Gaia je vesoljski observatorij Evropske vesoljske agencije (ESA), lansiran leta 2013, z namenom delovati do 2022. Vesoljsko plovilo je zasnovano za astrometrijo: merjenje položajev, razdalj in gibov zvezd z doslej nedoseženo natančnostjo. Cilj misije je ustvariti daleč največji in najnatančnejši 3D vesoljski katalog, ki je bil kdajkoli narejen, s približno 1 milijardo astronomskih objektov, predvsem zvezd, pa tudi planetov, kometov, asteroidov in kvazarjev.
Vesoljsko plovilo je v prvih petih letih izmerilo vsakega od svojih ciljev okoli 70-krat, pri tem zajelo natančen položaj in gibanje vsake tarče, in bo ta nadaljevalo z delom tudi v bodoče. Vesoljsko plovilo ima dovolj goriva za mikropogon za delovanje do približno novembra 2024. Ker se njegovi detektorji ne razgrajujejo tako hitro, kot so sprva pričakovali, bi se lahko življenjska doba misije podaljšala prek 2024 Gaia cilja na objekte svetlejše od magnitude 20 v širokem fotometričnem pasu, ki pokriva večino vidnega območja; takšni objekti predstavljajo približno 1 % populacije Rimske ceste. Poleg tega naj bi Gaia odkrila na tisoče do deset tisoč zunanjesončnih planetov velikosti Jupitra onkraj Osončja, 500.000 kvazarjev zunaj naše galaksije in več deset tisoč novih asteroidov in kometov v Osončju.
Misija Gaia bo ustvarila natančen tridimenzionalni zemljevid astronomskih objektov po Rimski cesti in zasledovala njihove poti, ki so značilne za izvor in kasnejši razvoj Rimske ceste. Spektro-fotometrične meritve bodo zagotovile podrobne fizikalne lastnosti vseh opazovanih zvezd, to je njihovo svetilnost, efektivno temperaturo, težo in elementarno sestavo. Ta obsežen zvezdniški popis bo zagotovil osnovna opazovanja za analizo številnih pomembnih vprašanj, povezanih z nastankom, zgradbo in preteklostjo naše galaksije.
Kot naslednica misije Hipparcos (operativna 1989–93) je Gaia del dolgoročnega znanstvenega programa ESA Horizon 2000+. Plovilo Gaia je 19. decembra 2013 izstrelilo podjetje Arianespace z raketo Sojuz ST-B / Fregat-MT iz Kourouja v Francoski Gvajani. Vesoljsko plovilo trenutno deluje na Lissajousjevi orbiti okoli Lagrangeve točke L 2 sistema Sonce - Zemlja .
Zgodovina Vesoljski teleskop Gaia ima svoje korenine v misiji ESA Hipparcos (1989–1993). Njegov cilj sta oktobra 1993 predlagala Lennart Lindegren ( observatorij Lund, univerza Lund, Švedska) in Michael Perryman (ESA) v odgovor na razpis za zbiranje predlogov za dolgoročni znanstveni program ESA Horizon Plus. Odbor za znanstveni program ESA ga je 13. oktobra 2000 sprejel kot temeljno nalogo številka 6, faza projekta B2 pa je bila odobrena 9. februarja 2006, pri čemer je EADS Astrium prevzel odgovornost za strojno opremo. Ime "Gaia" je prvotno nastalo kot kratica za Global Astrometric Interferometer for Astrophysics. To je odražalo optično tehniko interferometrije, ki je bila prvotno načrtovana za vesoljsko plovilo. Cilji so se s časom razširili, tako da kratica ne pove več vsega, kar Gaia zmore, ime za projekt pa je ostalo.
Skupni stroški misije znašajo približno 740 milijonov EUR (~ 1 milijardo USD), za izdelavo plovila, pot z zemlje na končno točko in za operacije na tleh. Gaia je zakasnila za dve leti in stala 16 % več kot je bil njen prvotni proračun, predvsem zaradi težav, ki so nastale pri poliranju njenih deset ogledal, in problemov med montažo in testiranjem goriščnega sistema za kamere.
