Gaia (Raumsonde)

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Gaia
Gaia
Typ: Weltraumteleskop
Betreiber: Europäische WeltraumorganisationESA ESA
Missionsdaten
Masse: 2030 kg
Start: 19. Dezember 2013, 9:12 Uhr UTC
Startplatz: Centre Spatial Guyanais, ELS
Trägerrakete: Sojus-ST
Flugdauer: 5 Jahre (geplant)
Status: im Orbit
Bahndaten

Gaia ist eine Weltraumsonde der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), die sich auf einer Umlaufbahn um den Sonne-Erde-Lagrange-Punkt L2 befindet. Sie führt eine hochgenaue dreidimensionale optische Durchmusterung des ganzen Himmels durch. Erfasst werden auch lichtschwache Objekte bis zu einer Magnitude von 20. Rund ein Prozent der Sterne unserer Milchstraße (die aus geschätzt mehr als 100 Milliarden Sternen besteht) sollen astrometrisch, photometrisch und spektroskopisch mit bis dahin unerreichter Genauigkeit kartographisch erfasst werden. Neben der genauen dreidimensionalen Position jedes Objekts soll auch die Radialgeschwindigkeit ermittelt werden und durch wiederholte Beobachtung die Bewegungsrichtung. Bei Objekten mit einer Magnitude von 16 oder heller wird zusätzlich das Spektrum analysiert.

Es handelt sich um eine reine ESA-Mission ohne Beteiligung von außereuropäischen Weltraumorganisationen. ESA bestätigte Gaia im Jahr 2000 als priorisierte Mission und gab 2006 den Bau der Sonde in Auftrag. Sonde und Nutzlast wurden von europäischen Unternehmen gebaut. Der Start erfolgte am 19. Dezember 2013.

Die Gaia-Mission ist die wissenschaftliche Nachfolgerin der Hipparcos-Mission der ESA (1989–1993) und soll bis zu 200 Mal genauer die Positionen bestimmen, 10.000 Mal mehr Objekte bestimmen und 100.000 Mal mehr Daten produzieren als die Vorgängermission.

Der Name Gaia war ein Akronym für „Globales Astrometrisches Interferometer für die Astrophysik“.[1] Er kennzeichnet die ursprünglich für dieses Teleskop geplante Technik der optischen Interferometrie.[2] Der Name wurde später trotz des im Laufe der Planungen geänderten Messprinzips beibehalten, er ist außerdem eine Anlehnung an die Erdmuttergöttin Gaia der griechischen Mythologie.

Aus Gaias Daten wurde 2016 unter dem Namen Gaia DR1 ein vorläufiger und unvollständiger Katalog mit mehr als einer Milliarde Sternen veröffentlicht, für Ende des Jahres 2022 ist der vollständige Katalog mit allen Daten angekündigt. Alle Daten sind in einer großen Datenbank für die Allgemeinheit zugänglich.

Wissenschaftliche Ziele[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die hochpräzise Vermessung von Himmelsobjekten erfordert absolut ungestörte Beobachtung. Beobachtungen von der Erde aus unterliegen vielen Störquellen, beispielsweise Erschütterungen durch Mikrobeben oder Verzerrungen durch die Erdatmosphäre. Nur vom Weltall aus sind Beobachtungen genügender Präzision möglich. Die Astronomen erhoffen sich von den Gaia-Messungen die Entdeckung einer Vielzahl bislang unbekannter Himmelsobjekte.[3]

Die Positions- und Parallaxengenauigkeit wird für helle Sterne (bis 15 mag) besser als 25 µas (1 µas = 1 Mikrobogensekunde = 10−6 Bogensekunden) sein und bei den schwächsten Sternen (bei 20 mag) je nach Spektralklasse auf rund 300 µas abfallen.[4] Letzterer Wert ist immer noch besser als die bisher genauesten Messungen an sehr hellen Sternen (500 bis 2000 µas, durchgeführt im Rahmen der Hipparcos-Mission). Außerdem sollen für über eine Milliarde Objekte Helligkeit und Farben mit hoher Genauigkeit gemessen werden. Für die hellsten 100 bis 200 Millionen Sterne bis zu einer Magnitude von 16 soll Gaia zusätzlich gut aufgelöste Spektren liefern, aus denen Radialgeschwindigkeit, Temperatur, Oberflächengravitation und chemische Zusammensetzung der Sterne bestimmt werden können.[4]

Nach Abschätzungen im Vorfeld der Mission wird Gaia in den folgenden Größenordnungen Objekte finden und mit Daten beschreiben:

Milchstraße[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Prinzip der Sternparallaxe: Durch die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne verschiebt sich ein naher Stern vor dem entfernten Hintergrund im Halbjahresrhythmus (hier stark übertrieben).

Die Gaia-Mission will den Ursprung und die Entwicklung der Milchstraße aufklären. Dazu soll Gaia mit bis dahin unerreichter Genauigkeit die Positionen, Entfernungen (Parallaxen) und Bewegungen (Eigenbewegungen, Radialgeschwindigkeiten) von ungefähr einer Milliarde Sternen der Milchstraße bestimmen; jeder Stern wird dabei etwa 70-mal erfasst. Dies sind während der geplanten Flugdauer von fünf Jahren durchschnittlich 40 Millionen Sternbeobachtungen pro Tag.[10] Aus den Bewegungen der Sterne und deren Abschattung durch Staub- und Gaswolken will man neue Erkenntnisse gewinnen über Verteilung von stellarer Materie, von interstellarer Materie und Dunkler Materie.[3]

Sternentwicklung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Neben Informationen über die Struktur und Entwicklung der Milchstraße erhofft man sich von diesen Daten neue Erkenntnisse über den inneren Aufbau, die Entstehung und Entwicklung von Sternen. Mittels genauer Positionsdaten und Entfernungen kann die Leuchtkraft der einzelnen Sterne deutlich genauer bestimmt werden. Die von Gaia gesammelten Messdaten sollen Informationen darüber liefern, wo, wann und wie die Sterne entstanden sind und wie sie ihre Umgebung mit Materie anreichern, wenn sie sterben. Durch Ermitteln von Bewegungsrichtungen lassen sich Gruppen von Sternen finden, die gemeinsames Alter und gemeinsamen Ursprung haben.[3]

