GAIA Suivi Sol P. François 1

GAIA Limites en précision du RVS Astrométrie et Spectroscopie (RVS) RVS : Spectroscopie à moyenne résolution (R=11 500 et intervalle 847-874 nm) Limites en précision du RVS - Vitesse radiale mais pas de métallicité précise pour des étoiles plus faibles que V=12. (only 0.2 dex pour V>12) - Précision limitée des vitesses pour les étoiles les plus faibles =>pas de mesure pour des étoiles avec V>1 - Métallicité avec un précision de l’ordre de 0.2 – 0.4 dex - Abondances limitées à quelques éléments. - Abondances mesurées à partir d’un petit nombre de raies => Nécessité d’un suivi spectroscopique au sol 2

Projets en cours 1 million d’étoiles Triplet du Ca (850-875nm) vaec une résolution de R=10 000. UK Schmidt Telescope (UKST) 1.2 m @ Siding Spring Observatory APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) 100 000 stars Bande H(1.52 to 1.69 microns) avec une résolution de R=20 000 300 fibres - télescope de 2.5m avec un champ de 3°. LAMOST 4 000 fibres sur un champ de 5°. 510-540nm et 830-890 nm avec R= quelques milliers. Télescope dédié de 4m

Projets en cours 5000 redshifts sur un champ de 3° 340 nm à 1130 nm avec R=2300-6000. KPNO 4-m Mayall telescope. HERMES 1.2 million d’étoiles. 4 domaines de longueur d’onde 573, 614, 661, 859 nm (largeur 12 nm - total 50 nm) Résolution 30,000 4m AAT telescope – champ de 2°

Quel instrument pour compléter ces projets ? Abondances Complement d’Hermes ? Vitesses radiales Atteindre des sources plus faibles qu’avec RAVE (halo,bulbe, Amas globulaires) Résolution Supérieure à LAMOST (1000 –10000) 5

Spectroscopie multi-objets Metallicité et abondances pour de nombreux élément (Li, Na,Mg, O, Al, Si, Ca,Ti, Mn, Sc, Co, Sr, Y, Ba) pour des étoiles jusqu’à V=16 Vitesses radiales jusqu’à V=18 (étoiles froides): Vr < 1 km/s 2 domaines spectraux importants: 390.6-449.4 nm & 587.4-672.7 nm @ R=20,000 Performances : S/B=50 pour une étoile de V=16 en 2 heures GYES @ CFHT 4mMOSST @ VISTA ? WEAVE @ WHT ? 6

Spectroscopie multi-objets OBJECTIF : Observation d’un grand nombre d’étoiles (106) !! Haute résolution spectrale : R > 20 000 Grand champ : > 1° Spectrographe à fibres : > 500 Utilisation avec un télescope de la classe des 4m => Rapport S/B=50 pour V=16 en 2 heures 7

Intervalles spectraux

SCIENCE Disque mince ● mesurer le degré d’homogénéité dans différents environnements (bras spiraux /inter-bras, disque externe, barre) ● Contraintes sur l’évolution du disque… en fonction de l’âge des étoiles Formation stellaire (SFR) le long du disque (scenario inside-out) Distribution des abondances chimiques en fonction de l’âge (test de l’infall ) Améliorer les âges des étoiles issus de Gaia avec de meilleurs paramètres atmosphériques V>16 ● gradients d’abondance : mélange radial ? ● recherche et identification de groupes cimématiques et structure du disque mince => marquage chimique ● Améliorer les abondances chimiques obtenues avec GAIA pour les étoiles les plus faibles.

Disque épais ● Lien avec le disque mince et le halo. ● Caractérisation des étoiles loin du voisinage solaire Variation de l’échelle de hauteur des gradient de vitesse et gradient chimique en fonction de la distance galactocentrique. ● Détection d’épisodes d’accrétion, inhomogenéités. Identification de sous-structures ● Evolution chimique de la Galaxie avec âges précis ● Complément des Vrad de Gaia et des abondances chimiques pour les étoiles faibles

Bulbe et Halo Bulbe : Halo : Analyse détaillée du bulbe et contraintes sur les scenarios de formation du bulbe. (Merging de sous-ensembles stellaires et/ou évolution séculaire du Combinaison de cinématiques et de rapports d’abondance ([alpha/Fe]). Halo : Abondances détaillées de plusieurs milliers d’étoiles du halo ! Evolution chimique de la Galaxie pendant les premiers milliards d’années. Recherche et identification des étoiles extrêmement pauvres en métaux ([Fe/H] < -4).

