Gaia (kosmická loď) - Gaia (spacecraft)

Gaia
3D obrázek Gaia spacraft
Umělcův dojem ze sondy Gaia
Typ mise Astrometrická observatoř
Operátor ESA
COSPAR ID 2013-074A
SATCAT č. 39479
webová stránka sci .esa .int /gaia /
Délka mise původně plánováno: 5 let; prodlouženo do 31. prosince 2022 s orientačním prodloužením do 31. prosince 2025
uplynulo: 7 let, 9 měsíců a 27 dní
Vlastnosti kosmických lodí
Výrobce
Spustit hmotu 2029 kg (4473 lb)
Suchá hmota 1392 kg (3069 lb)
Užitečná hmotnost 710 kg (1570 liber)
Rozměry 4,6 m × 2,3 m (15,1 ft × 7,5 ft)
Napájení 1910 wattů
Začátek mise
Datum spuštění 19. prosince 2013, 09:12:14 UTC ( 2013-12-19UTC09: 12: 14Z )
Raketa Sojuz ST-B / Fregat-MT
Spusťte web Kourou ELS
Dodavatel Arianespace
Orbitální parametry
Referenční systém Slunce – Země L 2
Režim Lissajousova oběžná dráha
Periapsis nadmořská výška 263 000 km (163 000 mi)
Nadmořská výška 707 000 km (439 000 mi)
Doba 180 dní
Epocha 2014
Hlavní dalekohled
Typ Anastigmat se třemi zrcadly
Průměr 1,45 m × 0,5 m (4,8 ft × 1,6 ft)
Sběrná oblast 0,7 m 2
Transpondéry
Kapela
Šířka pásma
Nástroje
Insignie mise Gaia
Odznaky astrofyziky ESA pro Gaiu
←  Planck
 

Gaia je prostor observatoř z Evropské kosmické agentury (ESA), která byla zahájena v roce 2013 a předpokládá jejich provoz až do cca. 2022. Kosmická loď je určena pro astrometrii : měření poloh, vzdáleností a pohybů hvězd s nebývalou přesností. Mise si klade za cíl postavit zdaleka největší a nejpřesnější 3D vesmírný katalog, jaký kdy byl vyroben, v celkovém součtu přibližně 1 miliardy astronomických objektů , hlavně hvězd, alemimo jinétaké planet, komet, asteroidů a kvasarů .

Kosmická loď během prvních pěti let mise monitorovala každý ze svých cílových objektů asi 70krát, aby studovala přesnou polohu a pohyb každého cíle, a bude tak i nadále. Kosmická loď má dostatek mikro-pohonného paliva, aby fungovala zhruba do listopadu 2024. Jelikož její detektory nedegradují tak rychle, jak se původně očekávalo, mise by proto mohla být prodloužena. Gaia míří na objekty jasnější než velikost 20 v širokém fotometrickém pásmu, které pokrývá většinu vizuálního rozsahu; takové objekty představují přibližně 1% populace Mléčné dráhy. Kromě toho se očekává , že Gaia detekuje tisíce až desítky tisíc exoplanet o velikosti Jupitera mimo sluneční soustavu, 500 000 kvazarů mimo naši galaxii a desítky tisíc nových asteroidů a komet ve sluneční soustavě.

Gaia mise bude vytvořit přesný trojrozměrný mapy astronomických objektů po celé Galaxii a zmapovat jejich pohyby, které kódují vznik a následný vývoj v Mléčné dráze. Tyto spektrofotometrické měření poskytne podrobně fyzikální vlastnosti všech hvězd pozorovaných, charakterizujících jejich svítivost , efektivní teplota , gravitace a elementárního složení. Toto masivní hvězdné sčítání poskytne základní pozorovací data k analýze široké škály důležitých otázek souvisejících s původem, strukturou a evoluční historií galaxie Mléčné dráhy.

Gaia , nástupce mise Hipparcos (operativní 1989–1993), je součástí dlouhodobého vědeckého programu ESA Horizon 2000+ . Gaia byla vypuštěna 19. prosince 2013 společností Arianespace pomocí rakety Sojuz ST-B / Fregat-MT létající z Kourou ve Francouzské Guyaně. Kosmická loď v současné době pracuje na oběžné dráze Lissajous kolem Slunce - Země L 2 Lagrangeův bod .

