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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

Le spectromètre

publié le

L’objectif principal du Radial Velocity Spectrometer de Gaia (RVS) est l’acquisition des vitesses radiales. Les vitesses de déplacement des objets stellaires le long de l’axe de visée compléteront les mesures de mouvements fournies par l’instrument astrométrique. À cette fin, l’instrument obtiendra des spectres dans la bande proche infrarouge [847-874 nm] avec une résolution spectrale (ou pouvoir de séparation) de 11 500.

La gamme de longueur d’onde du RVS, de 847 à 874 nm, a été choisie pour coïncider avec les pics de distribution d’énergie des étoiles de type G et K, qui sont les objets d’étude les plus abondants pour le RVS.

Pour ces étoiles de type tardif, les intervalles de longueur d’onde affichent, outre de nombreuses raies faibles qui sont principalement du Fe, Si et Mg, trois fortes raies de calcium ionisé (à environ 849,8, 854,2, et 855,2 nm). Les lignes de ce triplet permettent de déterminer les vitesses radiales, même avec des rapports signal/bruit modestes.

Dans les étoiles de type précoce, les spectres du RVS peuvent contenir des raies faibles tels que le Ca II, He I, He II, et NI, mais ils seront généralement dominés par des raies d’hydrogène de la série de Paschen.

Conception et mode opérationnel

L’instrument RVS est un spectrographe dans le proche infrarouge, à résolution moyenne, à champ intégral dispersant toute la lumière entrant dans le champ de vision. Il est intégré avec les fonctions astrométriques et photométriques et utilise les deux télescopes communs.

Le RVS utilise la fonction de cartographie du ciel (Sky mapper) pour la détection et la validation d’objets. Les objets seront sélectionnés pour l’observation par le RVS, sur la base des mesures effectuées auparavant dans le photomètre (Red photometer detector). La lumière des objets provenant des deux directions d’observation des deux télescopes, se superpose sur les CCDs du RVS.

La dispersion spectrale des objets dans le champ de vision est réalisée au moyen d’un module optique physiquement situé entre le dernier miroir de télescope (M6) et le plan focal. Ce module contient quatre lentilles - dioptriques, prismatiques, de forme sphérique, en silice fondue - qui corrigent les principales aberrations du champ hors de l’axe du télescope. Le module RVS dispose d’une unité de grossissement qui permet à la distance focale effective du RVS d’être égale à 35 m.

Location of the RVS optical module and detectors. Image courtesy : EADS Astrium
Location of the RVS optical module and detectors. Image courtesy : EADS Astrium

La dispersion spectrale est orientée dans le sens du balayage. Un filtre passe-bande dédié limite le débit en sortie du RVS à la gamme de longueur d’onde souhaitée.

La partie RVS du plan focal de Gaia contient des CCD de type 3 sur 4. Chaque source sera généralement observée une quarantaine de fois au long de la mission de 5 ans. Les lignes CCD du RVS sont alignées avec les lignes CCD astrométriques et photométriques. La semi-simultanéité des données de transit astrométriques, photométriques et spectroscopiques qui en résultera, sera avantageuse pour les analyses de la variabilité, les alertes scientifiques, les binaires spectroscopiques, etc... Tous les CCD du RVS sont exploités en mode TDI (intégration temporisée).

Il est généralement prévu que le RVS puisse traiter des densités dans le ciel allant jusqu’à 40 000 objets/deg-2.

Traitement des données au sol

Les vitesses radiales seront obtenues par corrélation croisée des spectres observés soit avec un modèle, soit avec un masque. Une première estimation des paramètres atmosphériques des sources, dérivés des données astrométriques et photométriques, sera utilisée pour sélectionner le modèle ou le masque le plus approprié. Des améliorations itératives de cette procédure sont prévues.

Pour les étoiles dépassant en brillance les 15 de magnitude, il sera possible d’obtenir des vitesses radiales à partir de spectres obtenus au cours d’un seule transit dans le champ de vision. Pour les étoiles plus faibles, allant jusqu’à environ 17 de magnitude, l’exploitation de la quarantaine de spectres de transit recueillis en moyenne pour le même objet au cours de la mission, permettra la détermination des vitesses radiales moyennes.

Les paramètres atmosphériques seront extraits de spectres observés, en comparant ceux-ci avec une bibliothèque de spectres d’étoiles de référence, et en utilisant, par exemple, les méthodes de distance minimale, les analyses en composantes principales, ou des approches du type réseau de neurones. La détermination des paramètres de la source observée, s’appuiera également sur ​​les informations recueillies par les deux autres instruments : les données astrométriques contraindront les gravités de surface, tandis que les observations photométriques fourniront des informations sur de nombreux paramètres astrophysiques.

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