Gaia

Макет Gaia на салоні Ле Бурже 2013 року

Gaia — космічний телескоп Європейського космічного агентства, головною ціллю якого є точне визначення положень зір на небі, зокрема вимірювання відстаней до них паралактичним методом. Місія Gaia є науковою наступницею місії ЕКА Hipparcos (1989-1993), але досліджує в 10 000 разів більше об’єктів і визначає їхні позиції в 200 разів точніше. Gaia спеціалізується на об’єктах від 3 до 21 зоряної величини, втрачаючи як найяскравіші, так і занадто тьмяні зорі. Для понад мільярда зір Gaia провела астрометричні та фотометричні вимірювання безпрецедентної точності. Повторні спостереження того ж об'єкта дозволяють визначити його власний рух небом. Для об’єктів із до 16 зоряної величини також аналізується спектр, за яким можна визначити радіальну швидкість, спектральний клас, температуру та інші дані.

Назва Gaia спочатку була абревіатурою від "Global Astrometric Interferometer for Astrophysics" (глобальний астрометричний інтерферометр для астрофізики) і відсилала до техніки оптичної інтерферометрії, яка спочатку планувалася для цього телескопа. Попри те, що принцип вимірювання на етапі проєктування було змінено, назву зберегли, але її написання було змінено з GAIA на Gaia. Назва є відсилкою до богині землі Геї в грецькій міфології.

2000 року Gaia затвердили як пріоритетну місію ЄКА, а 2006 року було замовлено будівництво космічного апарата. 19 грудня 2013 року космічний апарат запустили з космодрому Куру за допомоги російської ракети-носія Союз-СТ-Б і невдовзі після того вивели на орбіту Ліссажу навколо точки Лагранжа L₂ у системі Сонце—Земля. Планувалося, що місія має тривати до 25 липня 2019 року, однак її продовжили до кінця 2025 року. Від початку місії було видано три каталоги: Gaia DR1 з 1,1 мільярда об’єктів, Gaia DR2 з 1,7 мільярда об’єктів і Gaia EDR3 з 1,8 мільярда об’єктів. Оголошено про подальше розширення та вдосконалення каталогів. Усі опубліковані дані вільнодоступні через Інтернет.

Ініціатори проєкту Gaia Леннарт Ліндегрен і Майкл Перрімен 2022 року за доробок у космічній астрометрії отримали премію Шао.

Історія

Космічний телескоп Gaia бере свій початок від місії Європейського космічного агентства (ESA) Hipparcos (1989–1993). Проєкт Gaia запропонували в жовтні 1993 року Леннарт Ліндегрен (Лундська обсерваторія, Швеція) та Майкл Перріман (ESA). Вони подали його на конкурс довгострокових наукових програм ESA Horizon 2000+. Науковий програмний комітет ESA затвердив проект 13 жовтня 2000, а фазу B2^{[прояснити]} було дозволено 9 лютого 2006 року, коли EADS Astrium взяла на себе відповідальність за обладнання. Назва «Gaia» спочатку була абревіатурою від Global Astrometric Interferometer for Astrophysics, що позначало оптичну техніку інтерферометрії, яку планувалося застосувати на космічному апараті. Попри те, що під час розробки концепцію було змінено, і абревіатура більше не застосовується, назву Gaia залишили як відображення неперервності проєкту.

Загальна вартість місії становить близько 740 мільйонів євро, включаючи виробництво, запуск і наземне забезпечення. Сам зонд коштував 450 мільйонів євро, і близько 250 мільйонів євро додатково виділялося на наземну обробку даних. Виготовлення апарата було завершено з дворічним відставанням від графіку та 16% перевищенням бюджету, головним чином через труднощі, що виникли під час полірування десяти дзеркал із карбіду кремнію, а також збирання та тестування оптичної системи телескопа.