Dějiny

Gaia kosmický teleskop má své kořeny v ESA Hipparcos mise (1989-1993). Jeho poslání navrhli v říjnu 1993 Lennart Lindegren ( observatoř Lund , Lundská univerzita , Švédsko) a Michael Perryman (ESA) v reakci na výzvu k předkládání návrhů dlouhodobého vědeckého programu ESA Horizon Plus. Byl přijat výborem ESA pro vědecký program jako základní kámen mise číslo 6 dne 13. října 2000 a fáze B2 projektu byla schválena dne 9. února 2006, přičemž odpovědnost za hardware převzala společnost EADS Astrium . Název „Gaia“ byl původně odvozen jako zkratka pro Global Astrometric Interferometer for Astrophysics . To odráží optickou techniku interferometrie, která byla původně plánována pro použití na kosmické lodi. Zatímco pracovní metoda se vyvinula během studií a zkratka již není použitelná, jméno Gaia zůstalo pro zajištění kontinuity projektu.

Celkové náklady na misi se pohybují kolem 740 milionů EUR (~ 1 miliarda USD), včetně výroby, startu a pozemních operací. Gaia byla dokončena dva roky zpožděním a 16% nad původní rozpočet, většinou v důsledku obtíží při leštění Gaia je deset zrcadla a montáž a testování systému kontaktních roviny kamery.

Cíle

Gaia vesmírná výprava má tyto cíle:

  • K určení vnitřní svítivosti hvězdy je nutné znát její vzdálenost. Jedním z mála způsobů, jak toho dosáhnout bez fyzických předpokladů, je paralaxa hvězdy , ale atmosférické efekty a instrumentální zkreslení zhoršují přesnost měření paralaxy. Například Cepheid proměnné jsou používány jako standardní svíčky pro měření vzdáleností galaxií, ale jejich vlastní vzdálenosti jsou málo známé. Veličiny na nich závislé, jako je rychlost rozpínání vesmíru, tedy zůstávají nepřesné. Přesné měření jejich vzdáleností má velký dopad na chápání ostatních galaxií a tím i celého kosmu (viz žebřík kosmické vzdálenosti ).
  • Pozorování nejslabších předmětů poskytne ucelenější pohled na funkci hvězdné svítivosti. Gaia bude pozorovat 1 miliardu hvězd a dalších těles, což představuje 1% takových těles v galaxii Mléčné dráhy . Všechny objekty do určité velikosti musí být měřeny, aby měly nezaujaté vzorky.
  • Umožnit lepší pochopení rychlejších fází hvězdné evoluce (jako je klasifikace, frekvence, korelace a přímo pozorované atributy vzácných zásadních změn a cyklických změn). Toho musí být dosaženo podrobným zkoumáním a opětovným zkoumáním velkého počtu předmětů za dlouhou dobu provozu. Pozorování velkého počtu objektů v galaxii je také důležité pro pochopení dynamiky naší galaxie.
  • Měření astrometrických a kinematických vlastností hvězdy je nezbytné k pochopení různých hvězdných populací, zejména těch nejvzdálenějších.

Aby bylo dosaženo těchto cílů, má Gaia tyto cíle:

  • Určete polohu, paralaxu a roční správný pohyb 1 miliardy hvězd s přesností asi 20 mikroarcsekund (µas) při 15 mag a 200 µas při 20 mag.
  • Určete polohy hvězd o velikosti V = 10 s přesností 7 μas - to je ekvivalentní měření polohy v průměru vlasu vzdáleného 1000 km - mezi 12 a 25 μas až do V = 15, a mezi 100 a 300 μas až V = 20, v závislosti na barvě hvězdy.
  • Vzdálenost asi 20 milionů hvězd bude tedy měřena s přesností 1% nebo lepší a asi 200 milionů vzdáleností bude měřeno na více než 10%. Vzdálenosti přesné na 10% budou dosaženy tak daleko, jako je Galaktické centrum , vzdálené 30 000 světelných let.
  • Změřte tangenciální rychlost 40 milionů hvězd s přesností lepší než 0,5 km/s.
  • Odvodte atmosférické parametry (efektivní teplota, mezihvězdné vymírání přímky, povrchová gravitace, kovovost) pro všechny pozorované hvězdy a některé podrobnější chemické hodnoty pro cíle jasnější než V = 15.
  • Přesně změřte oběžné dráhy a sklony tisíce extrasolárních planet a určete jejich skutečnou hmotnost pomocí metod detekce astrometrických planet .
  • Přesněji měřit ohýbání hvězd podle Sun ‚gravitačním poli s, předpovídal Albert Einstein je obecná teorie relativity a poprvé detekován Arthur Eddington během 1919 zatmění slunce , a proto přímo sledovat strukturu časoprostoru .
  • Potenciál objevit asteroidy Apohele s oběžnými drahami, které leží mezi Zemí a Sluncem, což je oblast, kterou je pro pozemské teleskopy obtížné sledovat, protože tato oblast je viditelná pouze na obloze během dne nebo v jeho blízkosti.
  • Zjistěte až 500 000 kvasarů .

