annuels des étoiles représentées sur la figure n’étaient pas tous connus et, surtout, cette information, lorsqu’elle existait, était limitée au mouvement angulaire sur le plan du ciel, une quantité insuffisante pour estimer le mouvement réel des étoiles dans l’espace à trois dimensions pendant plus de dix mille ans.

Une mission étendue à plusieurs reprises

La mission Gaia a été conçue et approuvée pour une durée de cinq années d’observation en continu (mission dite nominale), avec une possibilité d’extension d’une année. Cela signifie que les consommables à bord ont été dimensionnés pour permettre un fonctionnement de six ans, mais que cette sixième année devait faire l’objet d’une décision de financement de la part de l’ESA et des institutions dont dépendent les équipes du DPAC.

La mission scientifique a débuté le 25 juillet 2014 avec la mise en route du programme de balayage régulier du ciel et la transmission des données brutes aux centres de traitement du DPAC. Cette phase de la mission prolongée d’une année a pris fin le 19 juillet 2020, lors d’une manœuvre de correction d’orbite importante impliquant une interruption de plus d’une journée.

Dès 2017, les équipes scientifiques avaient déjà soumis à l’ESA une demande d’extension de la mission justifiée par un retour scientifique bonifié, en particulier pour la détection des planètes extrasolaires, les systèmes d’étoiles multiples, la stabilité du système de référence, la cinématique globale de la Voie lactée et les orbites des objets du système solaire. La qualité de la détermination des distances stellaires s’améliore également, mais très lentement, et ne pouvait à elle seule justifier une extension de la mission qui implique des coûts importants.

L’ESA a approuvé deux phases d’extension, la première jusqu’à la fin de 2020 et une deuxième pour deux années supplémentaires couvrant les opérations jusqu’à la fin de 2022. De plus, le comité scientifique de l’ESA a donné une indication favorable pour la période 2023-2025, date ultime prévisible pour l’épuisement des gaz utilisés pour contrôler la rotation du satellite sur lui-même, soit finalement une durée de fonctionnement bien supérieure aux six années prévues au départ dans les spécifications du satellite. Clairement, les marges de sécurité ont été importantes et la faible activité solaire durant cette période (entraînant une consommation de carburant plus faible pour le satellite) a joué en faveur de Gaia.

La mission d’observation ne devrait donc s’achever qu’en 2025 lorsqu’il ne sera plus possible de contraindre le balayage du ciel après épuisement du gaz froid à bord. Les instruments seront alors mis en mode veille et les opérateurs de l’ESOC allumeront une dernière fois les moteurs à propulsion chimique afin de libérer une place convoitée autour du point de Lagrange L2 pour de futures missions. Gaia sera placée en orbite solaire et s’éloignera de L2 pour une durée qui, à l’échelle humaine, s’apparente à l’éternité.

Il restera alors cinq années aux équipes du DPAC pour traiter les 120 à 130 mois d’observations (au lieu des 60 mois prévus initialement) et fournir une ultime livraison des résultats de Gaia autour de 2030. Cette moisson de données occupera les chercheurs pendant quelques dizaines d’années.

—  François MIGNARD

Bibliographie

F. Mignard, « Astronomical distance scales », in Comptes rendus Physique, vol. 20, no 1-2, pp. 140-152, 2019 (https://doi.org/10.1016/j.crhy.2019.02.001)

F. Mignard & C. Martin, « Hipparcos, satellite chasseur d'étoiles », in Pour la science, no 235, pp. 70-77, 1997

C. Turon & F. Arenou, « Gaia. Deux ans à L2 », in L’Astronomie, vol. 130, no 93, pp. 28-35, 2016

T. Prusti, « The promises of Gaia », in Astronomische Nachrichten, vol. 333, no 5-6,‎ pp. 453-459, 2012

M. Perryman, « The history of astrometry », in The European Physical Journal H, vol. 37, no 5, pp.745-792, 2012.

Sites Internet

CNES (Gaia), https://gaia-mission.cnes.fr/

ESA (Gaia), http://sci.esa.int/gaia/ (général) ; https://www.cosmos.esa.int/web/gaia (scientifique) ; http://gea.esac.esa.int/archive/ (données)

Observatoire de Paris (Gaia), http://gaia.obspm.fr/

Écrit par :

  • : directeur de recherche émérite au CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur, Nice

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Voir aussi

Pour citer l’article

François MIGNARD, « GAIA, mission », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 10 mars 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/gaia-mission/