Цілі

Космічна місія Gaia має наступні цілі:

• Щоб визначити світність зорі, необхідно знати відстань до неї. Одним із небагатьох способів досягти цього без спеціальних фізичних припущень є паралакс зорі, але атмосферні впливи та інструментальні похибки погіршують точність вимірювань паралакса. Наприклад, цефеїди застосовують як стандартні свічки для вимірювання відстаней до галактик, але відстані до них самих визначено з великими похибками. Таким чином, залежні від них величини, такі як швидкість розширення Всесвіту, залишаються неточними. Точне вимірювання відстаней до них має великий вплив на розуміння інших галактик і, отже, всього космосу (див. шкала космічних відстаней).
• Спостереження за найслабшими об'єктами забезпечать повніше уявлення про функцію світності зір. Gaia спостерігатиме 1 мільярд зір, що становить близько 1% в галактиці Чумацький Шлях.
• Для кращого розуміння швидших етапів еволюції зір (таких як класифікація, частота, кореляції та безпосередньо спостережувані атрибути рідкісних фундаментальних і циклічних змін). Цього необхідно досягти шляхом детального обстеження та переогляду великої кількості об'єктів протягом тривалого періоду. Спостереження за великою кількістю об’єктів у Галактиці також важливо для розуміння динаміки галактики.
• Вимірювання астрометричних і кінематичних властивостей зір необхідне для розуміння різноманітних зоряних популяцій, особливо найвіддаленіших.

Для досягнення цих цілей перед місією поставлено такі завдання:

• Визначити положення, паралакс і власний рух 1 мільярда зір із точністю близько 20 кутових мікросекунд (мкс^{[усталений термін?]}) для зір 15 величини і 200 мкс — для зір 20 величини.
• Визначити координати зір до десятої величини з точністю до 7 мкс, для зір до 15-ї величини визначити координати з точністю від 12 до 25 мкас, а для зір до 20-ї величини — із точністю від 100 до 300 мкас (залежно від їх кольору).
• Таким чином, відстань до близько 20 мільйонів зір буде виміряно з точністю 1% (чи краще), а відстані до близько 200 мільйонів зір буде виміряно з точністю краще 10%. Точність у межах 10% буде досягнуто аж до Галактичного центру, що перебуває на відстані 30 000 світлових років.
• Виміряти тангенціальну швидкість 40 мільйонів зір із точністю краще 0,5 км/с.
• Отримати атмосферні параметри (ефективну температуру, міжзоряне поглинання на лінії зору, поверхневу гравітацію, металічність) для всіх спостережуваних зір, а також деякі більш детальні хімічні склади для цілей, яскравіших за V = 15.
• Точно виміряти нахил орбіт тисячі позасонячних планет, визначивши їх справжню масу за допомогою астрометричних методів виявлення планет.
• Точніше виміряти викривлення світла гравітаційним полем Сонця, передбачене Загальною теорією відносності Альберта Ейнштейна та вперше виявлене Артуром Еддінгтоном під час сонячного затемнення 1919 року, а отже, безпосередньо спостерігати за структурою простору-часу.
• Потенціал для виявлення астероїдів групи Атіри, орбіти яких повністю лежать всередині орбіти Землі, і які важко спостерігати земними телескопами, оскільки вони завжди перебувають поблизу Сонця, на ділянках неба, які можна спостерігати лише вдень (чи майже вдень).
• Виявити до 500 000 квазарів.

Загальні відомості

Телескоп працює в оптичному діапазоні. Він виведений на орбіту навколо другої точки Лагранжа (L₂), розташованої на відстані близько 1,5 мільйонів кілометрів від Землі в протилежному від Сонця напрямку. Для максимального тепло- та світло-захисту телескоп оснащений великим екраном площею близько 100 квадратних метрів.