Kosmická loď

Gaia jako slabá stopa bodů přes spodní polovinu zorného pole naplněného hvězdami.

Gaia byla vypuštěna společností Arianespace pomocí rakety Sojuz ST-B s horním stupněm Fregat-MT z Ensemble de Lancement Soyouz v Kourou ve Francouzské Guayaně 19. prosince 2013 v 09:12 UTC (06:12 místního času). Družice se oddělila od horního stupně rakety 43 minut po startu v 09:54 UTC. Plavidlo zamířilo k Lagrangeově bodu L2 Slunce – Země, který se nachází přibližně 1,5 milionu kilometrů od Země, a dorazil tam 8. ledna 2014. Bod L2 poskytuje kosmické lodi velmi stabilní gravitační a tepelné prostředí. Tam využívá oběžnou dráhu Lissajous, která se vyhýbá zablokování Slunce Zemí, což by omezilo množství sluneční energie, kterou by satelit mohl produkovat prostřednictvím svých solárních panelů , a také narušit tepelnou rovnováhu kosmické lodi. Po startu byla nasazena sluneční clona o průměru 10 metrů. Sluneční clona je vždy obrácena ke Slunci, takže udržuje všechny součásti dalekohledu v pohodě a napájí Gaii pomocí solárních panelů na jejím povrchu.

Vědecké přístroje

Gaia užitečné zatížení se skládá ze tří hlavních nástrojů:

  1. Astrometrický přístroj (Astro) přesně určuje polohy všech hvězd jasnějších než velikost 20 měřením jejich úhlové polohy. Kombinací měření jakékoli dané hvězdy během pětileté mise bude možné určit její paralaxu , a tedy její vzdálenost, a její správný pohyb- rychlost hvězdy promítanou na rovinu oblohy.
  2. Fotometrický přístroj (BP/RP) umožňuje získávání měření svítivosti hvězd ve spektrálním pásmu 320–1 000 nm, u všech hvězd jasnějších než velikost 20. Modré a červené fotometry (BP/RP) se používají k určení hvězdných vlastností, jako je jako teplota, hmotnost, věk a elementární složení. Vícebarevná fotometrie je zajištěna dvěma hranoly z taveného oxidu křemičitého s nízkým rozlišením, které před detekcí rozptýlí veškeré světlo vstupující do zorného pole ve směru podélného skenování. Modrý fotometr (BP) pracuje v rozsahu vlnových délek 330–680 nm; červený fotometr (RP) pokrývá rozsah vlnových délek 640–1050 nm.
  3. Radiální rychlostní spektrometr (RVS) se používá ke stanovení rychlosti nebeských objektů podél zorného pole získáváním spekter s vysokým rozlišením ve spektrálním pásmu 847–874 nm (siločáry iontu vápníku) pro objekty do velikosti 17. Radiální rychlosti se měří s přesností mezi 1 km/s (V = 11,5) a 30 km/s (V = 17,5). Měření radiálních rychlostí je důležité pro korekci perspektivního zrychlení, které je indukováno pohybem podél zorného pole. "RVS odhaluje rychlost hvězdy podél linie Gaia měřením Dopplerova posunu absorpčních čar v spektrum s vysokým rozlišením.

Aby se udrželo jemné zaměření na hvězdy vzdálené mnoho světelných let daleko, neexistují téměř žádné pohyblivé části. Podsystémy kosmických lodí jsou upevněny na tuhém rámu z karbidu křemíku , který poskytuje stabilní strukturu, která se vlivem tepla neroztahuje ani smršťuje. Kontrola postoje je zajištěna malými tryskami chladného plynu, které mohou produkovat 1,5 mikrogramů dusíku za sekundu.

