Cele naukowe misji są bardzo obszerne i multidyscyplinarne, często wzajemnie przenikające się. Obejmują takie zagadnienia jak: struktura przestrzenna i dynamika Galaktyki; historia formowania się gwiazd w Galaktyce; ogólna astrofizyka gwiazd; gwiazdy zmienne; gwiazdy podwójne i układy wielokrotne; brązowe karły i pozasłoneczne układy planetarne; astronomia pozagalaktyczna; radiowy i optyczny układ odniesienia dla współrzędnych astronomicznych; małe ciała Układu Słonecznego; oraz podstawowe teorie fizyczne.
Podstawowym celem naukowym misji jest zebranie informacji o charakterystykach fizycznych, kinematyce i rozkładzie przestrzennym gwiazd w Galaktyce jaki całości. W tym celu na podstawie zebranych danych wykonane zostaną trzy oszacowania: ocena zawartości dużego, reprezentatywnego fragmentu Galaktyki; ilościowe określenie parametrów obecnej struktury Galaktyki; oraz oszacowanie ruchów zareejstrowanych obiektów w trzech wymiarach w celu poznania rozmieszczenia pół grawitacyjnych i orbit gwiazd. Pomiary astrometryczne dosatrczą niezależnych od modeli wartości odległości do poszczególnych obiektów i ich parametrów kinematycznych w kierunku poprzecznym. Pomiary szybkości radialnych i dane fotometryczne uzupełnią informacje kinematyczne. Fotometria, po odpowiednim skalibrowaniu na podstawie informacji astrometrycznych i astrofizycznych pozwoli na określenie stopnia tłumienia światła gwiazd przez materię międzygwiazdową, co w kombinacji z danymi astrometrycznymi umożliwi określenie ich absolutnych jasności, funkcji rozkładu przestrzennego, oraz składu chemicznego i wieku. Pomiary szybkości radialnych uzupełnią informacje kinematyczne pozwalając na określenie ruchów gwiazd, rozkładu pół grawitacyjnych oraz rozmieszczenia niewidocznych mas. Wszystkie te informacje umożliwią pełne zrozumienie dynamiki i struktury Galaktyki, a w konsekwencji poznanie szczegółów procesu jej formowania się i historii jako przykładu typowej galaktyki spiralnej.
Historia formowania się gwiazd w Galaktyce jest centralnym punktem programu naukowego misji, ściśle związanym z badaniami struktury Drogi Mlecznej. Zostanie ona opisana na podstawie oszacowania ewolucji tempa formowania się gwiazd w czasie oraz ogólnej liczebności gwiazd w wybrzuszeniu centralnym, dysku galaktycznym, otoczeniu Słońca, dysku zewnętrznym oraz halo galaktycznym (tam również gromad kulistych). Informacje te, w połączeniu z danymi o parametrach kinematycznych gwiazd oraz z danymi na temat zawartości pierwiastków chemicznych w gwiazdach (pochodzącymi również z innych programów) pozwolą na pełne odtworzenie historii Galaktyki. Duże galaktyki spiralne są bardzo pospolite, dominują w całkowitej ilości światła produkowanego we Wszechświecie. Tak więc określenie relatywnego tempa formowania się gwiazd w Drodze Mlecznej pozwoli na wykonanie pierwszego ilościowego testu modeli opisujących formowanie się typowych galaktyk. Pozwoli to na stwierdzenie czy duże galaktyki formują się poprzez akumulację wielu mniejszych w których trwają procesy gwiazdotwórcze; czy aktywność gwiazdowtórcza rozpoczyna się po zebraniu większości gazu obecnego w galaktykach; czy wybrzuszenie centralne tworzy się przed, po, czy też równocześnie z uformowaniem dysku wewnętrznego i halo; czy grube dyski galaktyczne są złożone z dysku pierwotnego i materii z galaktyk wchłoniętych później; czy w galaktykach istnienie gradient radialny w wieku starszych gwiazd; a także czy historia formowania się gwiazd jest relatywnie stabilna czy też występują epizodyczne okresy intensywnej aktywności gwiazdowtórczej.