Veränderliche Sterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die wiederholten Messungen erlauben eine computergestützte Erfassung von veränderlichen Sternen wie Cepheiden und RR-Lyrae-Sternen mit zusätzlichen Daten und Spektren. Außerdem werden unerwartete photometrische Veränderungen wie z. B. durch Okkultationen erfasst.[3]

Doppelsterne und Mehrfachsterne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Mission soll zahlreiche Doppel- und Mehrfachsterne auflösen und deren Verständnis verbessern. Die Schwingungen von nicht aufgelösten Doppelsternen, die die Parallaxenmessungen und Bewegungsmessungen überlagern, können dazu genutzt werden, solche Systeme aufzuklären. Periodische photometrische Veränderungen werden erfasst.[3]

Exoplaneten[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Beobachtungen erlauben die Erfassung von Exoplaneten mit Massen ähnlich wie Jupiter und mehrjährigen Umlaufzeiten anhand der Bewegungen des Sterns um das gemeinsame Baryzentrum, einschließlich Bestimmung der Massen. Der Übergangsbereich zwischen großen Exoplaneten und braunen Zwergen wird genauer bestimmt.[3]

Sonnensystem[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaia erfasst alle Objekte am Himmel, die sich nicht zu schnell bewegen. Die Bewegung von Objekten des Sonnensystems (solar system objects, SSO) bewirkt, dass sie nicht punktförmig, sondern langgezogen erscheinen. Die Planeten sind zu groß und meistens zu hell, um von Gaia erfasst zu werden. Asteroiden und Kometen sind gut für die Erfassung geeignet, und Gaia wird für viele dieser Objekte sehr präzise Bahndaten ermitteln. Gaia wird Objekte finden, die sich weit von der Ebene der Ekliptik oder innerhalb der Erdbahn befinden. Das Gaia-Projekt gibt Meldungen aus, damit solche Objekte durch erdbasierte Beobachtungen weiterverfolgt werden und genügend Beobachtungen gemacht werden, damit die Bahndaten präzise genug berechnet werden können und die Objekte nicht wieder verloren gehen. Die gefundenen Objekte sind nicht vollzählig, weil Objekte mit hoher scheinbarer Bewegung nicht erfasst werden können. Für Objekte, die sich während der Beobachtungsphase gegenseitig nähern, wird Gaia Masseberechnungen durchführen. Es wird erwartet, dass die meisten gefundenen Objekte Hauptgürtelasteroiden sind.[3]

Insgesamt wird die Vermessung von mehreren tausend erdnahen Objekten (Near-Earth Objects, NEOs) erwartet, sowohl Asteroiden als auch Kometen. Die meisten Objekte des Kuipergürtels sind zu lichtschwach für die Erfassung, aber die größten Objekte werden gefunden. Da Gaia Objekte von einer anderen Perspektive als von der Erde aus erfasst, können auch Objekte vermessen werden, die von der Erde aus kaum beobachtbar sind, weil sie von der Sonne überstrahlt werden. Gaia wird so auch Objekte innerhalb der Erdumlaufbahn finden. Die Vermessung von Bahnstörungen wird die Berechnung der Masse von ungefähr 150 Asteroiden ermöglichen.[11]

2009 waren etwa 800 Objekte im Kuipergürtel bekannt. Transneptunische Objekte und Zentauren sind im Allgemeinen sehr lichtschwach, sodass nur ungefähr 65 davon bekanntermaßen heller als 20 mag und 138 heller als 21 mag sind. Gaia wird entsprechend nur wenige neue dieser Objekte finden, aber auch solche in Richtung der Milchstraße, die schwer zu entdecken sind, oder die eine große Bahnneigung haben und sich fern von der Ekliptik befinden. Gaia wird unter diesen binäre Objekte erkennen.[12]

Lokale Gruppe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaias Auflösungsvermögen genügt, um die hellsten Sterne der lokalen Gruppe zu erfassen. Eine Reihe von Galaxien der lokalen Gruppe können auf diese Weise erfasst werden, wie die Andromedagalaxie und die Magellanschen Wolken. Für entfernte Zwerggalaxien werden es nur wenige der allerhellsten Sterne sein, für die benachbarten Galaxien Tausende bis Millionen von Sternen. Kugelsternhaufen und Zwerggalaxien wie Fornax, Sculptor, Carina und Sextans werden mit tausenden von Sternen erfasst. Ein Ziel ist, die Interaktion von Galaxien zu erforschen, insbesondere wie die Milchstraße mit den Magellanschen Wolken wechselwirkt. Sternbewegungen innerhalb von Zwerggalaxien lassen sich feststellen. Alle diese Beobachtungen sind dazu geeignet, den Einfluss von Dunkler Materie auf die Sternbewegungen festzustellen.[3]

Nicht aufgelöste Galaxien und Quasare[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaia wird Millionen entfernter Galaxien erfassen, soweit sie hell genug sind, und wird von ihnen photometrische Daten gewinnen. Die gefundenen Quasare können als Orientierungspunkte für optische und radioastronomische Bezugssysteme dienen.[3]

Astrophysik und Grundlagenforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Eine mögliche zeitliche Änderung der Gravitationskonstante G (genauer: ) soll mit einer Genauigkeit von besser als 10−13/Jahr erfasst werden. Die relativistische Lichtablenkung durch die Schwerkraft der Sonne soll mit einer relativen Genauigkeit von rund einem Millionstel gemessen und die Lichtablenkung durch die Schwerkraft der Planeten erstmals direkt nachgewiesen werden.[3]