Telemetrické spojení se satelitem je v průměru asi 3 Mbit/s , zatímco celkový obsah ohniskové roviny představuje několik Gbit/s . Proto lze downlinkovat pouze několik desítek pixelů kolem každého objektu.

Schéma Gaie
Zrcátka (M)
  • M irrors dalekohledu 1 (M1, M2 a M3)
  • M irrors dalekohledu 2 (M'1, M'2 a M'3)
  • zrcátka M4, M'4, M5, M6 nejsou zobrazena
Ostatní komponenty (1–9)
  1. Optická lavice ( torus z karbidu křemíku )
  2. Chladič s ohniskovou rovinou
  3. Elektronika v ohniskové rovině
  4. Nádrže na dusík
  5. Difrakční mřížkový spektroskop
  6. Nádrže na kapalná paliva
  7. Sledovače hvězd
  8. Telekomunikační panel a baterie
  9. Hlavní pohonný subsystém
(A) Světelná dráha dalekohledu 1
Návrh ohniskové roviny a nástrojů

Návrh ohniskové roviny a nástrojů Gaia . Kvůli rotaci kosmické lodi procházejí obrázky polem ohniskové roviny zprava doleva rychlostí 60 obloukových sekund za sekundu.

  1. Přicházející světlo ze zrcadla M3
  2. Přicházející světlo ze zrcadla M'3
  3. Ohnisková rovina obsahující detektor pro astrometrický přístroj ve světle modré, modrý fotometr v tmavě modré barvě, červený fotometr v červené barvě a radiální spektrometr v růžové barvě.
  4. Zrcadla M4 a M'4, která kombinují dva přicházející paprsky světla
  5. Zrcadlo M5
  6. Zrcadlo M6, které osvětluje ohniskovou rovinu
  7. Optika a difrakční mřížka pro radiální rychlostní spektrometr (RVS)
  8. Hranoly pro modrý fotometr a červený fotometr (BP a RP)

Principy měření

Porovnání nominálních velikostí otvorů Gaia (kosmické lodi) a některých pozoruhodných optických teleskopů

Podobně jako jeho předchůdce Hipparcos , ale se stokrát lepší přesností, Gaia se skládá ze dvou teleskopů poskytujících dva pozorovací směry s pevným širokým úhlem 106,5 ° mezi nimi. Kosmická loď se nepřetržitě otáčí kolem osy kolmé na zorné pole obou dalekohledů. Osa otáčení má na obloze mírnou precesi při zachování stejného úhlu ke Slunci. Přesným měřením relativních poloh objektů z obou pozorovacích směrů se získá rigidní referenční systém.

Dvě klíčové vlastnosti dalekohledu jsou:

  • 1,45 × 0,5 m primární zrcadlo pro každý dalekohled
  • Pole ohniskové roviny 1,0 × 0,5 m, na které se promítá světlo z obou dalekohledů. To zase sestává ze 106 CCD o rozměrech 4500 × 1966 pixelů, celkem tedy 937,8 megapixelů (běžně zobrazováno jako zobrazovací zařízení třídy gigapixelové ).
Metoda skenování

Každý nebeský objekt bude během mise, která měla trvat pět let, ale byla prodloužena, pozorována v průměru asi 70krát. Tato měření pomohou určit astrometrické parametry hvězd: dvě odpovídající úhlové poloze dané hvězdy na obloze, dvě pro derivace polohy hvězdy v čase (pohyb) a nakonec paralaxa hvězdy, ze které lze vypočítat vzdálenost . Radiální rychlost jasnějších hvězd se měří integrovaným spektrometrem sledujícím Dopplerův jev . Vzhledem k fyzikálním omezením uloženým v kosmické lodi Sojuz, Gaia je kontaktní pole nemůže být vybavena optimální stínění záření, a ESA očekává jejich výkon poněkud trpět ke konci počátečního pětiletého mise. Pozemní testy CCD, když byly vystaveny radiaci, poskytly ujištění, že cílů primární mise lze splnit.