Передбачається, що за допомогою Gaia буде складена тривимірна карта нашої Галактики із зазначенням координат, напрямку руху й кольору більше мільярда зір. Крім цього, телескоп мав відкрити близько 10 тис. екзопланет, сотні тисяч квазарів і змінних зір, тисячі нових та наднових зір, а також астероїди й комети в Сонячній системі. Одним із завдань місії є перевірка загальної теорії відносності.

Стартова маса — 2030 кг (710 кг — корисне навантаження, 920 кг — службовий модуль і 400 кг — паливо).

Особливості

Основним інструментом телескопу Gaia є цифровий сенсор, найбільший із коли-небудь створених для місій у космосі. Він складається зі 106 окремих CCD-матриць розміром 4,7 x 6 см кожна, загальним розміром близько 1 Гігапікселя.

Космічний апарат

Космічний апарат містить два дзеркальних телескопи розміром 1,46 на 0,51 метра, за допомогою яких відбувається сканування небесної сфери. Після виведення космічного апарата у космос була розкрита десятиметрова парасолька для захисту телескопів та приймачів від сонячного світла. Така конструкція дозволяє вимірювати координати зір до 20 зоряної величини. На тому боці космічного апарата, що обернений до Сонця, встановлено сонячні батареї, антенний комплекс для зв'язку з Землею та інше обладнання.

Наукові інструменти

На борту Gaia перебувало три інструмента:

1. Астрометричний інструмент (Astro), який проводить ретельні вимірювання положення зір із величинами від 5,7 до 20. Багаторазові вимірювання положення зорі кожної дозволяють визначити її тригонометричний паралакс (відповідно — відстань до зорі) та її власний рух - проєкцію швидкості зорі на небесну сферу.
2. Фотометричний інструмент (BP/RP), який вимірює потоки випромінювання зір в діапазоні 320–1000 нм. Сам інструмент містить два додаткових фотометри, "блакитний" (ВР) на довжинах хвиль 330-680 нм та "червоний" (RP), що охоплює довжини хвиль 640-1050 нм. Також інструмент може проводити багатоколірну фотометрію за допомогою призми з низькою роздільною здатністю. Все це в цілому дозволяє виміряти температуру, оцінити масу та хімічний склад зорі.
3. Спектрометр радіальних швидкостей (RVS), отримує спектри з високою роздільною здатністю в діапазоні 847–874 нм, що застосовується для вимірювання променевих швидкостей для зір до 17 величини. Інформація про радіальну швидкість разом із паралаксом та власним рухом дозволяє визначити повний вектор швидкості зорі відносно Сонця.

Технічні обмеження

Обмежені обчислювальні потужності

Зображення з картографа Gaia поблизу Галактичного центру ESA382985

Області неба з дуже високою щільністю зірок, такі як сусідні галактики та найщільніші ділянки Чумацького Шляху, такі як вікно Бааде з дуже великою кількістю об'єктів у невеликому просторі, створюють проблему для внутрішньої обробки даних. Хоча власні обчислювальні блоки зонда мають високу продуктивність, кількість об'єктів, які можна обробити за один проміжок часу, обмежена. Яскравіші об'єкти автоматично отримують пріоритет, тому дані від слабших об'єктів втрачаються. Однак Gaia буде аналізувати ці регіони кілька разів з різними характеристиками, щоразу реєструючи більше нововідкритих об'єктів. Для найбільш густонаселених районів існує обмеження в 1 050 000 об'єктів на квадратний градус.