Kosten[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Kosten für die Gesamtmission von den vorläufigen Studien einschließlich Start, Bodenkontrolle und Nutzlast bis zum nominalen Ende der Mission wird 740 Millionen Euro betragen. Die Sonde selbst kostete 450 Millionen Euro. Nicht enthalten sind Kosten von rund 250 Millionen Euro für das DPAC-Konsortium, das die wissenschaftliche Datenreduktion betreibt. Diese werden von den beteiligten Ländern aufgebracht, nicht von der ESA. Mitglieder des DPAC kommen aus 20 europäischen Ländern: Belgien, Dänemark, Deutschland, Estland, Finnland, Frankreich, Griechenland, Irland, Italien, Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Slowenien, Spanien, Schweiz, Schweden, Tschechien, Ungarn, Vereinigtes Königreich, außerdem aus Algerien, Brasilien, Israel und den Vereinigten Staaten. ESA leistet aber einen bedeutenden Beitrag für DPAC mit der Bereitstellung des zentralen Daten- und Rechenzentrums ESAC in Spanien.[13]

Industriebeteiligung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Februar 2006 beauftragte die ESA die Firma EADS Astrium mit dem Bau von Gaia. Am 11. Mai 2006 wurde schließlich der Bauvertrag für Gaia zwischen der ESA und Astrium unterzeichnet.[14]

Für Entwicklung und Bau der Sonde und der Nutzlast wurde EADS Astrium, heute Airbus Defence and Space, als Generalunternehmen gewählt. Die Nutzlast wurde gebaut unter der Verantwortung von Airbus DS in Toulouse, das mechanische Servicemodul entstand durch Airbus DS in Friedrichshafen, das elektrische Servicemodul wurde unter Airbus DS in Stevenage gebaut. Es gab ungefähr 80 Verträge mit 50 Unternehmen aus 15 europäischen Staaten, drei wurden mit Unternehmen in den USA abgeschlossen. Ungefähr 2500 bis 3000 Menschen waren am Projekt beteiligt.[13]

Raumfahrzeug[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Sonde besteht aus drei wesentlichen Teilen: Sonnenschild, Versorgungseinheit und Nutzlast. Über dem Sonnenschild befindet sich eine Kuppel, die die Nutzlast beherbergt. Zwischen Nutzlast und Schild befindet sich die zylindrische Versorgungseinheit.

Sonnenschild[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Skizze der Gaia-Sonde (nach Maßen dieses Artikels erstellt): Die in der Seitenansicht untere Fläche ist in Richtung Sonne und Erde orientiert.

Die nahezu kreisförmige Anordnung von Solarzellen und „Sonnenschirm“ beherrscht das hutähnliche äußere Erscheinungsbild von Gaia. Der Sonnenschild besteht aus zwölf breiten Streben, zwischen denen sich beim Entfalten des Schildes 48 dreieckige Flächen aufspannen.[15] Die Sonde ist 3-Achsen-stabilisiert und wird ihre langsame Rotation dazu nutzen, den durch das Gesichtsfeld laufenden Himmel kontinuierlich abzutasten. Nutzlast und Versorgungseinheit liegen während des wissenschaftlichen Betriebs stets im kühlenden Schatten des „Sonnenschirms“. Mit entfalteten Solarzellen hat Gaia einen Durchmesser von 10 m.[16]

Nutzlast[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Nutzlast-Kuppel hat einen Durchmesser von ungefähr 3 m und eine Höhe von 2 m. Die Versorgungseinheit hat ebenfalls 3 m Durchmesser und 1 m Höhe. Die drei Komponenten Torus, Spiegel und Kamera bilden im Wesentlichen die Nutzlast. Die Spiegel für die Teleskope und die Kamera sind an einer ringförmigen Struktur befestigt, die „Torus“ genannt wird. Der Torus besteht aus dem keramikähnlichen Siliziumcarbid und wurde aus 17 einzelnen Teilen zusammengesetzt und bei 1000 °C mit einem speziellen Material verlötet. Dieses Material ist sehr fest, hart, leicht und hat eine sehr geringe Wärmeausdehnung sowie eine hohe Wärmeleitfähigkeit. Die Nutzlast wird bei einer Temperatur von rund −110 ºC betrieben und befindet sich in einem Zelt aus kohlefaserverstärktem Polymer und Aluminiumsandwichplatten, das die Temperatur im Inneren möglichst konstant halten soll und als Schutz der Spiegel und der Kamera gegen Mikrometeoriten dient. Das Zelt hat zwei Öffnungen für die Teleskope.[17]

Versorgungseinheit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Versorgungseinheit enthält wesentliche Komponenten wie Antriebseinheiten, Lagekontrolle, Treibstofftanks, Stromversorgung und Verkabelung, Atomuhr, Videoprozessoren, Computer, Datenspeicher und Datenübertragungssystem. Um die Sonde absolut stabil und frei von Vibrationen zu halten, besitzt die Sonde keinerlei bewegliche Teile mit Ausnahme der Ventile für die Triebwerke. Die Komponenten der Versorgungseinheit sind auf einem Rahmen aus kohlefaserverstärktem Kunststoff montiert.[18]

Stromversorgung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Sonde verfügt über 12,8 m² große hocheffiziente Solarpanele aus Dreischicht-Galliumarsenid-Zellen. 7,3 m² sind fest installiert, 5,5 m² sind am Sonnenschild befestigt und entfalteten sich zusammen mit diesem. Während des Starts waren diese Module hochgeklappt. Für die Startphase und den Anfangsbetrieb gibt es einen 60-Ah-Lithium-Ionen-Akkumulator. Es gibt eine Stromregelung, die dafür sorgt, dass zu keinem Zeitpunkt die maximale Leistungsaufnahme überschritten wird. Da die Sonde immer im 45°-Winkel zur Sonne betrieben wird, können die Solarmodule im normalen Betrieb nicht ihre volle Leistung erbringen. Gaia weist eine Gesamtleistungsaufnahme von 1720 W auf, wovon die Nutzlast ungefähr 830 W benötigt.[18]