Očekávaná přesnost konečných katalogových dat byla vypočtena po testování na oběžné dráze s přihlédnutím k problémům rozptýleného světla, degradaci optiky a nestabilitě základního úhlu. Nejlepší přesnosti pro paralaxu, polohu a správný pohyb jsou získány pro jasnější pozorované hvězdy, zdánlivé velikosti 3–12. Očekává se, že standardní odchylka pro tyto hvězdy bude 6,7 mikroarc sekund nebo lepší. U slabších hvězd se úrovně chyb zvyšují a dosahují chyby 26,6 mikroarc sekund v paralaxě u hvězd 15. velikosti a několika stovek mikroarc sekund u hvězd 20. velikosti. Pro srovnání, nejlepší úrovně chyb paralaxy z nové redukce Hipparcos nejsou lepší než 100 mikroarc sekund, přičemž typické úrovně jsou několikrát větší.

Zpracování dat

VST zachytí Gaiu na cestě k miliardě hvězd

Celkový objem dat, který bude získán ze sondy během nominální pětileté mise při rychlosti komprimovaných dat 1 Mbit/s, je přibližně 60  TB , což je přibližně 200 TB použitelných nekomprimovaných dat na zemi, uložených v systému InterSystems Caché databáze. Odpovědnost za zpracování dat, částečně financované ESA, je svěřeno evropskému konsorciu, Consortium pro zpracování a analýzu dat (DPAC), které bylo vybráno poté, co jeho návrh na ESA Oznámení příležitosti vydaný v listopadu 2006. Financování DPAC je poskytováno zúčastněnými zeměmi a byl zajištěn až k výrobě Gaia ‚s finální katalogu je plánováno na rok 2020.

Gaia posílá zpět data po dobu přibližně osmi hodin každý den rychlostí přibližně 5 Mbit/s. Data přijímají tři rádiové antény ESA o síle 35 metrů v síti ESTRACK na španělském Cebrerosu , v Malargüe v Argentině a v Nové Norcii v Austrálii.

Start a oběžná dráha

Animace Gaiiny trajektorie
Polární pohled
Rovníkový pohled
Pohled ze Slunce
  Gaia  ·   Země
Zjednodušené znázornění Gaia ‚s trajektorií a na oběžné dráze (není v měřítku)

V říjnu 2013 ESA musela odložit Gaia ‚s původní datum vydání, vzhledem k preventivní výměně dvou Gaia ‘ s vysílačem. Ty se používají ke generování časovacích signálů pro downlink vědeckých dat. Problém s identickým transpondérem na satelitu již na oběžné dráze motivoval jejich výměnu a opětovné ověření, jakmile byl začleněn do Gaie . Přeplánované startovací okno bylo od 17. prosince 2013 do 5. ledna 2014, přičemž Gaia měla být spuštěna 19. prosince.

Gaia byla úspěšně spuštěna 19. prosince 2013 v 09:12 UTC . Asi tři týdny po startu, 8. ledna 2014, dosáhla určené oběžné dráhy kolem bodu Lagrange Slunce-Země L2 (SEL2), asi 1,5 milionu kilometrů od Země.

V roce 2015 objevila observatoř Pan-STARRS objekt obíhající kolem Země, který Centrum menší planety katalogizovalo jako objekt 2015 HP 116 . Brzy bylo zjištěno, že se jedná o náhodné znovuobjevení kosmické lodi Gaia a označení bylo okamžitě odvoláno.

Problém rozptýleného světla

Krátce po startu ESA odhalila, že Gaia trpí problémem s rozptýleným světlem . Původně se předpokládalo, že problém byl způsoben usazeninami ledu, které způsobily, že se část světla rozptýlila kolem okrajů slunečního štítu a vstupovala do otvorů dalekohledu, aby se odrážela směrem k ohniskové rovině. Skutečný zdroj rozptýleného světla byl později identifikován jako vlákna slunečního štítu, vyčnívající za okraje štítu. To má za následek „degradaci vědecké výkonnosti [která] bude relativně skromná a většinou omezená na nejslabší z jedné miliardy hvězd Gaie . Ke zlepšení výkonu jsou implementována zmírňující schémata. Degradace je závažnější pro spektrograf RVS než pro měření astrometrií.

