Gaia (Raumschiff) - Gaia (spacecraft)

Gaia
3D-Bild von Gaia Spacraft
Künstlerische Darstellung der Raumsonde Gaia
Missionstyp Astrometrisches Observatorium
Operator ESA
COSPAR-ID 2013-074A
SATCAT- Nr. 39479
Webseite sci .esa .int /gaia /
Missionsdauer ursprünglich geplant: 5 Jahre; verlängert bis 31. Dezember 2022 mit indikativer Verlängerung bis 31. Dezember 2025
abgelaufen: 7 Jahre, 9 Monate und 27 Tage
Eigenschaften von Raumfahrzeugen
Hersteller
Startmasse 2.029 kg (4.473 lb)
Trockenmasse 1.392 kg (3.069 lb)
Nutzlastmasse 710 kg (1.570 lb)
Maße 4,6 m × 2,3 m (15,1 Fuß × 7,5 Fuß)
Leistung 1910 Watt
Missionsbeginn
Erscheinungsdatum 19. Dezember 2013, 09:12:14 UTC ( 2013-12-19UTC09:12:14Z )
Rakete Sojus ST-B / Fregat-MT
Startplatz Kourou ELS
Auftragnehmer Arianeraum
Bahnparameter
Referenzsystem Sonne–Erde L 2
Regime Lissajous-Umlaufbahn
Periapsis-Höhe 263.000 km (163.000 Meilen)
Apoapsis-Höhe 707.000 km (439.000 Meilen)
Zeitraum 180 Tage
Epoche 2014
Hauptteleskop
Typ Drei-Spiegel-Anastigmat
Durchmesser 1,45 m × 0,5 m (4,8 Fuß × 1,6 Fuß)
Sammelbereich 0,7 m 2
Transponder
Band
Bandbreite
Instrumente
Insignien der Gaia-Mission
ESA-Astrophysik-Abzeichen für Gaia
←  Planck
LISA Pathfinder  →
 

Gaia ist ein Weltraumobservatorium der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), das 2013 in Betrieb genommen wurde und voraussichtlich bis ca. 2022. Die Raumsonde ist für Astrometrie konzipiert : Messung der Positionen, Entfernungen und Bewegungen von Sternen mit beispielloser Präzision. Ziel der Mission ist es, den mit Abstand größten und genauesten 3D-Weltraumkatalog aller Zeiten zu konstruieren, der insgesamt etwa 1 Milliarde astronomische Objekte umfasst , hauptsächlich Sterne, aber auch Planeten, Kometen, Asteroiden und Quasare unter anderem.

Die Raumsonde hat in den ersten fünf Jahren der Mission jedes ihrer Zielobjekte etwa 70 Mal überwacht, um die genaue Position und Bewegung jedes Ziels zu untersuchen, und wird dies auch weiterhin tun. Die Raumsonde verfügt über genügend Mikrotreibstoff, um bis etwa November 2024 in Betrieb zu sein. Da ihre Detektoren nicht so schnell degradieren wie ursprünglich erwartet, könnte die Mission daher verlängert werden. Gaia Ziele Objekte heller als Größe 20 in einem breiten Band photometrischer dass deckt den größten Teil der visuellen Bereich; solche Objekte machen ungefähr 1% der Milchstraßenpopulation aus. Darüber hinaus wird erwartet , dass Gaia Tausende bis Zehntausende von jupitergroßen Exoplaneten außerhalb des Sonnensystems, 500.000 Quasare außerhalb unserer Galaxie und Zehntausende neuer Asteroiden und Kometen innerhalb des Sonnensystems entdecken wird.

Die Gaia- Mission wird eine präzise dreidimensionale Karte astronomischer Objekte in der gesamten Milchstraße erstellen und ihre Bewegungen kartieren, die den Ursprung und die spätere Entwicklung der Milchstraße kodieren. Die spektrophotometrischen Messungen werden die detaillierten physikalischen Eigenschaften aller beobachteten Sterne liefern und ihre Leuchtkraft , effektive Temperatur , Schwerkraft und elementare Zusammensetzung charakterisieren . Diese massive Sternzählung wird die grundlegenden Beobachtungsdaten liefern, um ein breites Spektrum wichtiger Fragen im Zusammenhang mit dem Ursprung, der Struktur und der Entwicklungsgeschichte der Milchstraße zu analysieren.

Als Nachfolger der Hipparcos- Mission (in Betrieb von 1989–1993) ist Gaia Teil des langfristigen wissenschaftlichen Programms Horizon 2000+ der ESA . Gaia wurde am 19. Dezember 2013 von Arianespace mit einer Sojus-ST-B / Fregat-MT- Rakete von Kourou in Französisch-Guayana aus gestartet . Die Raumsonde operiert derzeit in einer Lissajous-Umlaufbahn um den Lagrange-Punkt Sonne – Erde L 2 .