Triebwerke und Lagekontrolle[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaia besitzt zwei mal acht chemische Triebwerke mit je 10 Newton Schubkraft, um damit in die Lissajousbahn um L2 eintreten zu können und um periodisch die Bahn zu korrigieren.[19] Diese bilden das Chemical Propulsion Subsystem (CPS) und verwenden Distickstofftetroxid (NTO) und Methylhydrazin (MMH).[20][17]

Der Messbetrieb verlangt eine äußerst präzise Regelung der Lage und der Drehgeschwindigkeit. Zur Feinregelung während des Messbetriebs hat Gaia zwei mal sechs Kaltgasdüsen mit sehr kleinem variablen Schub von 10 bis 150 Mikronewton an Bord. Diese bilden das Micro Propulsion Subsystem (MPS) und verwenden Stickstoff als Druckgas.[19]

Es gibt zwei unabhängige Sternsensoren zur Navigation im kalten Bereich und drei Sonnensensoren im heißen Bereich, dazu drei redundante Faserkreisel.[17] Die Geschwindigkeiten, mit denen die Sterne über die Fokussierebene wandern, ergeben weitere Daten über die Drehgeschwindigkeit und die Lage im Raum. Im Wissenschaftsbetrieb werden nur die Sterndetektoren in Verbindung mit den Daten aus der Kamera verwendet. Die anderen Sensoren dienen nur der Fehlererkennung und Fehlerkorrektur. Das System kann Lageveränderungen durch einen Mikrometeoriteneinschlag innerhalb sehr kurzer Zeit automatisch kompensieren. Gaia kann dabei problemlos automatisch zwischen verschiedenen Formen der Lageregelung und zwischen den beiden Antriebsarten wechseln und dabei die Triebwerke und Treibstoffe optimal einsetzen.[17]

Beim Start hatte die Sonde ungefähr 400 kg chemische Treibstoffe und zwei Tanks mit jeweils 28,5 kg Stickstoff unter einem Druck von 310 bar.[18]

Instrumente[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Schéma-gaia.png
  • Spiegel von Teleskop 1 (M1, M2, M3)
  • Spiegel von Teleskop 2 (M’1, M’2, M’3)
  • Die Spiegel M4, M’4, M5, M6 sind weggelassen

Andere Komponenten:

  1. Optische Bank, ein Ring aus Siliziumkarbid
  2. Kühlradiator
  3. Elektronik der Fokussierebene
  4. Stickstofftanks
  5. Prismen für das Spektroskop
  6. Treibstofftanks
  7. Startracker
  8. Telekommunikationsteil und Batterien
  9. Hauptantrieb
M4-au-plan-focal.png

Lichtpfad für Teleskop, Aufbau der Fokussierebene und der Instrumente:
Durch die Rotation der Sonde streichen die Bilder in der Fokussierebene von rechts nach links mit einer Geschwindigkeit von 60 Bogensekunden pro Sekunde.[21]

  1. Einfallendes Licht von Spiegel M3
  2. Einfallendes Licht von Spiegel M’3
  3. Fokussierebene mit Detektoren für das astrometrische Instrument in hellblau, Photometer für blaues Licht in dunkelblau, Photometer für rotes Licht in rot. Spektrometer für Radialgeschwindigkeit (Dopplermessung der Calcium-Linien) in rosa
  4. Spiegel M4 and M’4, die die beiden Lichtwege kombinieren
  5. Spiegel M5
  6. Spiegel M6, der die Fokussierebene beleuchtet
  7. Optik und Prismen für die Ermittlung der Radialgeschwindigkeit
  8. Prismen für das blaue (BP) und rote (RP) Photometer

Teleskope[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaia trägt drei wissenschaftliche Hauptinstrumente, die gemeinsam von zwei Spiegelteleskopen mit weit voneinander getrennten Gesichtsfeldern am Himmel versorgt werden. Die Teleskope haben keine kreisförmigen, sondern 38 kg schwere konkave rechteckige Primärspiegel der Größe 145 cm × 50 cm (M1, M’1). Die konvexen Sekundärspiegel (M2, M’2) sind 35 × 16 cm groß. Von dort trifft das Licht auf die beiden konkaven Tertiärspiegel (M3, M’3) in der Größe von 65 × 28 cm. Diese Spiegel lenken das Licht auf die beiden flachen Kombinierer-Spiegel M4 und M’4 mit 19 × 7 cm, die beide Teleskope kombinieren und weiterleiten auf M5. Von dort aus gelangt das Licht über M6 auf die Fokussierebene. M5 und M6 sind flach und haben eine Größe von 55 × 34 cm. Alle zehn Spiegel bestehen aus gesintertem Siliziumkarbid und haben eine hochreflektierende geschützte Silberoberfläche. Die Teleskope haben eine Brennweite von 35 m. Die beiden Sekundärspiegel haben Aktuatoren, die die Spiegel in einem Bereich von 5° bewegen können. Alle Instrumente schauen auf die gleichen um 106,5° getrennten Himmelsabschnitte, die von je einem der beiden Teleskope abgebildet werden. Die beiden Gesichtsfelder sind etwa 1,4° × 0,7° groß, überdecken am Himmel also etwa die vierfache Fläche der Sonnen- bzw. Vollmondscheibe.[22]

Die Spiegelrohlinge aus gesintertem Siliziumkarbid stammen von Boostec aus Bazet in Frankreich. Gesintertes Siliziumkarbid ergibt beim Schleifen keine glatten Oberflächen. Nach dem vorläufigen Schliff wurden deswegen die Spiegel von Schunk Kohlenstofftechnik in Heuchelheim in einem speziellen Prozess mit einer zusätzlichen Lage Siliziumkarbid beschichtet.[23] Siliziumkarbid hat eine Härte, die nahe an die von Diamant heranreicht, die Endbearbeitung war entsprechend sehr zeitaufwendig, dabei wurden die Spiegel auf eine Präzision von 10 nm geschliffen, außerdem mussten die Spiegel beider Seiten sich sehr ähnlich sein. Die beiden Primärspiegel wurden von Sagem bei Paris geschliffen, die beiden M2- und M4- sowie M5- und M6-Spiegel wurden von AMOS in Lüttich, Belgien bearbeitet, die beiden M3-Spiegel von Carl Zeiss Optronics GmbH in Oberkochen, Deutschland. Die Spiegel wurden schließlich von Sagem mit Silber beschichtet mit Ausnahme der beiden M3-Spiegel, die von Zeiss fertiggestellt wurden.[22]