W przypadku badań fizyki gwiazd misja dostarczy niezwykle dokładnych pomiarów odległości do gwiazd wszystkich typów i wchodzących w skład wszystkich populacji wystękujących w Galaktyce. Nie ominą one również gwiazd ewoluujących bardzo szybko, występujących w bardzo niewielkich ilościach w okolicach Słońca. Wraz z pomiarami fotometrycznymi pozwoli to na porównawcze skalibrowanie wszystkich części diagramu Hertzsprunga-Russella, od gwiazd znajdujących się w fazach ewolucji poprzedzających wejście w ciąg główny, poprzez wszystkie fazy pośrednie aż do białych karłów. Badane będą gwiazdy o wszystkich masach, od brązowych karłów do masywnych obiektów typu O i wszystkie typy gwiazd zmiennych; wszystkie możliwe konfiguracje układów wielokrotnych (również z brązowymi karłami i masywnymi planetami); wszystkie standardowe znaczniki odległości itp. Fotometria dostarczy informacji na temat temperatur i poczerwienienia najstarszych gwiazd (przydatnych do śledzenia struktury ramion spiralnych oraz badań nad problemami związanymi z poczerwienieniem starych gwiazd), temperatur i częstości występowania gwiazd nie osiągających dużego wieku, oraz jasności gwiazd przy których pomiary paralaks są obarczone dużymi błędami. Taki obszerny zestaw danych o bezprecedensowej dokładności zapoczątkuje nową fazę badań formowania się i ewolucji gwiazd oraz Galaktyki jako całości. Przyczyni się też do uściślenia skali odległości we Wszechświecie. W cel zrekonstruowania historii Galaktyki konieczne jest określenie udziału poszczególnych typów gwiazd z dokładnością około 0.2 dex i określenie ich temperatur efektywnych z dokładnością około 5%. Taka dokładność pozwoli na rozróżnienie gwiazd wchodzących w skład różnych populacji (cienkiego dysku, grubego dysku i halo). Określenie częstości występowania gwiazd bogatych w żelazo będzie kluczowe dla prześledzenia ewolucji chemicznej Galaktyki. Dla kilkuset gwiazd określona zostanie jasność całkowita. Zostanie to ociągnięte poprzez wyznaczenie jasności w szerokim paśmie spektralnym (tzw jasność w paśmie G) przy uwzględnieniu paralaksy i absorpcji światła przez materię międzygwiazdową. W tym celu zasadnicze dane z misji (amplituda obrazów gwiazd w polu obserwacji astrometrycznych) zostaną poddane rygorystycznej kalibracji. Pomiary paralaks gwiazd będą bardzo istotną stałą używaną podczas testowania modeli gwiazd wyprowadzonych z danych astrosejsmologicznych zebranych przez misje MOST (Microvariability and Oscillations of Stars, umieszczony na orbicie okołoziemskiej 30.06.2003 r), COROT (Convection Rotation and Planetary Transits, umieszczony na orbicie okołoziemskiej 27.12.2006 r i użytkowany do 24.06.2013 r) i Kepler (umieszczony na orbicie okołosłonecznej 07.03.2007 r) oraz obserwacje naziemne. Pozwolą one na określenie jasności całkowitych i mas gwiazd używanych w modelach astrosejsmologicznych. Tym samym przyczynią się do badań struktury gwiazd - wielkości ich jąder określających ilość materii dostępną dla reakcji termojądrowych, wewnętrznej dyfuzji pierwiastków, oraz właściwości zewnętrznych warstw konwekcyjnych. W tym ostatnim przypadku ulepszone zostaną modele konwekcji niemiejscowej dla wnętrz gwiazd. Obecnie nadal używane są głównie klasyczne modele konwekcji poprawne tylko dla gwiazd ciągu głównego. Dane z misji przyniosą też istotne rezultaty w przypadku białych karłów. Pozwolą na przetestowanie teoretycznej zależności pomiędzy masą i promieniem gwiazd tego typu. Porównanie modeli teoretycznych z obserwowanymi parametrami białych karłów w układach podwójnych umożliwi uściślenie zależności pomiędzy masą gwiazd przed odrzuceniem zewnętrznych warstw a masą późniejszego białego karła. Obserwacje białych karłów w otoczeniu Słońca (około 5% gwiazd w odległości do 10 pc) pozwoli na nałożenie precyzyjnego ograniczenia na wiek gwiazd w tym regionie, określony na podstawie modelu stygnięcia białych karłów. Ponadto wyróżnienie poszczególnych populacji białych karłów w Galaktyce nałoży ograniczenia na modele ewolucji Drogi Mlecznej.