Geschichte

Das Weltraumteleskop Gaia hat seine Wurzeln in der Hipparcos- Mission der ESA (1989–1993). Seine Mission wurde im Oktober 1993 von Lennart Lindegren ( Lund-Observatorium , Universität Lund , Schweden) und Michael Perryman (ESA) als Reaktion auf eine Aufforderung zur Einreichung von Vorschlägen für das langfristige wissenschaftliche Programm Horizon Plus der ESA vorgeschlagen. Es wurde am 13. Oktober 2000 vom Wissenschaftsprogrammausschuss der ESA als Eckpfeiler Mission Nr. 6 angenommen, und die B2-Phase des Projekts wurde am 9. Februar 2006 genehmigt, wobei EADS Astrium die Verantwortung für die Hardware übernahm. Der Name "Gaia" wurde ursprünglich als Akronym für Global Astrometric Interferometer for Astrophysics abgeleitet . Dies spiegelte die optische Technik der Interferometrie wider, die ursprünglich für den Einsatz auf dem Raumfahrzeug geplant war. Während sich die Arbeitsweise während des Studiums weiterentwickelte und das Akronym nicht mehr anwendbar ist, blieb der Name Gaia bestehen, um dem Projekt Kontinuität zu verleihen.

Die Gesamtkosten der Mission betragen rund 740 Millionen Euro (~ 1 Milliarde US-Dollar), einschließlich Herstellung, Start und Bodenoperationen. Gaia wurde zwei Jahre hinter dem Zeitplan und 16 % über dem ursprünglichen Budget fertiggestellt, hauptsächlich aufgrund der Schwierigkeiten beim Polieren der zehn Spiegel von Gaia und beim Zusammenbau und Testen des Brennebenen-Kamerasystems.

Ziele

Die Weltraummission Gaia hat folgende Ziele:

  • Um die intrinsische Leuchtkraft eines Sterns zu bestimmen, muss seine Entfernung bekannt sein. Eine der wenigen Möglichkeiten, dies ohne physikalische Annahmen zu erreichen, ist die Parallaxe des Sterns , aber atmosphärische Effekte und instrumentelle Verzerrungen verschlechtern die Genauigkeit von Parallaxenmessungen. Zum Beispiel werden Cepheiden-Variablen als Standardkerzen verwendet , um Entfernungen zu Galaxien zu messen, aber ihre eigenen Entfernungen sind kaum bekannt. Somit bleiben davon abhängige Größen wie die Expansionsgeschwindigkeit des Universums ungenau. Die genaue Messung ihrer Entfernungen hat großen Einfluss auf das Verständnis der anderen Galaxien und damit des gesamten Kosmos (siehe kosmische Entfernungsleiter ).
  • Beobachtungen der schwächsten Objekte werden einen umfassenderen Überblick über die stellare Leuchtkraftfunktion geben. Gaia wird 1 Milliarde Sterne und andere Körper beobachten, was 1 % dieser Körper in der Milchstraße ausmacht. Alle Objekte bis zu einer bestimmten Größe müssen gemessen werden, um unverzerrte Stichproben zu haben.
  • Um ein besseres Verständnis der schnelleren Stadien der Sternentwicklung zu ermöglichen (wie die Klassifikation, Häufigkeit, Korrelationen und direkt beobachteten Attribute seltener fundamentaler Veränderungen und zyklischer Veränderungen). Dies muss durch eine detaillierte Untersuchung und erneute Überprüfung einer Vielzahl von Objekten über einen langen Betriebszeitraum erreicht werden. Die Beobachtung einer großen Anzahl von Objekten in der Galaxie ist auch wichtig, um die Dynamik unserer Galaxie zu verstehen.
  • Die Messung der astrometrischen und kinematischen Eigenschaften eines Sterns ist notwendig, um die verschiedenen Sternpopulationen, insbesondere die am weitesten entfernten, zu verstehen.

Um diese Ziele zu erreichen, hat Gaia diese Ziele:

  • Bestimmen Sie Position, Parallaxe und jährliche Eigenbewegung von 1 Milliarde Sternen mit einer Genauigkeit von etwa 20 Mikrobogensekunden (µas) bei 15 mag und 200 µas bei 20 mag.
  • Bestimmen Sie die Positionen von Sternen mit einer Größe von V = 10 auf eine Genauigkeit von 7 μas – dies entspricht einer Messung der Position bis auf den Durchmesser eines Haares aus 1000 km Entfernung – zwischen 12 und 25 μas bis hin zu V = 15, und zwischen 100 und 300 μas bis V = 20, je nach Farbe des Sterns.
  • Die Entfernung zu etwa 20 Millionen Sternen wird somit mit einer Genauigkeit von 1 % oder besser gemessen, und etwa 200 Millionen Entfernungen werden mit einer Genauigkeit von besser als 10 % gemessen. Entfernungen mit einer Genauigkeit von 10 % werden bis zum 30.000 Lichtjahre entfernten Galaktischen Zentrum erreicht.
  • Messen Sie die Tangentialgeschwindigkeit von 40 Millionen Sternen mit einer Genauigkeit von besser als 0,5 km/s.
  • Leiten Sie die atmosphärischen Parameter (effektive Temperatur, interstellare Extinktion in Sichtlinie, Oberflächengravitation, Metallizität) für alle beobachteten Sterne ab, sowie einige detailliertere chemische Häufigkeiten für Ziele, die heller als V = 15 sind.
  • Messen Sie die Umlaufbahnen und Neigungen von tausend extrasolaren Planeten genau und bestimmen Sie ihre wahre Masse mit astrometrischen Planetenerkennungsmethoden .
  • Genauer gesagt , die messen Biegen von Sternenlicht durch die Sonne ‚s Gravitationsfeld, vorhergesagt von Albert Einstein ‚s allgemeiner Relativitätstheorie und zunächst durch entdeckte Arthur Eddington während einer 1919 Sonnenfinsternis , und damit direkt die Struktur beobachtet Raum - Zeit .
  • Potenzial zur Entdeckung von Apohele-Asteroiden mit Bahnen, die zwischen Erde und Sonne liegen, eine Region, die für erdbasierte Teleskope schwer zu überwachen ist, da diese Region nur tagsüber oder in der Nähe des Tages am Himmel sichtbar ist.
  • Erkennen Sie bis zu 500.000 Quasare .