Kamera[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

SM = Skymapper
AF = Astrometric Field
BP = Blue Photometer
RP = Red Photometer
RVS = Radial Velocity Spectrograph
WFS = Wave Front Sensor
BAM = Basic Angle Monitor

Das Licht von beiden Teleskopen fällt auf eine gemeinsame Fokussierebene, dort werden die Objekte gemeinsam erfasst von einem Feld von insgesamt 106 hochempfindlichen CCD-Detektoren mit einer Abmessung von 6 × 4,7 cm und einer Auflösung von je 4500 × 1966 Pixel.[24] Zusammen haben die Sensoren rund eine Milliarde Pixel, das ist die größte jemals im Weltraum betriebene Kamera. Die CCDs erfassen Wellenlängen von 330–1050 nm, also zusätzlich einen Bereich im UV und im Infrarot, der über das Wahrnehmungsvermögen von 400–760 nm des menschlichen Auges hinausgeht. Die CCDs sind auf einer 20 kg schweren Platte aus Siliziumkarbid von der Größe 1,0 × 0,5 m montiert.[25]

Astrometrie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die beiden Reihen von 2-mal 7 Skymapper-CCDS identifizieren, welches Objekt von welchem Teleskop stammt. Ein Feld von 62 dieser CCD-Detektoren in einem 7 × 9-Raster registriert die Himmelsobjekte mehrfach. Das Detektorfeld wird während der Gaia-Mission die Sternpositionen am Himmel mit einer Präzision von teilweise besser als 30 Mikrobogensekunden (μas) erfassen.[26] Unter Berücksichtigung aller Messungen wird am Ende der Mission für ein Objekt ein Parallaxenfehler erwartet, der z. B. für einen Stern der Klasse M6V mit einer Helligkeit von 15 mag bei 9 μas liegt.[4] Die Genauigkeit wurde gegenüber der Vorgängermission Hipparcos um einen Faktor 20 bis 50 verbessert. Über die Messung der Parallaxe lässt sich die Entfernung bestimmen. Durch die mehrfache Vermessung von Sternen während der Lebensdauer der Sonde sind die Winkelgeschwindigkeiten von Sternbewegungen ableitbar.

Das Instrument misst die Helligkeit aller Objekte im Gaia-G-Band, dem Wellenbereich zwischen 330 und 1050 nm, in dem die Sensoren empfindlich sind. Die beobachtete Helligkeit zusammen mit der berechneten Entfernung und der durch Spektroskopie ermittelten Spektralverschiebung ermöglicht die Bestimmung der tatsächlichen Leuchtkraft eines Objekts.

Bereits bei der anfänglichen Verarbeitung der CCD-Daten wird eine starke Datenreduktion vorgenommen, indem schwarze Pixel und lichtschwache Objekte mit einer Magnitude von höher als 20,7 bei der Weiterbearbeitung ignoriert werden. Die Objekte werden als Minibild mit einigen umgebenden Pixeln ausgeschnitten, ihre Position vermerkt, mit einem Zeitstempel versehen und einzeln weiterverarbeitet. Zwei CCDs (BAM) dienen der konstanten Messung des Grundwinkels von 106,5° zwischen den beiden Teleskopen. Für eine exakte Positionsbestimmung ist die Kenntnis von minimalen Abweichungen des Grundwinkels nötig. Die beiden Wave-Front-Sensoren sollen die optischen Qualitäten der beiden Teleskope überwachen und sicherstellen, dass beide Teleskope optimal fokussiert sind.[3]

Photometrie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

14 CCD-Detektoren in zwei Reihen messen Helligkeit und Farben in einem breiten Wellenlängenbereich. Die erste Reihe von CCD-Detektoren für das blaue Photometer (BP) benutzt ein Prisma und deckt den blauen Wellenlängenbereich 330 bis 680 nm ab. Die zweite Reihe von CCD-Detektoren für das rote Photometer (RP) benutzt ein anderes Prisma und deckt den roten Wellenlängenbereich 640 bis 1050 nm ab. Das spektrale Auflösungsvermögen liegt zwischen 15 und 60 und ist extrem niedrig, sodass man hier üblicherweise nicht von „Spektren“ spricht, sondern von „Spektrophotometrie“.

Die zentrale Aufgabe dieser Photometriemessungen ist es, jeden einzelnen der eine Milliarde von Gaia beobachteten Sterne charakterisieren zu können, d. h., dessen Temperatur, Oberflächengravitation und Metallizität zu messen.[27] Diese Eigenschaften der Sterne sind (neben ihrer Position, Entfernung und Geschwindigkeit) wichtig, um z. B. Rückschlüsse auf die Sternentstehungsgeschichte der Milchstraße zu ziehen. Außerdem kann die Photometrie dazu benutzt werden, Sterne von anderen Himmelsobjekten wie Asteroiden, Galaxien oder Quasaren zu unterscheiden, die ebenfalls von Gaia beobachtet werden. Photometrische Daten sind nötig für eine farbkorrigierte Berechnung der Helligkeit und zur Korrektur der übrigen Messungen. Durch Rot- oder Blauverschiebung des Spektrums kann ein Objekt einen veränderten Helligkeitswert haben, weil dadurch ein Teil des Spektrums außerhalb des Empfindlichkeitsbereichs der Sensoren liegt.