Для таких дуже щільних областей існує інший тип оцінки, в якому дані з датчиків Skymapper зчитуються безпосередньо з оперативної пам'яті семи VPU і формують безперервні смуги, що містять всі об'єкти з області одного з двох телескопів, включаючи ті, що лежать поза межами магнітної величини. Ця форма обробки даних може працювати під час звичайного виявлення об'єкта, не впливаючи на нього. Ці дані схожі на фотографію і не містять жодних позицій, кольорів чи калібрувань. Ці дані із зоряних смуг мають аналізуватися за допомогою зовсім іншого процесу і поки що не враховані в Gaia DR3. Оброблені таким чином ділянки неба - Омега Центавра, Вікно Бааде, Стрілець I, Мала Магелланова Хмара, Велика Магелланова Хмара, Мессьє 22, Мессьє 4, 47 Тукана і NGC 4372. Картографам також вдалося зробити знімок телескопа Джеймс Вебб. Перша оцінка цих зображень Омеги Центавра була опублікована в Gaia Focused Product Release (Gaia FPR) 10 жовтня 2023 року, в якій було зафіксовано 526 587 нових зірок. Для цієї оцінки можлива лише загальна зоряна величина G із загальним калібруванням, використовуючи приблизне калібрування кольору на основі усереднених даних (псевдоколір).

Обмежена пропускна здатність лінії зв'язку

Gaia виробляє велику кількість даних, які повинні бути прийняті європейською 35-метровою антенною мережею ESTRACK. З усіх місій Gaia висуває найвищі вимоги до антенної мережі. Регіони з малою кількістю зірок дають менше даних, а регіони з великою кількістю зірок - більше. Щоденне використання планується заздалегідь, щоб оптимально використати необхідний час роботи антени.Хоча ЄКА розширило можливості отримання даних до 8,7 Мбіт/с, усіх трьох антен все ще недостатньо, коли потрібно проаналізувати регіони з особливо високою щільністю зірок. Іноді, наприклад, коли поле зору близьке до галактичної площини, кількість даних навіть перевищує обсяг, який можуть прийняти всі три станції разом. Коли небо сканується кілька разів, інтелектуальна сітка даних вирішує, які з менш важливих даних видалити.

Чутливі до насичення датчики

Для об'єктів, яскравість яких перевищує 3, датчики більше не можуть видавати точні значення. Кількість цих дуже яскравих об'єктів порівняно невелика. Існують інші способи отримання необхідних даних для цих об'єктів, щоб остаточний зоряний каталог був повним і для цих об'єктів. ПЗС-матриці Skymapper менш чутливі, тому ці дані можна використовувати для аналізу яскравих об'єктів. Об'єкти зі зоряною величиною G ≤ 6 зазвичай мають вищу невизначеність вимірювань.

Пошкодження датчиків внаслідок випромінювання

Сенсори піддаються неминучому ушкодженню під впливом космічного випромінювання. Частинки, що потрапляють на сенсори, можуть спричинити незворотні пошкодження, які проявляються у вигляді пошкоджених пікселів або повного виходу з ладу окремих пікселів чи цілих рядів пікселів. Програмне забезпечення може розпізнавати дефектні пікселі і виключати їх з обробки даних. Є досить надлишкових даних, щоб підтримувати правильне функціонування протягом запланованого терміну служби зонда. Більшість частинок сонячного вітру можна утримати подалі від сонячного щита; решта частинок - це переважно високоенергетичні галактичні або позагалактичні частинки з інших напрямків. На початку місії сонячна активність і, відповідно, радіаційне навантаження були нижчими за середні, що мало позитивний ефект. В реальності проблема виявилася приблизно в 10 разів нижчою від прогнозованих значень.

Проблеми

Системи зонда функціонують, а якість наукових даних відповідає очікуванням. Однак були деякі незначні несправності та обмеження, звичайні для таких складних космічних місій.

Розсіяне світло

Невдовзі після запуску на Gaia були виявлені проблеми з розсіяним світлом. Сонячне світло потрапляло в оптику телескопа обхідними шляхами. Спочатку підозрювали відкладення льоду на краю сонячного щита, проте виявилося, що, з одного боку, арамідні волокна, оброблені в сонячному екрані, в деяких місцях виступають за край екрану і викликають тут розсіювання світла, а з іншого боку, світло також досягає апертур телескопа через дифракцію на краю сонячного екрану - і подальше багаторазове віддзеркалення на поверхнях зонда. Очікувалося, що ця похибка дещо погіршить спостереження найслабших зірок. Особливо страждає точність вимірювання амплітуди і спектральні вимірювання найслабших об'єктів.