Raumfahrzeug

Gaia als schwache Punktspur in der unteren Hälfte des mit Sternen gefüllten Sichtfeldes.

Gaia wurde von Arianespace mit einer Sojus-ST-B- Rakete mit einer Fregat-MT- Oberstufe vom Ensemble de Lancement Soyouz in Kourou in Französisch-Guayana am 19. Dezember 2013 um 09:12 UTC (06:12 Ortszeit) gestartet. Der Satellit trennte sich 43 Minuten nach dem Start um 09:54 UTC von der Oberstufe der Rakete. Das Raumschiff steuerte auf den Sonne-Erde- Lagrange-Punkt L2 zu, der etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt liegt, und kam dort am 8. Januar 2014 an. Der L2-Punkt bietet dem Raumschiff eine sehr stabile Gravitations- und Wärmeumgebung. Dort verwendet es eine Lissajous-Umlaufbahn , die eine Blockierung der Sonne durch die Erde vermeidet, was die Menge an Sonnenenergie begrenzen würde, die der Satellit durch seine Sonnenkollektoren erzeugen könnte , sowie das thermische Gleichgewicht des Raumfahrzeugs stören würde. Nach dem Start wurde ein Sonnenschirm mit einem Durchmesser von 10 Metern ausgefahren. Der Sonnenschirm ist immer der Sonne zugewandt, sodass alle Teleskopkomponenten kühl bleiben und Gaia über Sonnenkollektoren auf seiner Oberfläche mit Strom versorgt wird.

Wissenschaftliche Instrumente

Die Gaia- Nutzlast besteht aus drei Hauptinstrumenten:

  1. Das Astrometrie-Instrument (Astro) bestimmt präzise die Positionen aller Sterne, die heller als 20 sind, indem es ihre Winkelposition misst. Durch Kombinieren der Messungen eines beliebigen Sterns während der fünfjährigen Mission wird es möglich sein, seine Parallaxe und damit seine Entfernung und seine Eigenbewegung – die Geschwindigkeit des auf die Himmelsebene projizierten Sterns – zu bestimmen .
  2. Das photometrische Instrument (BP/RP) ermöglicht die Erfassung von Helligkeitsmessungen von Sternen über das Spektralband von 320–1000 nm, von allen Sternen heller als 20. Die blauen und roten Photometer (BP/RP) werden verwendet, um stellare Eigenschaften wie z B. Temperatur, Masse, Alter und elementare Zusammensetzung. Die Mehrfarbenphotometrie wird durch zwei niedrigauflösende Quarzglasprismen bereitgestellt, die das gesamte in das Sichtfeld eintretende Licht vor der Detektion in Längsabtastrichtung zerstreuen. Das Blue Photometer (BP) arbeitet im Wellenlängenbereich von 330–680 nm; das Red Photometer (RP) deckt den Wellenlängenbereich von 640–1050 nm ab.
  3. Das Radial-Geschwindigkeits-Spektrometer (RVS) wird verwendet, um die Geschwindigkeit von Himmelsobjekten entlang der Sichtlinie zu bestimmen, indem hochauflösende Spektren im Spektralband 847–874 nm (Feldlinien von Calciumionen) für Objekte bis zur Helligkeit 17 aufgenommen werden. Radialgeschwindigkeiten werden mit einer Genauigkeit zwischen 1 km/s (V=11.5) und 30 km/s (V=17.5) gemessen. Die Messungen der Radialgeschwindigkeiten sind wichtig, um die perspektivische Beschleunigung zu korrigieren, die durch die Bewegung entlang der Sichtlinie induziert wird." Das RVS zeigt die Geschwindigkeit des Sterns entlang der Sichtlinie von Gaia, indem es die Dopplerverschiebung der Absorptionslinien in a . misst hochauflösendes Spektrum.