Spektroskopie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer (RVS) benutzt dasselbe kombinierte Gesichtsfeld wie das astrometrische und das photometrische Instrument. Es arbeitet mit zwölf CCD-Detektoren, die Linienspektren der Sterne aufnehmen, aus denen sich die Geschwindigkeiten der Sterne entlang der Sichtlinie ableiten lassen. Zusammen mit dem Photometer wird eine genaue Klassifikation vieler der beobachteten Objekte möglich sein. Die Messung der Radialgeschwindigkeiten von vielen Sternen ist essentiell für die wissenschaftlichen Ziele der Gaia-Mission. Nur mit solchen gemessenen Radialgeschwindigkeiten lassen sich etwa Modelle des Gravitationspotentials unserer Milchstraße oder der Sternentstehungsgeschichte experimentell einschränken.

Das Radialgeschwindigkeitsspektrometer besitzt mit 11500 ein weitaus höheres spektrales Auflösungsvermögen als die Photometer, deckt jedoch einen weitaus kleineren Wellenlängenbereich (845 bis 872 nm) ab. In diesem Wellenlängenbereich zeigen Sterne charakteristische Absorptionslinien des sogenannten Calcium-Tripletts. Das hohe Auflösungsvermögen ermöglicht es, die Wellenlängen dieser drei Calcium-Absorptionslinien zu messen, sodass ein Vergleich der Wellenlängen mit Laborwerten erlaubt, die Radialgeschwindigkeit des Sternes über den Doppler-Effekt zu bestimmen.

Möglich ist diese spektroskopische Messung für Objekte, die heller sind als eine Magnitude von 17. Aufgrund des hohen Auflösungsvermögens ist das Radialgeschwindigkeitsspektrometer auf die helleren Sterne beschränkt, also auf Sterne, die der Erde relativ nahe sind, oder Sterne, die an sich sehr hell sind. Voraussichtlich sind etwa 50 bis 100 Millionen Sterne hell genug für das Radialgeschwindigkeitsspektrometer, wohingegen die Photometrie aufgrund ihrer höheren Empfindlichkeit etwa eine Milliarde Sterne messen kann. Dennoch wird Gaias Radialgeschwindigkeitsspektrometer mit vielen Millionen Sternspektren den zurzeit mit Abstand größten Katalog von Sternspektren liefern.

Zur Kalibrierung der Spektren und damit der Radialgeschwindigkeiten waren die meisten der bisher üblichen Vergleichssterne ungeeignet, da sie zu hell sind, einige stellten sich inzwischen sogar als Doppelsterne heraus. Für die Mission wurden daher neue lichtschwächere Vergleichssterne gesucht. 1420 Sterne mit gut bekannten Radialgeschwindigkeiten bilden eine vorläufige Liste von Vergleichssternen. Es ist möglich, dass mit fortschreitender Beobachtung manche davon wieder gestrichen werden. Die endgültige Liste der Vergleichssterne steht erst am Ende der Mission fest.[28]

Datenverarbeitung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Beobachtungen benötigen eine sehr präzise Zeiterfassung, diese wird durch eine bordeigene hochstablie 10-MHz-Rubidium-Atomuhr erreicht. Jedes erfasste Objekt bekommt einen genauen Zeitstempel. Die Datenverarbeitung erfolgt in einer modularen Architektur, die der Anordnung der Detektoren entspricht. Zur Datenerfassung hat das Datenverarbeitungssystem sieben Videoverarbeitungseinheiten (VPU), eine Einheit für jede Detektorreihe. Jede VPU enthält einen speziellen von Astrium entwickelten Vorprozessor und für den Hauptteil der Verarbeitung ein SCS750 PowerPC Board von Maxwell Technologies, Inc., aus San Diego, USA.[29] Jedes Board verfügt über drei parallel arbeitende PowerPC-750FX-Prozessoren, deren Rechenergebnisse permanent über eine Logik zur automatischen Fehlerkorrektur verglichen werden. Fehler werden automatisch korrigiert und ein fehlerhaft arbeitender Prozessor wird innerhalb von 1 ms neu gestartet, ohne dass laufende Programme beeinträchtigt werden.[30] Jede der sieben VPU hat eine Rechenkapazität von 1000 MIPS.[31] Alle Daten werden ohne Zwischenspeicherung in Echtzeit verarbeitet und die Sensoren werden synchronisiert in der exakt gleichen Geschwindigkeit ausgelesen, in der das Objekt über die Detektoren wandert. Der Ausfall einer der sieben Videoverarbeitungseinheiten hätte wenig Auswirkung auf die Ergebnisse.

Für die Speicherung der Ergebnisse gibt es einen gemeinsamen, separat betriebenen 800-Gbit-Solid-state-Massenspeicher.[32] Im Durchschnitt werden täglich 40 Millionen Objekte beobachtet, 400 bis 500 Millionen Messungen durchgeführt und 40 GB an Daten produziert. Bei Messungen in der galaktischen Ebene wurden an einem Tag sogar 270 Millionen Objekte und 3 Milliarden Messungen registriert. Die sondeneigenen Computersysteme sind die leistungsfähigsten, die jemals im Weltall eingesetzt wurden.

Kommunikation[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Alle Kommunikation erfolgt über das X-Band. Es gibt ungerichtete Niedergewinn-Antennen mit einer Übertragungsrate von einigen kbps nur für Telemetriedaten.

Eine übliche Hochgewinn-Parabolantenne wäre für die Datenübertragung zur Erde ungeeignet, da die Drehachse während der Beobachtungsphasen nicht zur Erde zeigt und eine bewegliche Antenne durch Vibrationen die Messergebnisse beeinträchtigen würde. Die wissenschaftlichen Telemetriedaten werden durch eine Hochgewinn-Phased-Array-Antenne übertragen, die am Boden des Servicemoduls auf der heißen Seite des Sonnenschilds angebracht ist. Die Form entspricht einem hohlen vierzehnseitigen Pyramidenstumpf. Jede dieser vierzehn Seitenflächen hat zwei Arrays, die jeweils aus sechs Strahlern bestehen. Jede dieser Untereinheiten teilt das Signal so auf, dass die Phasenverschiebung aus allen 14 Untereinheiten zusammengesetzt eine entsprechende Gesamtabstrahlung bewirkt. Die gesamte isotrope Abstrahlung ist größer als 32 dBW für den größten Bereich des Abstrahlwinkels von 30 Grad. Das erlaubt eine Datenrate von 8,7 Megabits pro Sekunde für den Downlink von Informationen.[33] Die Antenne wird außerdem benutzt für Tracking mit den Radioteleskopen der Bodenstationen und für die Bahnrekonstruktionsmessungen vom Boden aus.