Cilji Vesoljska misija Gaia ima naslednje cilje:
Za določitev lastnih svetilnosti zvezd je treba poznati njihovo oddaljenost. Eden redkih načinov, kako to doseči brez fizičnih predpostavk, je s paralakso, vendar atmosferski učinki in instrumentalne pristranskosti poslabšajo natančnost meritev paralakse. Spremenljivke Kefeide se uporabljajo kot standardne sveče za merjenje razdalj do galaksij, vendar so njihove lastne razdalje slabo znane. Tako ostajajo količine, na primer hitrost širjenja vesolja, ki so od njih odvisne, dalje netočne. Natančno merjenje razdalj ima velik vpliv na razumevanje dogajanj v drugih galaksijah in s tem celotnega vesolja. Opazovanje najšibkejših objektov bo zagotovilo popolnejši pogled na svetlostno funkcijo zvezd. Gaia opazuje milijardo zvezd in drugih teles, kar predstavlja 1 % vsebine Rimske ceste. Če želimo dobiti nepristranski vzorec, je treba izmeriti vse objekte do določene magnitude. Dobljeni rezultati (kot so razvrstitev, pogostost, korelacije in neposredno opazovane spremembe v lastnostih (bodisi redke oz. enkratne, bodisi ciklične) naj bi omogočili boljše razumevanje hitrejših obdobij v življenju zvezd in dinamike naše galaksije. To je mogoč doseči le z dolgotrajnimi podrobnimi in ponavljajočimi se opazovanji velikega števila zvezd. Merjenje astrometričnih in kinematičnih lastnosti zvezde je potrebno za razumevanje različnih zvezdnih populacij, zlasti najbolj oddaljenih.
Da doseže te cilje, ima Gaia naslednje naloge:
Določiti pozicijo, paralakso in letno lastno gibanje 1 milijarde zvezd z natančnostjo približno 20 microarcseconds (μas) pri magnitudi 15, in 200 μas pri magnitudi 20. Določiti položaj zvezd pri magnitudi V = 10 do natančnosti 7 μas – to bi pri merjenju položaja lasu, ki je1000 km oddaljen, pomenilo natančnost njegove debeline , - med 12 in 25 μas do V = 15 in med 100 in 300 μas do V = 20, odvisno od barve zvezde. Razdalja do približno 20 milijonov zvezd bo tako izmerjena z natančnostjo 1 % ali bolje, približno 200 milijonov razdalj pa bolje kot 10 %. Razdalje, natančne do 10 %, bodo segale vse do Galaktičnega središča, to je do oddaljenosti 30.000 svetlobnih let. Izmeriti tangencialno hitrost 40 milijonov zvezd z natančnostjo boljšo kot 0,5 km/s. Določiti atmosferske parametre (kot so efektivna temperatura, medzvezdna ekstinkcija vidne črte, površinska gravitacija, kovinskost) za vse opažene zvezde ter nekaj podrobnejših kemičnih parametrov za tarče, svetlejše od V = 15. Natančno izmeriti orbite in naklone tisoč zunajsolarnih planetov, pri tem določiti njihovo pravo maso z uporabo astrometričnih metod odkrivanja planetov. Natančneje izmeriti upogibanje zvezdne svetlobe zaradi Sončevega gravitacijskega polja, kot ga je predvidela Splošna teorija relativnosti Alberta Einsteina in ki ga je prvič odkril Arthur Eddington med sončnim mrkom leta 1919 – po tej poti neposredno opazovati strukturo vesolja in časa. Potencial za odkrivanje Apohelejevih asteroidov z orbitami, ki ležijo med Zemljo in Soncem, v območju, ki ga teleskopi na Zemlji težko spremljajo, saj je na nebu vidno le podnevi oziroma tik pred dnem in tik po njem. Odkritje do 500.000 kvazarjev .
Vesoljsko plovilo sličica|Gaia kot šibka sled pik po spodnji polovici vidnega polja, polnega zvezd. Gaio je poslalo v vesolje podjetje Arianespace z raketo Soyuz ST-B z zgornjo stopnjo Fregat-MT iz Ensemble de Lancement Soyouz. Start v Kourouju v Francoski Gvajani je bil 19. decembra 2013 ob 9.12 UTC (06:12 po lokalnem času). Satelit se je 43 minut po izstrelitvi ob 9.54 UTC ločil od zgornje stopnje rakete. Plovilo se je nato odpravilo na pot proti točki L2 sistema Sonce-Zemlja, ki se nahaja približno 1,5 milijona kilometrov daleč. Točka L2, kamor je Gaia prispela 8. januarja 2014, vesoljskemu plovilu zagotavlja zelo stabilno gravitacijsko in termično okolje. TPlovilo se premika po Lissajousjevi orbiti, ki preprečuje, da bi Zemlja blokirala Sonce - to bi omejilo količino sončne energije, ki bi bila na voljo sončnim celicam plovila, poleg tega pa zmotilo toplotno ravnovesje vesoljskega plovila. Po izstrelitvi so namestili senčnik s premerom 10 metrov. Senčnik je vedno obrnjen proti Soncu, s čimer ohranja vse teleskopske komponente hladne in napaja Gaio s pomočjo sončnih celic na svoji površini.