Um die feine Ausrichtung auf viele Lichtjahre entfernte Sterne beizubehalten, gibt es fast keine beweglichen Teile. Die Subsysteme des Raumfahrzeugs sind auf einem starren Siliziumkarbid- Rahmen montiert, der eine stabile Struktur bietet, die sich aufgrund von Hitze nicht ausdehnt oder zusammenzieht. Die Lagekontrolle erfolgt durch kleine Kaltgasdüsen , die 1,5 Mikrogramm Stickstoff pro Sekunde ausstoßen können.

Die telemetrische Verbindung zum Satelliten beträgt im Durchschnitt etwa 3 Mbit/s , während der Gesamtinhalt der Fokusebene mehrere Gbit/s beträgt . Daher können nur einige Dutzend Pixel um jedes Objekt herum nach unten gelinkt werden.

Diagramm von Gaia
Spiegel (M)
  • M irrors des Teleskops 1 (M1, M2 und M3)
  • M irrors des Teleskops 2 (M'1, M'2 und M'3)
  • Spiegel M4, M'4, M5, M6 sind nicht abgebildet
Andere Komponenten (1–9)
  1. Optische Bank ( Siliziumkarbid- Torus)
  2. Focal Plane Kühler
  3. Brennebenenelektronik
  4. Stickstofftanks
  5. Beugungsgitter- Spektroskop
  6. Flüssigtreibstofftanks
  7. Sterntracker
  8. Telekommunikationspanel und Batterien
  9. Hauptantriebs-Subsystem
(A) Strahlengang des Teleskops 1
Gestaltung der Fokusebene und Instrumente

Das Design der Gaia- Fokusebene und der Instrumente. Aufgrund der Rotation des Raumfahrzeugs durchqueren die Bilder das Fokalebenen-Array von rechts nach links mit 60 Bogensekunden pro Sekunde.

  1. Einfallendes Licht vom Spiegel M3
  2. Einfallendes Licht vom Spiegel M'3
  3. Brennebene, die den Detektor für das astrometrische Instrument in Hellblau, Blau-Photometer in Dunkelblau, Rot-Photometer in Rot und Radialgeschwindigkeits-Spektrometer in Rosa enthält.
  4. Spiegel M4 und M'4, die die beiden einfallenden Lichtstrahlen kombinieren
  5. Spiegel M5
  6. Spiegel M6, der die Brennebene beleuchtet
  7. Optik und Beugungsgitter für das Radialgeschwindigkeitsspektrometer (RVS)
  8. Prismen für das Blue Photometer und Red Photometer (BP und RP)

Messprinzipien

Vergleich der Nennweiten der Öffnungen der Gaia (Raumsonde) und einiger bemerkenswerter optischer Teleskope

Ähnlich wie sein Vorgänger Hipparcos , aber mit einer hundertmal besseren Präzision, besteht Gaia aus zwei Teleskopen, die zwei Beobachtungsrichtungen mit einem festen Weitwinkel von 106,5° bieten. Das Raumfahrzeug rotiert kontinuierlich um eine Achse senkrecht zu den Sichtlinien der beiden Teleskope. Die Drehachse wiederum hat eine leichte Präzession über den Himmel, während sie den gleichen Winkel zur Sonne beibehält. Durch genaues Messen der relativen Positionen von Objekten aus beiden Beobachtungsrichtungen wird ein starres Referenzsystem erhalten.

Die beiden wichtigsten Teleskopeigenschaften sind:

  • 1,45 × 0,5 m Hauptspiegel für jedes Teleskop
  • 1.0 × 0.5 m Focal Plane Array, auf das Licht von beiden Teleskopen projiziert wird. Diese besteht wiederum aus 106 CCDs mit jeweils 4500 × 1966 Pixeln für insgesamt 937,8 Megapixel (üblicherweise als Bildgebungsgerät der Gigapixel- Klasse bezeichnet).
Scanmethode

Jedes Himmelsobjekt wird während der Mission, die voraussichtlich fünf Jahre dauern sollte, aber verlängert wurde, im Durchschnitt etwa 70 Mal beobachtet. Diese Messungen werden helfen, die astrometrischen Parameter von Sternen zu bestimmen: zwei entsprechen der Winkelposition eines bestimmten Sterns am Himmel, zwei für die Ableitungen der Position des Sterns über die Zeit (Bewegung) und schließlich die Parallaxe des Sterns, aus der die Entfernung berechnet werden kann . Die Radialgeschwindigkeit der helleren Sterne wird von einem integrierten Spektrometer gemessen, das den Doppler-Effekt beobachtet . Aufgrund der physikalischen durch das Sojus - Raumschiff auferlegten Zwänge, Gaia ‚s Fokusfelder können nicht mit einem optimalen Strahlungsabschirmung ausgestattet sein und ESA erwartet , dass ihre Leistung etwas gegen Ende der ersten Fünfjahresmission leiden. Bodentests der CCDs, während sie Strahlung ausgesetzt waren, gaben die Gewissheit, dass die Ziele der Hauptmission erreicht werden können.

