GAIA, mission

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.

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[...]