Tento druh problému má historické pozadí. V roce 1985 na STS-51-F , misi Space Shuttle Spacelab -2, další astronomickou misí, kterou ztížily zbloudilé trosky, byl infračervený dalekohled (IRT), ve kterém se kousek mylarové izolace uvolnil a plaval do zorného pole dalekohledu způsobující poškozená data. Testování rozptýleného světla a přepážek je významnou součástí nástrojů pro zobrazování vesmíru.

Průběh mise

Gaia mapa oblohy podle hustoty hvězd.

Fáze testování a kalibrace, která začala, když byla Gaia na cestě do bodu SEL2, pokračovala až do konce července 2014, tři měsíce za plánem kvůli nepředvídaným problémům se vstupem rozptýleného světla do detektoru. Po šestiměsíčním období uvedení do provozu zahájila družice své nominální pětileté období vědeckých operací 25. července 2014 pomocí speciálního skenovacího režimu, který intenzivně skenoval region poblíž ekliptických pólů ; 21. srpna 2014 začala Gaia používat svůj normální režim skenování, který poskytuje rovnoměrnější pokrytí.

Ačkoli to bylo původně plánováno omezit Gaia " je vyjádření hvězdy slabší než velikost 5,7, testy prováděné v průběhu uvádění do fáze naznačila, že Gaia mohla samostatně identifikovat hvězdy jasné jako magnitudy 3. Když Gaia vstoupila pravidelné vědecké činnosti v červenci 2014, bylo konfigurováno tak, aby rutinně zpracovávalo hvězdy v rozsahu magnitudy 3 - 20. Za touto hranicí se používají speciální postupy pro stahování nezpracovaných skenovacích dat pro zbývajících 230 hvězd jasnějších než magnituda 3; jsou vyvíjeny metody pro redukci a analýzu těchto dat; a očekává se, že dojde k „úplnému pokrytí oblohy na jasném konci“ se standardními chybami „několik desítek µas“.

V roce 2018 byla mise Gaia prodloužena do roku 2020, přičemž další „indikativní prodloužení“ se prodloužilo o další dva roky do roku 2022. V roce 2020 byla mise Gaia dále prodloužena do roku 2022, přičemž další „indikativní prodloužení“ bude probíhat až do roku 2025. Omezující faktor dalším rozšířením mise je dodávka paliva pro mikroprocesorový systém, která by měla trvat do listopadu 2024.

Dne 12. září 2014 objevila Gaia svoji první supernovu v jiné galaxii. Dne 3. července 2015 byla vydána mapa Mléčné dráhy podle hustoty hvězd na základě údajů ze sondy. V srpnu 2016 „bylo úspěšně zpracováno více než 50 miliard tranzitů v ohniskové rovině, 110 miliard fotometrických pozorování a 9,4 miliardy spektroskopických pozorování“.

Vydání dat

Katalogu Gaia se uvolní v několika fázích, které budou obsahovat rostoucí množství informací; raná vydání také postrádají některé hvězdy, zejména slabší hvězdy umístěné v hustých hvězdných polích a členy blízkých binárních dvojic. První vydání dat, Gaia DR1, na základě 14 měsíců pozorování provedených do září 2015, proběhlo 14. září 2016 a je popsáno v sérii článků publikovaných v Astronomy and Astrophysics . Zveřejnění dat obsahuje „polohy a… magnitudy pro 1,1 miliardy hvězd využívající pouze data Gaia ; polohy, paralaxy a vlastní pohyby pro více než 2 miliony hvězd“ na základě kombinace dat Gaia a Tycho-2 pro tyto objekty v obou katalozích; „světelné křivky a charakteristiky pro asi 3 000 proměnných hvězd; a polohy a velikosti pro více než 2 000… extragalaktických zdrojů použitých k definování nebeského referenčního rámce “. K datům z této verze DR1 lze přistupovat z archivu Gaia a také z astronomických datových center, jako je CDS .