Die erwarteten Genauigkeiten der endgültigen Katalogdaten wurden nach In-Orbit-Tests unter Berücksichtigung der Probleme von Streulicht, Degradation der Optik und der grundlegenden Winkelinstabilität berechnet. Die besten Genauigkeiten für Parallaxe, Position und Eigenbewegung werden für die helleren beobachteten Sterne mit den scheinbaren Helligkeiten 3–12 erhalten. Die Standardabweichung für diese Sterne wird mit 6,7 Mikrobogensekunden oder besser erwartet. Bei lichtschwächeren Sternen nehmen die Fehlerstufen zu und erreichen einen Fehler von 26,6 Mikrobogensekunden in der Parallaxe für Sterne der 15. Größe und mehrere hundert Mikrobogensekunden für Sterne der 20. Größe. Zum Vergleich: Die besten Parallaxenfehlerwerte der neuen Hipparcos-Reduktion sind nicht besser als 100 Mikrobogensekunden, wobei typische Werte um ein Vielfaches höher sind.

Datenverarbeitung

VST schnappt Gaia auf dem Weg zu einer Milliarde Sternen

Das gesamte Datenvolumen, das während der nominellen fünfjährigen Mission mit einer komprimierten Datenrate von 1 Mbit/s vom Raumfahrzeug abgerufen wird, beträgt ca. 60  TB , also ca. 200 TB nutzbare unkomprimierte Daten am Boden, gespeichert in einem InterSystems Cache- Datenbank. Die Verantwortung für die teilweise von der ESA finanzierte Datenverarbeitung liegt bei einem europäischen Konsortium, dem Data Processing and Analysis Consortium (DPAC), das nach seinem Antrag auf die im November 2006 veröffentlichte ESA Announcement of Opportunity ausgewählt wurde. Die Finanzierung durch das DPAC wird bereitgestellt von den teilnehmenden Ländern und hat bis zur Produktion gesichert Gaia ‚s letzten Kataloges geplant für das Jahr 2020.

Gaia sendet täglich etwa acht Stunden lang Daten mit etwa 5 Mbit/s zurück. Die drei ESA-Radioschüsseln mit 35 Metern Durchmesser des ESTRACK- Netzwerks in Cebreros , Spanien, Malargüe , Argentinien und New Norcia , Australien, empfangen die Daten.

Start und Orbit

Animation von Gaias Flugbahn
Polaransicht
Äquatoriale Ansicht
Von der Sonne aus gesehen
  Gaia  ·   Erde
Vereinfachte Darstellung von Gaia ‚s Flugbahn und Umlaufbahn (nicht maßstab)

Im Oktober 2013 ESA hatte zu verschieben Gaia ‚s ursprünglichen Starttermin aufgrund eines vorsorglichen Austausch von zwei der Gaia ‘ s - Transponder. Diese werden verwendet, um Zeitsignale für den Downlink von Wissenschaftsdaten zu erzeugen. Ein Problem mit einem identischen Transponder auf einem bereits im Orbit befindlichen Satelliten motivierte deren Austausch und erneute Überprüfung, sobald er in Gaia integriert war . Das verschobene Startfenster war vom 17. Dezember 2013 bis zum 5. Januar 2014, wobei Gaia am 19. Dezember starten sollte.

Gaia wurde am 19. Dezember 2013 um 09:12 UTC erfolgreich gestartet . Etwa drei Wochen nach dem Start, am 8. Januar 2014, erreichte es seine vorgesehene Umlaufbahn um den Lagrange-Punkt Sonne-Erde L2 (SEL2), etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt.

Im Jahr 2015 entdeckte das Pan-STARRS- Observatorium ein die Erde umkreisendes Objekt, das vom Minor Planet Center als Objekt 2015 HP 116 katalogisiert wurde . Es stellte sich bald heraus, dass es sich um eine versehentliche Wiederentdeckung der Raumsonde Gaia handelte, und die Bezeichnung wurde umgehend zurückgezogen.

Streulichtproblem

Kurz nach dem Start gab die ESA bekannt, dass Gaia an einem Streulichtproblem litt . Ursprünglich wurde angenommen, dass das Problem auf Eisablagerungen zurückzuführen ist, die dazu führen, dass ein Teil des Lichts, das an den Rändern der Sonnenblende gebeugt wird und in die Teleskopöffnungen eindringt, in Richtung der Brennebene reflektiert wird. Als eigentliche Quelle des Streulichts wurden später die Fasern der Sonnenblende identifiziert, die über die Kanten der Blende hinausragen. Dies führt zu einer „Verschlechterung der Wissenschaft Leistung [die] relativ bescheiden sein und vor allem auf die schwächste der eingeschränkte Gaia ‚s eine Milliarde Sterne.“ Zur Verbesserung der Leistung werden Minderungsprogramme implementiert. Die Verschlechterung ist beim RVS-Spektrographen stärker als bei den Astrometriemessungen.

Diese Art von Problem hat einen historischen Hintergrund. Im Jahr 1985 auf STS-51-F , der Space-Shuttle- Mission Spacelab-2 , war eine weitere astronomische Mission, die durch verirrte Trümmer behindert wurde, das Infrarot-Teleskop (IRT), bei dem sich ein Stück Mylar- Isolierung löste und in die Sichtlinie schwebte des Teleskops verursacht beschädigte Daten. Das Testen von Streulicht und Leitblechen ist ein bekannter Teil von Instrumenten zur Bildgebung im Weltraum.