Amas Ouverts 190 amas ouverts! Plusieurs centaines d’étoiles par amas Relation âge-metallicité & histoire chimique du disque mince. Gradients d’abondance le long du disque galactique. Caractérisation chimique des nouveaux amas identifiés par Gaia.

Amas globulaires plusieurs dizaines d’amas observables Dynamique interne :Vr en complement des mouvements propres de GAIA Identification de populations stellaires en fct de l’âge et de la dynamique de l’amas Anomalies d’abondance – Mélange non-standard - Pollution Nouveaux amas identifiés par Gaia : étiquetage chimique Queues de marée et potentiel galactique. GAIA astrometry + BPRP 2000 stars GAIA RVS : 100 stars M30 from Recio-Blanco (2010) plusieurs dizaines d’amas observables

Etoiles variables : Céphéides & étoiles pulsantes Relation période-Luminosité & gradients d’abondance Etoiles chaudes et milieu interstellaire. - Etoiles B/Be et A/Ap - cartographie du milieu interstellaire 16

Stratégie d’observation (Survey GYES) Sélection des cibles à partir du Gaia’s IDR Disque mince/épais: plusieurs directions l et b avec |b| < 30 300 champs Bulbe: autour de l=1, b=-4 ( expositions plus longues) 70 champs Halo : 60° autour du centre galactique 200 champs Amas ouverts: étoiles entre Mv=4.5 et V=16 190 champs Amas globulaires: étoiles entre Mv=4.5 et V=16 33 champs Poses mulitples pour identifier la binarité les étoiles variables. Calibration simultanée avec des étoiles brillantes de référence. Etoiles chaudes et étoiles pulsantes inclues dans les champs. → 275 nuits 55 nuits/an sur 5 ans. 17

Distribution des champs Distribution des champs en coordonnées équatoriales 18

Le complément nécessaire à GAIA : Suivi spectroscopique d’un très grand nombre d’étoiles. Grande base de donnée spectroscopique (haute résolution) pour optimiser le retour scientifique de Gaia. Pas de duplication avec d’autres projets. Coût limité en temps d’observation : - Observations en dehors des nouvelles lunes. - Contraintes faibles sur le seeing et la transparence du ciel. Utilisation optimale des télescopes de 4m à l’aube des ELTs. - Retour scientifique important. - Référence pour les études d’abondances stellaires avec les ELTs 19

Les MEMBRES DU PROJET Frédéric Arenou (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Carine Babusiaux (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Chantal Balkowski (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Olivier Bienaymé (Observatoire astronomique de Strasbourg) Piercarlo Bonifacio (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Danielle Briot (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Elisabetta Caau (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Raymond Carlberg (Department of Astronomy and Astrophysics - University of Toronto) Benoît Famaey (Observatoire astronomique de Strasbourg) Patrick François (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Yves Frémat (Royal Observatory Belgium - Brussels) Ana Gómez (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Misha Haywood (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Vanessa Hill (Département FIZEAU - UMR 6525 Observatoire de la Côte d'Azur) David Katz (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Rolf Kudritski (Institute for Astronomy - University of Hawaii at Manoa) Patrick de Laverny (Département FIZEAU - UMR 6525 Observatoire de la Côte d'Azur) Rosine Lallement (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Bertrand Lemasle (Kapteyn Astronomical Institute - Groningen) Christophe Martayan (ESO - Chile) Denis Mourard (Département FIZEAU - UMR 6525 Observatoire de la Côte d'Azur) Nicolas Nardetto (Département FIZEAU - UMR 6525 Observatoire de la Côte d'Azur) Alejandra Recio-Blanco (Département FIZEAU - UMR 6525 Observatoire de la Côte d'Azur) Noël Robichon (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Annie Robin (Observatoire de Besançon) Myriam Rodrigues (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Frédéric Royer (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Caroline Soubiran (Observatoire de Bordeaux) Catherine Turon (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon) Kim Venn (Department of Physics & Astronomy - University of Victoria) Yves Viala (GEPI - Observatoire de Paris-Meudon )

Vitesses radiales Gaia RVS: 847-874 nm @ R=11,500 Pas de Vr pour des étoiles plus faibles que V=17 Precision faible pour les étoiles du RVS Suivi Spectroscopique au Sol Améliorer la précision pour les étoiles les plus faibles de GAIA Fournir des vitesses radiales pour V>17 pour le plus grand nombre d’étoiles possibles. Radial velocity precision estimates (km/s) for Gaia 23