Druhé vydání dat (DR2), ke kterému došlo 25. dubna 2018, je založeno na 22 měsících pozorování provedených v období od 25. července 2014 do 23. května 2016. Zahrnuje polohy, paralaxy a vlastní pohyby pro přibližně 1,3 miliardy hvězd a polohy dalších 300 milionů hvězd v rozsahu velikostí g = 3–20, červená a modrá fotometrická data pro přibližně 1,1 miliardy hvězd a jednobarevná fotometrie pro dalších 400 milionů hvězd a střední radiální rychlosti pro přibližně 7 milionů hvězd mezi magnitudou 4 a 13. To také obsahuje data pro více než 14 000 vybraných objektů sluneční soustavy. Souřadnice v DR2 použít druhý Gaia nebeské celkového přehledu ( Gaia -CRF2), který je založen na pozorováních 492 006 zdrojů považovaných za kvasary a byl popsán jako „první plně rozvinutá optická realizace ICRS … postavená pouze na extragalaktických zdrojích“. Porovnání poloh 2843 zdrojů společných pro Gaia –CRF2 a předběžné verze ICRF3 ukazuje globální shodu 20 až 30 μas, i když se jednotlivé zdroje mohou lišit o několik mas. Protože postup zpracování dat spojuje jednotlivá pozorování Gaie s konkrétními zdroji na obloze, v některých případech bude asociace pozorování se zdroji ve druhém vydání dat odlišná. V důsledku toho DR2 používá jiná identifikační čísla zdrojů než DR1. S daty DR2 byla identifikována řada problémů, včetně malých systematických chyb v astrometrii a významné kontaminace hodnot radiální rychlosti v přeplněných hvězdných polích, což může ovlivnit přibližně jedno procento hodnot radiální rychlosti. Probíhající práce by měla tyto problémy vyřešit v budoucích verzích. Průvodce pro výzkumníky používající Gaia DR2, který shromažďoval „všechny informace, tipy a triky, úskalí, upozornění a doporučení týkající se“ DR2, připravil Gaia Helpdesk v prosinci 2019.

Hvězdy a jiné objekty v Gaia Early Data Release 3.

Kvůli nejistotám v datovém kanálu bylo třetí vydání dat, založené na 34 měsících pozorování, rozděleno na dvě části, takže data, která byla připravena jako první, byla vydána jako první. První část, EDR3 ( „Early dat Release 3“), skládající se z lepších pozic, paralaxy a správné pohyby, byl propuštěn dne 3. prosince 2020. Souřadnice v EDR3 použít novou verzi Gaia nebeské referenčního rámce ( Gaia -CRF3) , na základě pozorování 1 614 173 extragalaktických zdrojů, z nichž 2269 bylo společných pro rádiové zdroje ve třetí revizi Mezinárodního nebeského referenčního rámce (ICRF3) .

Existuje také katalog Gaia blízkých hvězd (GCNS), obsahující 331 312 hvězd v (nominálně) 100 parsecích (326 světelných let).

Budoucí vydání

DR3, původně naplánovaný na druhou polovinu roku 2021, bude obsahovat data EDR3 plus data sluneční soustavy; informace o variabilitě; výsledky pro jednotlivé hvězdy, pro kvasary a pro rozšířené objekty; astrofyzikální parametry; a speciální soubor dat, Gaia Andromeda Photometric Survey (GAPS), poskytující fotometrickou časovou řadu pro asi 1 milion zdrojů umístěných v poli o poloměru 5,5 stupně se středem v galaxii Andromeda. Očekává se, že většina měření v DR3 bude 1,2krát přesnější než DR2; správné pohyby budou 1,9krát přesnější. Data vydání EDR3 a DR3 byla zpožděna o důsledky pandemie COVID-19 na konsorcium Gaia Data Processing and Analysis Consortium. Očekává se, že v říjnu 2021 bude Gaia DR3 vydána ve 2. čtvrtletí 2022.

Úplné vydání dat pro pětiletou nominální misi DR4 bude zahrnovat kompletní katalogy astrometrických, fotometrických a radiálních rychlostí, řešení s proměnnou hvězdou a bez jedné hvězdy, klasifikace zdrojů plus více astrofyzikálních parametrů pro hvězdy, nevyřešené binární soubory, galaxií a kvazarů, seznam exo-planet a data epoch a tranzitů pro všechny zdroje. Další vydání proběhne v závislosti na rozšíření mise. Očekává se, že většina měření v DR4 bude 1,7krát přesnější než DR2; správné pohyby budou 4,5krát přesnější.

Za předpokladu dalšího prodloužení o dva roky do roku 2024 bude většina měření zahrnujících celých deset let dat 1,4krát přesnější než DR4, zatímco správné pohyby budou 2,8krát přesnější než DR4.