Missionsfortschritt

Gaia- Karte des Himmels nach Sternendichte.

Die Test- und Kalibrierungsphase, die begann, als Gaia auf dem Weg zum SEL2-Punkt war, dauerte bis Ende Juli 2014, drei Monate hinter dem Zeitplan aufgrund unvorhergesehener Probleme mit in den Detektor einfallendem Streulicht. Nach der sechsmonatigen Inbetriebnahmezeit nahm der Satellit am 25. Juli 2014 seinen nominellen fünfjährigen wissenschaftlichen Betrieb mit einem speziellen Scanmodus auf, der die Region in der Nähe der Ekliptikpole intensiv scannte ; am 21. August 2014 begann Gaia , seinen normalen Scanmodus zu verwenden, der eine gleichmäßigere Abdeckung bietet.

Obwohl es ursprünglich geplant war , zu begrenzen Gaia ' als 5,7 Größenordnung schwächer Beobachtungen zu den Sternen, Tests während der Inbetriebnahmephase durchgeführt angegeben , dass Gaia autonom Sterne so hell wie Größe identifizieren könnte 3. Wenn Gaia regelmäßige wissenschaftliche Operationen im Juli 2014 eintrat, war es konfiguriert, um routinemäßig Sterne im Helligkeitsbereich von 3 bis 20 zu verarbeiten. Jenseits dieser Grenze werden spezielle Verfahren verwendet, um Rohscandaten für die verbleibenden 230 Sterne, die heller als die Helligkeit 3 ​​sind, herunterzuladen; Methoden zur Reduzierung und Analyse dieser Daten werden entwickelt; und es wird erwartet, dass es eine "vollständige Himmelsabdeckung am hellen Ende" mit Standardfehlern von "einigen Dutzend µas" geben wird.

Im Jahr 2018 wurde die Gaia- Mission bis 2020 verlängert, mit einer zusätzlichen „indikativen Verlängerung“ um weitere zwei Jahre bis 2022. Im Jahr 2020 wurde die Gaia- Mission weiter bis 2022 verlängert, mit einer zusätzlichen „indikativen Verlängerung“ bis 2025. Der limitierende Faktor Zu weiteren Missionserweiterungen gehört die Treibstoffversorgung für das Mikroantriebssystem, die voraussichtlich bis November 2024 reichen wird.

Am 12. September 2014 entdeckte Gaia ihre erste Supernova in einer anderen Galaxie. Am 3. Juli 2015 wurde eine Karte der Milchstraße nach Sternendichte veröffentlicht, die auf Daten der Raumsonde basiert. Bis August 2016 wurden "mehr als 50 Milliarden Fokalebenentransits, 110 Milliarden photometrische Beobachtungen und 9,4 Milliarden spektroskopische Beobachtungen erfolgreich verarbeitet."

Datenfreigaben

Der Gaia-Katalog wird in Etappen veröffentlicht, die immer mehr Informationen enthalten; die frühen Veröffentlichungen vermissen auch einige Sterne, insbesondere schwächere Sterne in dichten Sternenfeldern und Mitglieder von engen Doppelsternpaaren. Die erste Datenfreigabe, Gaia DR1, basierend auf 14-monatigen Beobachtungen bis September 2015, fand am 14. September 2016 statt und wird in einer Reihe von Artikeln beschrieben, die in Astronomy and Astrophysics veröffentlicht wurden . Die Datenfreigabe enthält "Positionen und ... Magnituden für 1,1 Milliarden Sterne, die nur Gaia- Daten verwenden; Positionen, Parallaxen und Eigenbewegungen für mehr als 2 Millionen Sterne" basierend auf einer Kombination von Gaia- und Tycho-2- Daten für diese Objekte in beiden Katalogen; „Lichtkurven und Charakteristiken für etwa 3000 veränderliche Sterne; und Positionen und Helligkeiten für mehr als 2000 … extragalaktische Quellen, die verwendet wurden, um den Himmelsbezugssystem zu definieren “. Auf Daten aus dieser DR1-Version kann im Gaia- Archiv sowie über astronomische Datenzentren wie CDS zugegriffen werden .

