◼ Où est Gaia ?
Pour que la mission Gaia atteigne ses objectifs de précision astrométrique, l’orbite du satellite doit être parfaitement connue. Pour cela, sa position par rapport aux étoiles est analysée à l’aide de télescopes de 1m à 2m de diamètre répartis sur Terre, dans le cadre du programme GBOT (Ground-Based Optical Tracking).
La vitesse du satellite, situé à 1,5 million de km de la Terre, au point L2 de Lagrange, doit ainsi être déterminée à 2.5 mm/s près, car les calculs de position des objets du catalogue Gaia doivent tenir compte de la vitesse de l’observateur (rotation et révolution de la Terre) et de celle du satellite.
De même, la position de Gaia sur son orbite doit être connue à 150 m près afin de mesurer au mieux la position d’objets proches comme les astéroïdes.
Exemple de carte du ciel utilisée par les membres du GBOT pour préparer leurs observations. Les symboles rouges et bleus correspondent aux positions prédites du satellite (toutes les 15 minutes), pour la nuit du 4 décembre 2023.
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En 2018, 20 000 d’entre eux avaient été observés par l’équipe GBOT dont 9 000 étaient inconnus.
Depuis 2020, le suivi de Gaia par le GBOT est officiellement utilisé pour la reconstruction de l’orbite de Gaia qui servira à la production des quatrième et cinquième catalogues (dont les publications sont prévues en 2025 et 2030 respectivement).
◼ Cartographie du disque de la Voie lactée : le gaz et les poussières
La connaissance des distances aux étoiles, apportée par Gaia, combinée aux mesures de leurs luminosités et couleurs, produites par Gaia également ou bien mesurées au sol, a rendu possible la reconstruction en trois dimensions des nuages de grains de poussières interstellaires qui obscurcissent et rougissent leur lumière [Vergely et al., 2022 ; Lallement et al., 2022].
On montre ici une coupe dans cette distribution en trois dimensions, au voisinage du soleil. Le plan de coupe est parallèle au plan galactique, le Soleil (cercle noir) est au centre de l’image et le Centre galactique, distant du Soleil d’environ deux fois la largeur de la carte, est vers la droite. Les zones de forte extinction, denses en grains, sont représentées en noir.
La précision des cartes diminue avec la distance au soleil, en raison de la diminution de la densité d’étoiles utilisables en entrée du calcul de reconstruction. Cette carte met en évidence la présence de cavités de diverses tailles vides de poussière, mais ces cavités rendent par là-même délicate l’identification des bras spiraux déduits des étoiles.
◼ Bâtir l’échelle des distances à l’aide des Céphéides
Les Céphéides, des étoiles qui pulsent, sont au cœur de la mesure des distances extragalactiques. En effet, leur période de pulsation, facilement mesurable, est corrélée à leur puissance lumineuse. Cette relation (découverte par l’astronome Henrietta S. Leavitt) permet, en mesurant la période de variation de l’éclat d’une Céphéide (entre 2 et 200 jours) de connaître sa puissance lumineuse. Comme la quantité de lumière reçue décroît avec le carré de la distance, nous pouvons estimer précisément sa distance. Les Céphéides sont intrinsèquement très brillantes (de l’ordre de 10 000 fois la luminosité de notre Soleil). Elles sont donc observables dans des galaxies très lointaines. Mais la relation de Leavitt doit être étalonnée en mesurant directement (sans utiliser la relation elle-même !) la distance d’un échantillon de Céphéides. Le deuxième catalogue de la mission Gaia a grandement amélioré la précision des distances aux Céphéides proches de nous et donc la relation de Leavitt [Breuval et al. 2020].
Sur le diagramme ci-dessus, les Céphéides membres de couples stellaires sont représentées en bleu et celles qui se trouvent dans un amas d’étoiles en rouge.
Mais, pourquoi regarder les Céphéides binaires et dans des amas, plutôt que les étoiles isolées ?
Les Céphéides étant variables, la mesure de leur distance par Gaia est plus délicate que pour les étoiles dont la luminosité est constante. Les compagnons des Céphéides sont identifiés grâce aux mesures de leur vitesse de déplacement sur le ciel par Gaia (Figure ci-dessous) [Kervella et al. 2019].
Les Céphéides présentes dans des amas permettent de mieux estimer leur distance en calculant la valeur moyenne de la distance des nombreuses étoiles de l’amas, qui est plus précise que celle de la Céphéide seule.
La relation période-luminosité des Céphéides, étalonnée par Gaia, a été encore améliorée avec la DR3 en 2022. Cela a confirmé que la vitesse d’expansion actuelle de l’Univers, appelée constante de Hubble, ne correspond pas à celle prédite par le modèle cosmologique standard.
Cette question est encore ouverte aujourd’hui !
| À propos de ce chapitre : Auteurs : Martin Altmann, Christophe Barache, Sébastien Bouquillon, Teddy Carlucci, Pierre Kervella, Rosine Lallement, François Taris Laboratoires de l’Observatoire de Paris : GEPI, LESIA, SYRTE Articles présentant les résultats :
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