Byla vyvinuta aplikace Gaia Sky pro průzkum galaxie ve třech rozměrech pomocí Gaia dat.

Významné výsledky

V listopadu 2017 vědci pod vedením Davide Massariho z Kapteyn Astronomical Institute , University of Groningen , Nizozemsko vydali dokument popisující charakterizaci správného pohybu (3D) v trpasličí galaxii Sculptor a trajektorii této galaxie prostorem a s ohledem na Mléčná dráha , využívající data z Gaie a Hubbleova vesmírného teleskopu . Massari řekl: „S dosaženou přesností můžeme změřit roční pohyb hvězdy na obloze, který odpovídá menší než velikost špendlíkové hlavičky na Měsíci při pohledu ze Země.“ Data ukázala, že Sochař obíhá kolem Mléčné dráhy po vysoce eliptické dráze; v současné době se nachází v blízkosti svého nejbližšího přiblížení na vzdálenost asi 83,4 kiloparsecu (272 000 ly), ale oběžná dráha jej může vynést do vzdálenosti přibližně 222 kiloparsecs (720 000 ly).

V říjnu 2018 byli astronomové z Leiden University schopni určit oběžné dráhy 20 hvězd hypervelocity z datové sady DR2. V očekávání, že najdou jedinou hvězdu opouštějící Mléčnou dráhu , jich místo toho našli sedm. Překvapivěji tým zjistil, že místo toho se k Mléčné dráze přibližovalo 13 hvězd hypervelocity, pravděpodobně pocházejících z dosud neznámých extragalaktických zdrojů. Alternativně by to mohly být halo hvězdy této galaxie a další spektroskopické studie pomohou určit, který scénář je pravděpodobnější. Nezávislá měření prokázala, že největší radiální rychlost Gaia mezi hvězdami hypervelocity je kontaminována světlem z blízkých jasných hvězd v přeplněném poli a zpochybňuje vysoké radiální rychlosti Gaia jiných hvězd hypervelocity.

V listopadu 2018 byla objevena galaxie Antlia 2 . Je svou velikostí podobný velkému Magellanovu mračnu , přestože je 10 000krát slabší. Antlia 2 má nejnižší povrchový jas ze všech objevených galaxií.

V prosinci 2019 byla objevena hvězdokupa Price-Whelan 1 . Kupa patří k Magellanovým oblakům a nachází se v předním rameni těchto trpasličích galaxií . Tento objev naznačuje, že proud plynu sahající od Magellanovských mraků k Mléčné dráze je od Mléčné dráhy asi o polovinu dále, než se dříve předpokládalo.

Radcliffe vlna byla objevena v roce dat naměřených Gaia , která byla zveřejněna v lednu 2020.

V březnu 2021 Evropská vesmírná agentura oznámila, že Gaia poprvé identifikovala tranzitující exoplanetu. Planeta byla objevena na oběžné dráze hvězdy slunečního typu Gaia EDR3 3026325426682637824. Po svém počátečním objevu byl PEPSI spektrograf z Velkého binokulárního dalekohledu (LBT) v Arizoně použit k potvrzení objevu a jeho zařazení do kategorie planety Jovian, plynné planety složené z plynný vodík a helium.

GaiaNIR

GaiaNIR (Gaia Near Infra-Red) je navrhovaným nástupcem Gaie v blízké infračervené oblasti . Mise by mohla rozšířit aktuální katalog o zdroje, které jsou viditelné pouze v blízké infračervené oblasti, a zároveň zlepšit paralaxu hvězd a správnou přesnost pohybu tím, že se znovu podíváme na zdroje katalogu Gaia.

Jednou z hlavních výzev při stavbě GaiaNIR je vývoj detektorů časového zpoždění a integrace v blízkosti infračerveného záření. Současná technologie TDI použitá pro kosmickou loď Gaia je k dispozici pouze ve viditelném světle, nikoli v blízkém infračerveném spektru. Alternativně by bylo možné vyvinout zrcadlo pro odstřeďování a konvenční infračervené detektory. Tato technologická výzva pravděpodobně zvýší náklady na misi třídy ESA M a může vyžadovat sdílené náklady s jinými vesmírnými agenturami. Bylo navrženo jedno možné partnerství s americkými institucemi.

Viz také

Reference

externí odkazy