Die zweite Datenfreigabe (DR2) vom 25. April 2018 basiert auf 22-monatigen Beobachtungen zwischen dem 25. Juli 2014 und dem 23. Mai 2016. Sie umfasst Positionen, Parallaxen und Eigenbewegungen für etwa 1,3 Milliarden Sterne und Positionen von weiteren 300 Millionen Sterne im Magnitudenbereich g = 3–20, rote und blaue photometrische Daten für ca. 1,1 Milliarden Sterne und Einfarbphotometrie für weitere 400 Millionen Sterne und mittlere Radialgeschwindigkeiten für ca. 7 Millionen Sterne zwischen Magnitude 4 und 13. It enthält auch Daten für über 14.000 ausgewählte Sonnensystemobjekte. Die Koordinaten in DR2 verwenden den zweiten Gaia- Himmelsbezugssystem ( Gaia –CRF2), das auf Beobachtungen von 492.006 Quellen basiert, von denen angenommen wird, dass es sich um Quasare handelt, und als "erste vollwertige optische Realisierung des ICRS ... nur auf extragalaktischen Quellen aufgebaut" beschrieben wurde. Ein Vergleich der Positionen von 2843 gemeinsamen Quellen von Gaia –CRF2 und einer vorläufigen Version des ICRF3 zeigt eine globale Übereinstimmung von 20 bis 30 μas, obwohl einzelne Quellen um einige Mas voneinander abweichen können. Da das Datenverarbeitungsverfahren einzelne Gaia-Beobachtungen mit bestimmten Quellen am Himmel verknüpft, wird die Zuordnung von Beobachtungen zu Quellen in einigen Fällen in der zweiten Datenveröffentlichung anders sein. Folglich verwendet DR2 andere Quellen-Identifikationsnummern als DR1. Bei den DR2-Daten wurden eine Reihe von Problemen identifiziert, darunter kleine systematische Fehler in der Astrometrie und eine erhebliche Verunreinigung der Radialgeschwindigkeitswerte in überfüllten Sternenfeldern, die etwa ein Prozent der Radialgeschwindigkeitswerte beeinflussen können. Laufende Arbeiten sollten diese Probleme in zukünftigen Versionen beheben. Im Dezember 2019 wurde vom Gaia Helpdesk ein Leitfaden für Forscher erstellt, die Gaia DR2 verwenden, in dem „alle Informationen, Tipps und Tricks, Fallstricke, Vorbehalte und Empfehlungen zu“ DR2 gesammelt wurden.

Sterne und andere Objekte in Gaia Early Data Release 3.

Aufgrund von Unsicherheiten in der Datenpipeline wurde die dritte Datenveröffentlichung, basierend auf 34-monatigen Beobachtungen, in zwei Teile aufgeteilt, sodass zuerst die Daten veröffentlicht wurden, die zuerst fertig waren. Der erste Teil, EDR3 ("Early Data Release 3"), bestehend aus verbesserten Positionen, Parallaxen und Eigenbewegungen, wurde am 3. Dezember 2020 veröffentlicht. Die Koordinaten in EDR3 verwenden eine neue Version des Gaia Himmelsbezugssystems ( Gaia -CRF3) , basierend auf Beobachtungen von 1.614.173 extragalaktischen Quellen, von denen 2269 Radioquellen in der dritten Revision des Internationalen Himmelsreferenzrahmens (ICRF3) gemeinsam waren .

Es gibt auch einen Gaia-Katalog der nahen Sterne (GCNS), der 331.312 Sterne innerhalb von (nominell) 100 Parsec (326 Lichtjahre) enthält.

Zukünftige Veröffentlichungen

DR3, ursprünglich für die zweite Hälfte des Jahres 2021 geplant, wird die EDR3-Daten plus Sonnensystemdaten umfassen; Informationen zur Variabilität; Ergebnisse für Nicht-Einzelsterne, für Quasare und für ausgedehnte Objekte; astrophysikalische Parameter; und ein spezieller Datensatz, der Gaia Andromeda Photometric Survey (GAPS), der eine photometrische Zeitreihe für etwa 1 Million Quellen liefert, die sich in einem 5,5-Grad-Radius-Feld um die Andromeda-Galaxie befinden. Es wird erwartet, dass die meisten Messungen in DR3 1,2-mal genauer sind als in DR2; Eigenbewegungen werden 1,9-mal präziser. Die Veröffentlichungstermine von EDR3 und DR3 wurden durch die Auswirkungen der COVID-19-Pandemie auf das Gaia Data Processing and Analysis Consortium verzögert . Ab Oktober 2021 wird Gaia DR3 voraussichtlich im zweiten Quartal 2022 veröffentlicht.

Die vollständige Datenfreigabe für die fünfjährige Nominalmission DR4 wird vollständige astrometrische, photometrische und Radialgeschwindigkeitskataloge, variable Stern- und Nicht-Einzelstern-Lösungen, Quellenklassifizierungen sowie mehrere astrophysikalische Parameter für Sterne, unaufgelöste Binärdateien, Galaxien und Quasare, eine Exoplanetenliste sowie Epochen- und Transitdaten für alle Quellen. Zusätzliche Veröffentlichung(en) werden je nach Missionserweiterungen erfolgen. Es wird erwartet, dass die meisten Messungen in DR4 1,7-mal genauer sind als in DR2; Eigenbewegungen werden 4,5-mal präziser.

Unter der Annahme einer weiteren Verlängerung um zwei Jahre bis 2024 werden die meisten Messungen, die die Daten der vollen zehn Jahre umfassen, 1,4-mal genauer sein als DR4, während Eigenbewegungen 2,8-mal genauer als DR4 sein werden.