Відкладення льоду

Невдовзі після запуску було виявлено, що зірки в детекторах Gaia швидко згасають. Причиною цього швидко запідозрили осадження кристалів льоду на дзеркалах телескопа. Це було доведено вже через кілька тижнів шляхом пробного нагрівання дзеркала: Втрата світла зникла саме тоді, коли була досягнута передбачувана температура. З лютого по вересень 2014 року телескопи Gaia нагрівали загалом чотири рази, щоб усунути періодичні утворення опадів. Після кожного періоду нагрівання компоненти повинні знову охолонути, а дзеркала - вирівнятися, і в цей час Gaia не передає дані у звичайній якості. Щоразу повернення займало більше часу. Причиною забруднення, ймовірно, є волога, що потрапила з Землі в секцію теплопостачання космічного апарату, і волога, що затримується в армованих вуглецевим волокном компонентах, яка повільно виводиться назовні. Ця проблема спричиняє тимчасову втрату світла, а під час і після фаз нагрівання - певну втрату часу місії і рівномірності покриття неба. Значного погіршення виконання завдань місії не очікується. Дзеркала нагрівалися вп'яте та вшосте у 2015 та 2016 роках. Це в основному вплинуло на результати фотометрів і спектрометру радіальних швидкостей для слабких об'єктів.

Шестигодинна зміна геометрії телескопа

Інтерферометр на борту для перевірки дуже важливої геометричної стабільності інструментів показав періодичну зміну кута між двома телескопами приблизно в одну мілісекунду від самого початку. Це коливання завжди присутнє, як тільки Gaia обертається з запланованим 6-годинним періодом. Коливання в одну мільярдну секунди відповідає взаємному обертанню двох телескопів лише на кілька нанометрів. Воно дуже точно періодичне і строго пов'язане з орієнтацією Gaia відносно Сонця. Астрономи Gaia очікують, що цей ефект можна буде відкалібрувати і, таким чином, обчислити на основі вимірювань.

Дефектна форсунка

Під час випробувань з'ясувалося, що клапан сопла 3B на хімічних двигунах не відкривається. В результаті до кінця місії було постійно підключено резервну форсунку 3A, а програмне забезпечення управління було відповідним чином модифіковано. З того часу не було жодних безпосередніх потреб у використанні резервної форсунки. Однак, якщо 3A також вийде з ладу, інші форсунки можуть бути використані для заміни функції відсутньої форсунки.

Спостереження

Щоб визначити точне місцезнаходження Gaia, за нею регулярно спостерігають за допомогою телескопів під час фаз спостережень. Коли Gaia зайняла визначену позицію, виявилося, що вона знаходиться в нижньому кінці попередньо розрахованого діапазону яскравості, який можна побачити з Землі. Маючи зоряну величину від 20 до 21.2, Gaia була більш ніж на дві зоряні величини слабшою, ніж зонди WMAP і Planck. Підрозділ наземного оптичного стеження (GBOT), який працює з телескопами, був змушений змінити послідовність стеження і в деяких випадках використовувати різні телескопи. Якщо спочатку планувалося використовувати 1-2-метрові телескопи, то зараз використовуються 2-3-метрові телескопи. Новий план означає, що орбіта може бути реконструйована в будь-який час у співпраці з радіотелескопами і всі наукові цілі можуть бути досягнуті.