Wielkoskalowy przegląd fotometryczny gwiazd obejmie gwiazdy zmienne praktycznie wszystkich typów, w tym klasyczne zmienne okresowe; gwiazdy typu Scuti; gwiazdy typu Mira; rozdzielone podwójne układy zaćmieniowe; kontaktowe lub semikontaktowe zaćmieniowe układy podwójne oraz gwiazdy pulsujące. Pozwoli to na globalne opisanie stabilności i zmienności gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella oraz zidentyfikowanie procesów fizycznych powodujących zmiany jasności. Podczas trwania misji obserwacje fotometryczne będą wykonywane wielokrotne dla każdego obiektu o jasności większej od 20 mag. Liczba obserwacji fotometrycznych wykonanych w trakcie 5-letniego okresu misji nominalnej będzie zależeć od pozycji danego celu na sferze niebieskiej, jednak średnio wyniesienie ona 70 dla każdej gwiazdy. Jasność każdej gwiazdy w momencie obserwacji zostanie wyznaczona zarówno przez wąskopasmowy system mapujący niebo jak i przez fotometry światła niebieskiego i czerwonego, w całkowitym zakresie 320 - 1000 nm. Dokładność wielokrotnych obserwacji fotometrycznych pozwoli na wykrycie gwiazd zmieniających jasność w skali od sekund do 5 lat. Liczba zarejestrowanych gwiazd zmiennych jest trudna do przewidzenia. Może wynieść nawet 18 milionów - 5 mln typowych zmiennych okresowych, 3 miliony zmiennych zaćmieniowych, 300 000 zmiennych u których wahania jasności są wywołane rotacją, 2 000 - 8 000 cefeid, 60 000 - 240 000 zmiennych typu Scuti, 70 000 zmiennych typu RR Lyrae i około 250 000 zmiennych typu Mira. Taka reprezentatywna próba pozwoli na wiarygodne określenie częstości występowania gwiazd zmiennych różnych typów. Pozwoli też na dokładne skalibrowanie zależności pomiędzy okresem zmienności a jasnością gwiazd w szerokim zakresie opisujących je parametrów (m. in. masy, wieku i zawartości pierwiastków ciężkich). Dla około 10 000 układów podwójnych zaćmieniowych zostaną wyznaczone parametry fizyczne ich członków oraz parametry ich orbit. Systematyczne poszukiwania gwiazd zmiennych pozwolą na zidentyfikowanie obiektów znajdujących się w krótkotrwałych fazach ewolucji, które mogą mieć kluczowe znaczenie dla poznania przebiegu życia gwiazd. Są to takie fazy jak np. rozbłysk jądra helowego czy pulsacje i rozbłyski termiczne otoczki helowej. Analiza danych prowadzona na bieżąco pozwoli na zidentyfikowanie szeregu interesujących obiektów wymagających podjęcia dalszych obserwacji naziemnych. Obserwowane gwiazdy pulsujące obejmują wiele klas obiektów używanych jako znaczniki odległości, np. cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae czy gwiazdy zmienne długookresowe. Próby tych gwiazd dostępne obecnie są niekompletne nawet dla obiektów o jasności do 10 mag.
Poszukiwania obiektów i zjawisk o zmiennej jasności nie ograniczą się tylko do gwiazd. Będą również wykrywane supernowe (około 20 000 w czasie trwania misji), zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego (około 100 zjawisk dzięki astrometrii i 1000 dzięki fotometrii), tranzyty planet pozasłonecznych (około 5 000), poświaty rozbłysków gamma, kwazary, jądra galaktyk aktywnych oraz małe ciała Układu Słonecznego.
W przypadku podwójnych i wielokrotnych układów gwiazd satelita Gaia pozwoli na zidentyfikowanie bardzo dużej ilości nowych przykładów, o okresach obiegu w zakresie od godzin do milionów lat. Efektywność ich wykrywania będzie złożoną funkcją okresu obiegu, odległości i jasności całkowitej. W odległości do 250 pc od Słońca możliwe będzie znalezienie około 10 mln gwiazd podwójnych. W zakresie odległości do 1 kpc i dalej ilość ta będzie wielokrotnie większa. Głównym problemem naukowym badanym w przypadku układów podwójnych i wielokrotnych będzie rozkład stosunku mas gwiazd w tych układach (q). Gaia pozwoli na określenie rozkładu tego parametru do warności q około 0.1, pokrywając również spodziewane maksimum w okolicy około 0.2. Ponadto czas trwania programu obserwacji astrometrycznych wynoszący aż 5 lat pozwoli na wyprowadzenie statystyk mas bardzo małych obiektów towarzyszącym gwiazdom (głównie brązowych karłów) oraz rozkładu ekscentryczności orbit w badanych układach. Gaia dzięki dużej wielkości apertury pozwoli na zidentyfikowanie wszystkich układów podwójnych w których składniki są rozdzielone o ponad 20 mas i nieznacznie różnią się jasnością. Układy takie występują z dużą częstością i będą stanowiły większą część katalogu gwiazd podwójnych opracowanego na podstawie danych z misji. Satelita jest bardzo czuły na nieliniowe ruchy własne gwiazd. Duża część astrometrycznych gwiazd podwójnych o okresach obiegu 0.03 - 30 lat zostanie rozpoznana natychmiast na podstawie braku dopasowania do standardowych modeli uwzględniających gwiazdy pojedyncze. Dla badanego przedziału okresów obiegu składników określona zostanie absolutna i relatywna częstość występowania układów podwójnych. Ponadto możliwe będzie określenie jej zmienności w zależności od wieku gwiazd i miejsca ich powstania w Galaktyce. Wiele układów pozostanie nierozdzielnych z powodu bardzo nierównego stosunku masy składników i ich jasności. Jednak w wielu takich wypadkach możliwe będzie określenie parametrów orbit fotocentrycznych. Parametry te zostaną też określone dla układów o okresach obiegu 7 - 8 lat. W przypadku gwiazd jaśniejszych od 15 mag pomiary astrometryczne pozwolą na zidentyfikowanie układów podwójnych o krótszych okresach obiegu. Dla układów podwójnych o najkrótszych okresach obiegu możliwe będzie fotometryczne wyszukanie milionów gwiazd zaćmieniowych, często o jasnościach z byt małych dla obserwacji astrometrycznych.