Eine Outreach-Anwendung, Gaia Sky , wurde entwickelt, um die Galaxie mithilfe von Gaia- Daten in drei Dimensionen zu erkunden .

Bedeutende Ergebnisse

Im November 2017 Wissenschaftler unter der Leitung von Davide Massari des Kapteyn Astronomisches Institut , Universität Groningen , Niederlande veröffentlichte ein Papier beschreibt die Charakterisierung der Eigenbewegung (3D) in der Sculptor - Zwerggalaxie , und jener Galaxie Bahn durch den Raum und in Bezug auf die Milchstraße , unter Verwendung von Daten von Gaia und dem Hubble-Weltraumteleskop . Massari sagte: „Mit der erreichten Präzision können wir die jährliche Bewegung eines Sterns am Himmel messen, die von der Erde aus gesehen weniger als der Größe eines Stecknadelkopfes auf dem Mond entspricht.“ Die Daten zeigten, dass Sculptor die Milchstraße in einer stark elliptischen Umlaufbahn umkreist; es befindet sich derzeit in einer Entfernung von etwa 83,4 Kiloparsec (272.000 Lj.) in der Nähe seiner nächsten Annäherung, aber die Umlaufbahn kann es bis auf etwa 222 Kiloparsec (720.000 Lj.) hinausführen.

Im Oktober 2018 konnten Astronomen der Universität Leiden die Umlaufbahnen von 20 Hypergeschwindigkeitssternen aus dem DR2-Datensatz bestimmen . In der Erwartung, einen einzelnen Stern zu finden, der die Milchstraße verlässt , fanden sie stattdessen sieben. Überraschenderweise fand das Team heraus, dass sich stattdessen 13 Hypergeschwindigkeitssterne der Milchstraße näherten, möglicherweise aus bisher unbekannten extragalaktischen Quellen. Alternativ könnten sie Halo-Sterne für diese Galaxie sein, und weitere spektroskopische Studien werden helfen, festzustellen, welches Szenario wahrscheinlicher ist. Unabhängige Messungen haben gezeigt, dass die größte Gaia- Radialgeschwindigkeit unter den Hypergeschwindigkeitssternen durch Licht von nahen hellen Sternen in einem überfüllten Feld verunreinigt wird und die hohen Gaia- Radialgeschwindigkeiten anderer Hypergeschwindigkeitssterne in Frage stellen .

Im November 2018 wurde die Galaxie Antlia 2 entdeckt. Sie hat eine ähnliche Größe wie die Große Magellansche Wolke , obwohl sie 10.000 Mal schwächer ist. Antlia 2 hat die niedrigste Oberflächenhelligkeit aller entdeckten Galaxien.

Im Dezember 2019 wurde der Sternhaufen Price-Whelan 1 entdeckt. Der Cluster gehört zu den Magellanschen Wolken und befindet sich im führenden Arm dieser Zwerggalaxien . Die Entdeckung legt nahe, dass der Gasstrom, der sich von den Magellanschen Wolken bis zur Milchstraße erstreckt, etwa halb so weit von der Milchstraße entfernt ist wie bisher angenommen.

Die Radcliffe-Welle wurde in von Gaia gemessenen Daten entdeckt , die im Januar 2020 veröffentlicht wurden.

Im März 2021 gab die Europäische Weltraumorganisation (ESA) bekannt, dass Gaia zum ersten Mal einen durchquerenden Exoplaneten identifiziert hat. Der Planet wurde entdeckt, als er den sonnenähnlichen Stern Gaia EDR3 3026325426682637824 umkreiste. Nach seiner ersten Entdeckung wurde der PEPSI-Spektrograph des Large Binocular Telescope (LBT) in Arizona verwendet, um die Entdeckung zu bestätigen und ihn als Jovian-Planet zu kategorisieren, ein Gasplanet bestehend aus Wasserstoff und Heliumgas.

GaiaNIR

GaiaNIR (Gaia Near Infra-Red) ist ein vorgeschlagener Nachfolger von Gaia im Nahinfrarot . Die Mission könnte den aktuellen Katalog um Quellen erweitern, die nur im nahen Infrarot sichtbar sind, und gleichzeitig die Sternparallaxe und die Eigenbewegungsgenauigkeit verbessern, indem sie die Quellen des Gaia-Katalogs erneut aufsuchen.

Eine der größten Herausforderungen beim Aufbau von GaiaNIR ist die Entwicklung von Nahinfrarot- Zeitverzögerungs- und Integrationsdetektoren . Die aktuelle TDI-Technologie, die für die Raumsonde Gaia verwendet wird, ist nur im sichtbaren Licht und nicht im nahen Infrarot verfügbar. Alternativ könnten ein De-Spin-Spiegel und konventionelle Nahinfrarot-Detektoren entwickelt werden. Diese technologische Herausforderung wird wahrscheinlich die Kosten einer M-Klasse-Mission der ESA erhöhen und könnte eine Kostenteilung mit anderen Weltraumbehörden erfordern. Eine mögliche Partnerschaft mit US-Institutionen wurde vorgeschlagen.

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Verweise

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