Несправність головної антени

Головна антена вимикалася системою автоматичного виявлення несправностей загалом шість разів: 16 грудня 2014 року, 27 січня 2015 року, 30 вересня 2016 року, 21 листопада 2016 року, 29 листопада 2016 року та 8 грудня 2016 року, і щоразу відновлювала нормальну роботу. Ці події були спричинені температурними коливаннями, що вплинуло на корисне навантаження і стабільність основного кута між двома телескопами. 18 лютого 2018 року Gaia перейшов у режим безпеки та екстреного зв'язку через антени з низьким коефіцієнтом підсилення після повідомлення про помилку. Причиною стала несправність одного з двох основних передавачів. Операції були переключені на другий передавач, і наукова місія змогла продовжитися. Причина виходу з ладу передавача все ще залишається невідомою на момент оприлюднення повідомлення.

Несправність накопичувача

Під час місії контролер сховища даних виходив з ладу чотири рази: 5 квітня 2015 року, 29 квітня 2015 року, 29 листопада та 12 серпня 2016 року. Щоразу сховище відновлювало роботу, але певна кількість наукових даних могла не зберегтися протягом цього часу.

Зоряні датчики

29 жовтня 2015 року регулятор положення автоматично переключився з зоряного датчика 1 на зоряний датчик 2. Того ж дня з'явилася можливість переключитися назад на перший зоряний датчик. Після аналізу було виявлено три зорі, які мали слабкі сусідні зорі, не зазначені в каталозі, що призводило до хибних спрацьовувань. 20 квітня 2017 року каталог зоряного датчика 1 було оновлено, а три проблемні об'єкти видалено.

Старт

Запуск телескопа було здійснено 19 грудня 2013 року з космодрома Куру у французькій Гвіані, за допомогою ракети-носія «Союз» із розгінним блоком «Фрегат». 8 січня 2014 року космічний апарат досягнув цільової орбіти поблизу другої точки Лагранжа. Після тестування обладнання та усіх систем космічного апарата у липні 2014 року почалась наукова частина місії.

Наукові результати

Загальний об'єм інформації, що планується отримати від Gaia за весь час експлуатації, оцінюється в декілька сотень Терабайт. Обробка такої величезної кількості інформації вимагає новітніх методів та комп'ютерних систем. Попередня обробка проводиться на борту з метою вибору корисної інформації, її архівування та передачі на Землю. Результати обробки спостережень публікуються у відкритому доступі, зокрема, вони доступні через Інтернет.

14 вересня 2016 року на основі спостережень за перші 14 місяців роботи, було опубліковано перший набір даних (Gaia DR1), який містив положення та зоряні величини 1,1 мільярда зір, паралакси та власні рухи для 2 мільйонів зір, криві блиску та інші характеристики близько 3000 змінних зір, положення й зоряні величини більше як 2000 позагалактичних джерел, в першу чергу — квазарів, що застосовуються для побудови міжнародної небесної системи координат.

На основі обробки спостережень із 25 липня 2014 по 23 травня 2016 року було створено другий набір даних (Gaia DR2), опублікований 25 квітня 2018 року. Цей каталог став найбільшим в історії людства. Він містить положення та зоряні величини 1 692 919 135 зір, паралакс та власний рух визначено для 1 331 909 727 зір, радіальну швидкість для 7 224 631 зір, оцінено температуру поверхні 161 497 595 зір, визначено радіус та світність 76 956 778 зір. Також у каталозі подано інформацію про 550 737 змінних. На основі спостережень Gaia визначено положення 14 099 тіл Сонячної системи, переважно астероїдів.

Третій попередній набір даних Gaia опубліковано 3 грудня 2020 року. Публікація повної третьої версії каталогу відбулась 13 червня 2022 року. Четверта версія каталогу планується не раніше кінця 2025 року.

Посилання

• Сторінка Гайї на сайті ЄКА [Архівовано 3 червня 2020 у Wayback Machine.]
• http://www.4glaza.ru/G-project/2012/05/24/gori-gori-moya-zvezda-kto-ty-est-ugadayu-ya-eshhe-odin-shag-k-sozdaniyu-trexmernoj-karty-mlechnogo-puti/ [Архівовано 22 вересня 2013 у Wayback Machine.]