W przypadku badań nad obiektami o małych masach towarzyszących gwiazdom Gaia przede wszystkim pozwoli na ich prawidłowe klasyfikowanie jako planety lub brązowe karły. Sama masa nie jest tutaj rozstrzygająca, istotne są też kształty i orientacje przestrzenne orbit oraz skład i struktura termiczna atmosfer. W tym zakresie Gaia pozwoli na określenie częstości występowania takich obiektów i rozkładu parametrów ich orbit w populacji gwiazd w pobliżu Słońca. Obserwacje gwiazd we wszystkich przedziałach wieku pozwolą na wykrycie ewentualnych zmian w częstości występowania planet zachodzących wraz z zawartością pierwiastków ciężkich w gwiazdach. Natomiast wykrywanie brązowych karłów na podstawie ich orbit astrometrycznych pozwoli na określenie rozkładu ich masy we wszystkich przedziałach wiekowych. Samotne brązowe karły są możliwe do wykrycia tylko przez około 1 mld lat po uformowaniu, z powodu szybkiej utraty jasności. Badania takie zostaną wykonane dla układów podwójnych o okresach obiegu 1 - 30 lat. W czasie misji satelita wykryje dziesiątki tysięcy brązowych karłów. Tym samym pozwoli na zapełnienie tzw. "pustyni brązowych karłów" - braku obserwowalnych brązowych karłów, których ilość w Galaktyce można wyprowadzić teoretycznie. Analizy te będą miały znaczenie dla badań formowania się gwiazd, ponieważ ilość gazu uwięzionego w brązowych karłach ogranicza jego ilość dostępną dla formujących się typowych gwiazd.
Do badań formowania się i generalnych właściwości pozasłonecznych układów planetarnych Gaia przyczyni się poprzez wyszukiwanie obiektów o małych masach, lepszego scharakteryzowania znanych układów (mas planet i parametrów ich orbit) oraz dostarczenie reprezentatywnej próby planet o masach porównywalnych z masą Jowisza znajdujących się w odległości kilku AU od swoich gwiazd. Tak więc misja pozwoli na scharakteryzowanie rozkładu parametrów orbit i mas planet występujących wokół dużej próby gwiazd. Informacje te będą bardzo istotne dla uściślenia modeli formowania się planet, ich migracji i dynamicznej ewolucji układów planetarnych. Oszacowania inklinacji orbity i mas planet pozwolą na określenie czy w danym układzie zachodziły oddziaływania grawitacyjne między składnikami, i czy z tego powodu planety typu ziemskiego miały szansę uformować się w strefie umożliwiającej podtrzymanie życia. Głównym narzędziem badawczym w tej dziedzinie będą precyzyjne pomiary astrometryczne, prowadzone z dokładnością 2 - 10 µas. Ponieważ monitorowanie astrometryczne obejmie kilkaset tysięcy gwiazd w odległości do około 200 pc od Słońca, badania te znacznie uzupełnią poszukiwania planet prowadzone dzięki pomiarom szybkości radialnych. Oczekuje się, że poprzez obserwacje zaburzeń ruchu gwiazd, Gaia odnajdzie każdą planetę wielkości Jowisza o okresie 1.5 - 9 lat wokół wszystkich gwiazd w odległości do 150 lat świetlnych od Słońca (około 10 000 - 50 000 planet). Satelita będzie również wykrywał tranzyty planet powodujące spadki jasności gwiazd. Dla gwiazd jaśniejszych od 16 mag wykona szczegółowe obserwacje tranzytów. Dokładność pomiarów fotometrycznych rzędu milimagnitudo pozwoli na łatwe identyfikowanie tranzytujących planet o wielkości Jowisza wokół gwiazd podobnych do Słońca o jasności do 14 mag. W przypadku znanych planet tranzytujących towarzyszących jasnym gwiazdom obserwacje tego typu dostarczą dodatkowych informacji pozwalających na dokładniejsze scharakteryzowanie tych układów.