Znanstveni instrumenti Tovor Gaia sestavljajo trije glavni instrumenti:
Astrometrični instrument (Astro) z merjenjem kotnega položaja natančno določa položaje vseh zvezd, ki so svetlejše od magnitude 20, . Z združevanjem meritev katere koli zvezde v petletni misiji bo mogoče določiti njeno paralakso in s tem razdaljo ter lastno gibanje telesa - to je hitrost zvezde, projicirane na nebesno ravnino. Fotometrični instrument (BP/RP) omogoča merjenje svetilnosti zvezd na območju 320–1000 nm za vse zvezde, svetlejše od magnitude 20. Modri in rdeči fotometer (BP/RP) se uporabljata za merjenje lastnosti, kot so temperatura, masa, starost in elementarna sestava zvezd. Večbarvna fotometrija uporablja dve prizmi iz zlitega silicijevega dioksida nizke ločljivosti, ki pred zaznavanjem razpršita vso svetlobo, ki vstopa v vidno polje iz smeri vzdolž skeniranja. Modri fotometer (BP) deluje v območju valovnih dolžin 330–680 nm; rdeči fotometer (RP) pokriva območje valovnih dolžin 640–1050 nm. Spektrometer na radialno hitrost (RVS) se uporablja za določanje hitrosti nebesnih teles vzdolž vidne črte s pomočjo spektrov visoke ločljivosti v spektralnem pasu 847–874 nm (poljske črte kalcijevega iona) za objekte do magnitude 17. Radialne hitrosti se merijo z natančnostjo med 1 km/s (V = 11,5) in 30 km/s (V = 17,5). Meritve radialnih hitrosti je pomembno popraviti za pospešek, ki ga povzroči gibanje vzdolž vidne črte. " RVS določa hitrost zvezde vzdolž vidne črte Gaie z merjenjem Dopplerjevega efekta na absorpcijskih linijah v spektru visoke ločljivosti.
Da se ohranita natančna usmeritev ustrezni fokus za zvezde, ki so oddaljene veliko svetlobnih let, na voljo skoraj ni nobenega premičnega dela. Podsistemi vesoljskega plovila so nameščeni na togem okvirju iz silicijevega karbida, kar zagotavlja stabilno strukturo, ki se zaradi toplote ne bo razširila ali skrčila. Kontrolo položaja zagotavljajo majhni motorji na hladen plin, ki imajo lahko pretok do 1,5 mikrograma dušika na sekundo.
Telemetrična povezava s satelitom ima v povprečju hitrost približno 3 Mbit/s, medtem ko skupna vsebina slike v goriščni ravnini znaša več Gbit/s . Zato je mogoče na zemljo prenesti le nekaj deset slikovnih pik okoli vsakega predmeta.
Načela merjenja Podobno kot njegov predhodnik Hipparcos, vendar s stokrat boljšo natančnostjo, Gaia vsebuje dva teleskopa, ki opazujeta v dveh smereh s stalnim kotom 106,5 ° med njima. Vesoljsko plovilo se neprestano vrti okoli osi, ki leži pravokotno na opazovalni črti obeh teleskopov. Os vrtenja ima glede na nebo rahlo precesijo, pri tem pa ohranja enak kot proti Soncu. Z natančnim merjenjem relativnih položajev posameznih objektov v obeh smereh opazovanja dobimo tog referenčni sistem.
Dve ključni lastnosti teleskopa sta:
1,45 × 0,5 m primarno ogledalo za vsak teleskop 1,0 × 0,5 m tarča v žariščni ravninii, na katero se projicira svetloba iz obeh teleskopov. Tarčo sestavlja 106 CCD, vsaka od njih z 4500 x 1966 točk, kar skupno znese 937.8 milijona pik (skratka, gre za kamero gigapiksel razreda) .
levo|sličica| Metoda skeniranja Vsak nebesni objekt bo med misijo, ki naj bi trajala pet let, v povprečju opazovan približno 70-krat. Te meritve bodo pomagale določiti astrometrične parametre zvezd: dve meritvi, ki ustrezata kotnemu položaju določene zvezde na nebu, dve za odvode položaja zvezde skozi čas (gibanje) in nazadnje paralakso zvezde, iz katere je mogoče izračunati razdaljo. Radialna hitrost svetlejših zvezd se meri z integriranim spektrometrom, na osnovi Dopplerjevega učinka. Zaradi fizičnih omejitev nosilne rakete Sojuz tarč v fokusu Gaie ni bilo mogoče optimalno zaščititi pred sevanjem, tako da ESA pričakuje, da bo njih uspešnost nekoliko trpela proti koncu misije petletnega. Pred začetkom misije so testi CCD pod sevanjem zagotovili, da je mogoče doseči njene primarne cilje.