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Accueil > Recherche > Les Axes et Activités de Recherche > Astrophysique Stellaire > Services d’observation > GAIA > GAIA : la charge utile et les instruments pour la Science

La photométrie

publié le

Le photomètre mesure la distribution de l’énergie spectrale (SED) de tous les objets détectés.

Il répondra à deux objectifs :

- A partir des mesures de la distribution de l’énergie spectrale, les valeurs des paramètres astrophysiques comme la luminosité, la température, la masse, l’âge et les éléments chimiques sont estimés
- Afin de répondre aux exigences de précision dans les mesures en astrométrie, les positions mesurées des centres de gravité doivent être corrigées suite aux écarts chromatiques systématiques induits par le système optique. Ceci n’est possible que par la connaissance de la distribution en énergie spectrale de chaque cible observée, dans la gamme des longueurs d’onde couvertes par les CCDs du champ astrométrique principale ( 320-1000 nm)

Conception

Le photomètre (comme le spectromètre) est intégré dans la fonction astrométrique, en exploitant les mêmes larges orifices collecteurs des deux télescopes. La fonction photométrique est appliquée par l’intermédiaire de deux systèmes optiques à faible dispersion, situés dans le trajet commun des deux télescopes, un pour les courtes longueurs d’onde (BP) et l’autre pour les grandes longueurs d’onde (RP) :

La conception de base utilise un unique élément prismatique en silicium pour chaque photomètre, afin de disperser la lumière collectée tout au long du balayage précédant la détection.

Les prismes sont situés dans la position la plus proche possible du plan focal, dans le but de faciliter la stabilité mécanique du dispositif et également de façon à réduire les zones d’ombre. Ces deux prismes sont fixés à la structure entourant le radiateur du CCD, directement en face de la matrice de détecteurs. Les deux photomètres, BP et RP, ont une barrette CCD dédiée qui couvre le champ astrométrique dans son intégralité dans le sens du balayage.

Précision

La résolution spectrale est une fonction de longueur d’onde liée à la courbe de dispersion naturelle du silicium, la dispersion étant plus élevée aux longueurs d’onde courtes.

Amas des Pléiades
Amas des Pléiades

Les disséminateurs BP et RP sont conçus de façon à ce que les spectres BP et RP aient des tailles similaires (de l’ordre de 30 pixels). Ces spectres BP et RP seront stockés dans des puces. Pour les étoiles brillantes, des fenêtres à simple pixel de résolution sont prévues pour être utilisées en combinaison avec des portes TDI (Transport Data Interface).

L’erreur moyenne en fin de mission dépendra du type d’étoile, de l’ampleur et de la longueur d’onde, et sera typiquement dans la gamme de 10-200 × 10-3 en ampleur.

Article extrait de : http://sci.esa.int/gaia/40129-paylo...