Dieser Antennenverbund kann für ungefähr 8 Stunden pro Tag von jeder der drei ESTRACK-Bodenstationen genutzt werden, solange die Sonde im Sichtbereich ist. Die durchschnittliche Downlinkzeit ist ungefähr 8 bis 14 Stunden täglich, damit nutzt Gaia das ESTRACK-Netzwerk von allen Missionen am stärksten.

Start und Testphase[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Position des Lagrange-Punktes L2

Der Start sollte zunächst am 20. November 2013 erfolgen, wurde aber dann aus technischen Gründen verschoben und erfolgte am 19. Dezember um 9:12 Uhr UTC[34] mit einer vierstufigen russischen Sojus-Fregat-Rakete vom Centre Spatial Guyanais in Französisch-Guayana. Die Startmasse der Sonde war 2030 kg, davon 710 kg für die Nutzlast, 920 kg für das Servicemodul und 400 kg Treibstoffe.[35]

Die Rakete erreichte mit Hilfe der Fregat-Stufe eine Umlaufbahn in einer Höhe von 175 km. Elf Minuten später wurde die Fregat-Stufe erneut gezündet und brachte die Sonde auf eine Transferbahn. 42 Minuten nach dem Abheben wurde die Fregat abgetrennt und nach knapp 90 Minuten war der Sonnenschild ausgefahren.

Am 8. Januar 2014 erreichte Gaia ihren Orbit um den Sonne-Erde-Lagrange-Punkt L2.[36] Der L2-Punkt liegt von der Sonne aus in etwa vierfacher Mondentfernung etwa 1,5 Millionen km hinter der Erde. Dieser gravitative Gleichgewichtspunkt läuft in festem Abstand mit der Erde um die Sonne und ermöglicht einen ungestörteren Blick auf das Weltall als aus einer niedrigeren Erdumlaufbahn. Gaia hat eine Lissajous-Bahn mit einem Abstand von 263.000 km × 707.000 km × 370.000 km um L2 eingenommen,[37][38] um so zu gewährleisten, dass sie mindestens sechs Jahre lang nicht in den Halbschatten der Erde eintritt. Dieses würde die Energieversorgung beeinträchtigen und durch die Wärmeausdehnung der optischen Komponenten bei Temperaturänderungen die Abbildungsqualität vorübergehend beeinträchtigen.[39]

Die Testphase (Commissioning-Phase) endete am 18. Juli 2014. Es schloss sich eine Kalibrierungsphase von 28 Tagen an, während der die ekliptischen Pole intensiv vermessen wurden. Danach wurden die Messungen auf das ganze Himmelsgebiet ausgeweitet. Seither befindet sich Gaia im regulären Betrieb und produziert wissenschaftliche Daten. Ungefähr einmal im Monat müssen die Hydrazintriebwerke den Kurs der Sonde korrigieren.

Betrieb[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaias Scanmethode

Bodenkontrolle[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Bodenkontrolle erfolgt vom Europäischen Raumflugkontrollzentrum (ESOC) in Darmstadt aus. Die Bodenkontrolle in Darmstadt interessiert sich ausschließlich für die Telemetriedaten und ist zuständig für die Verfolgung der genauen Lage und eventuelle Kurskorrekturen. ESOC ist auch zuständig für die Planung und Zuteilung der entsprechenden Downloadkapazitäten des ESTRACK-Netzwerks für die Daten in Abwägung mit den Bedürfnissen anderer gleichzeitig laufender Missionen. Die Daten aller drei Antennen laufen bei der Bodenkontrolle zusammen und werden von dort zu ESAC weitergeleitet. ESOC verarbeitet auch die Daten der Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT) zur Positionsbestimmung. ESOC wird die Rekonstruktion der Sondenposition durchführen, die die Grundlage für die genaue Berechnungen der Objektpositionen bildet. Alle wissenschaftlichen Operationen werden unter Verwendung der spanischen Bodenstation in Cebreros und der ESAC in Villafranca ausgeführt.

Beobachtungsstrategie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Beobachtung erfolgt von einer überwachten Lissajous-Umlaufbahn um den Lagrange-Punkt L2. Während der Beobachtungsphase dreht sich die Sonde kontinuierlich hochpräzise mit gleichbleibender Geschwindigkeit um die eigene Achse, wobei die Rotationsgeschwindigkeit mit der Auslesegeschwindigkeit der Sensoren synchronisiert ist. In sechs Stunden erfasst der Satellit mit seinen beiden Beobachtungsfeldern Objekte in einem schmalen Himmelsstreifen von 360° rechtwinklig zur Rotationsachse. Da die beiden Beobachtungsfelder 106,5° auseinanderliegen, durchzieht ein Objekt beide Beobachtungsfelder nacheinander im Abstand von 106,5 Minuten, die einzelnen Sensoren werden in einer Zeit von 4,4 Sekunden überstrichen und diese Zeit ist auch die Belichtungszeit. Die Drehachse zeigt nicht in eine feste Richtung im Raum, sondern wandert sehr langsam in einer Kreisbewegung weiter und beschreibt in 63 Tagen einen Kreis, sodass in der Folge der Beobachtungsstreifen weiterwandert und der gesamte Himmel durchmustert wird. Während der ganzen Beobachtungszeit befindet sich die Sonde mit dem Sonnenschild in Richtung Sonne unter einem Winkel von 45°.[40] Objekte müssen zur Erfassung kleiner als ungefähr 500 bis 600 mas im Durchmesser sein, was die Planeten und einige von ihren Monden sowie einige Asteroiden von der Erfassung ausschließt.

Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Für genaue Berechnungen muss die Position der Sonde zu jeder Zeit sehr genau bekannt sein. Die absolute Geschwindigkeit in Bezug auf das Baryzentrum des Sonnensystems muss bis auf 2,5 mm/s bekannt sein und die absolute Position auf 150 m genau.[41] Eine sehr präzise Messmethode ist das Delta-DOR-Verfahren, das zwei weit auseinanderstehende Antennen benötigt. Delta-DOR kann die Position auf 22 Meter genau bestimmen.[42] Es ist aber nicht möglich, für die gesamte Beobachtungszeit zwei der Antennen des ESTRACK-Netzwerks zur Verfügung zu stellen, denn es müssen auch andere Missionen zeitweise auf die Antennen zugreifen. Eine Radarmessung alleine von einer Antenne aus ergibt eine Genauigkeit von 2000 m in Position und 10 mm/s in Geschwindigkeit sowie 75 m und 1 mm/s radial.[43]

Dieses Problem wurde von der Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT) behoben, indem während der gesamten Missionszeit regelmäßig Teleskope auf die Sonde blicken und deren Position verzeichnen, sodass für jeden beliebigen Zeitpunkt die genaue Position der Sonde berechnet werden kann. Das Verfahren wurde vor dem Start erfolgreich an der deutlich kleineren WMAP-Sonde und am Planck-Weltraumteleskop getestet, die beide bei L2 operierten.[44] Die Position wird ausgewertet relativ zu den Bezugssternen. Da deren Positionen, Parallaxen und Bewegungen erst nach der Beobachtung und Auswertung genauer bekannt werden, wird die Positionsbestimmung mit verbesserten Daten rekursiv wiederholt. Die genauere Positionsbestimmung der Sonde verbessert wiederum die Genauigkeit der Positionsmessungen der Bezugsobjekte und so weiter. GBOT kann die Sonde in einer Zeit von fünf bis sieben Tagen während Vollmond nicht beobachten, da der Mond von der Erde aus in dieser Zeit in Richtung L2 steht und Gaia überstrahlt. In dieser Zeit können Delta-DOR-Messungen die Lücken kompensieren, sodass es keine Einbußen in der Datenqualität der Positionsdaten gibt. ESOC wertet die Ergebnisse der Antennenmessdaten und GBOT aus zur Bahnrekonstruktion. Zu den Tracking-Teleskopen gehört das 2,5-m-VST-OMEGACAM auf dem Paranal in Chile, das 2-m-Liverpool-Teleskop auf Roque de los Muchachos, La Palma, Spanien, und das 2-m-Faulkes-North and -South auf dem Haleakalā Observatorium auf Maui Island (Hawaii, USA) und in Siding Spring in Australien.[45] Die Teleskope arbeiten teilweise automatisiert und einige auch im Gaia-FUN-SSO-Netzwerk zur Verfolgung der Bahnen von neu gefundenen Objekten des Sonnensystems.

DPAC[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Nicht nur die Konstruktion der Sonde war eine große Aufgabe, auch die Verarbeitung der Daten durch die erdbasierten Computersysteme war eine Herausforderung. ESA musste dazu neue Software entwickeln, damit die gewonnenen Daten am Boden effizient verarbeitet und archiviert werden können. Die Empfangskapazitäten der drei 35-Meter-Antennen des ESTRACK-Netzwerks wurden ausgebaut. Die Auswertung der Rohdaten und die Kalibrierung der Sonde liegen in der Hand des von ESA beauftragten wissenschaftlichen „Data Processing & Analysis Consortium“ (DPAC). Es handelt sich dabei um eine in neun Gruppen organisierte Gemeinschaft von Astronomen und Softwarespezialisten. Die Kosten von DPAC werden aus den nationalen Budgets getragen, nicht von der ESA. Die Daten werden zuerst im ESAC gebündelt und verarbeitet und dann zur Aufbereitung an das DPAC weitergeleitet.

Die Aufbereitung geschieht an sechs Standorten in verschiedenen Ländern durch ein Team von ungefähr 450 Wissenschaftlern und Entwicklern mit eigenen Datenzentren in Villafranca, Barcelona, Cambridge, Genf, Turin und CNES in Toulouse.[46] Das CNES-Datenzentrum in Toulouse speichert einen kompletten Datensatz aller Gaia-Daten als Sicherheitskopie an einem anderen Ort. Weitere Teams von Wissenschaftlern und Entwicklern entwickeln an verschiedenen Standorten computergestützte Methoden, mit denen sich die gefundenen Objekte in verschiedene Klassen gruppieren lassen. Die Sonde wird während der geplanten fünf Jahre Missionsdauer eine Datenmenge von insgesamt über einem Petabyte produzieren, die 1,5 Millionen CD-ROMs oder 200.000 DVDs entspricht.

Die erste Gruppe, CU1, ist zuständig für die Softwareentwicklung und Ausarbeitung der Strategie für die Datenverarbeitung. Die zweite Einheit, CU2, ist zuständig für die Simulationen, die nötig waren, um die Software vor dem Einsatz zu testen und den Umgang damit einzuüben. Drei Einheiten sind zuständig für die weitere Datenverarbeitung der verschiedenen Detektortypen. CU3 kümmert sich um die astrometrischen Daten, die Position und Bewegungsrichtung von Objekten am Himmel. CU3 übernimmt den Weg vom Empfang der rohen Telemetriedaten bis hin zur astrometrischen Lösung, CU3 unternimmt auch eine erste Sichtung des Materials (First Look). CU5 konzentriert sich auf die photometrischen Daten. CU6 arbeitet mit den spektroskopischen Daten und arbeitet an der Bestimmung der Radialgeschwindigkeit sowie an der Auswertung der Zusammensetzung.

Weitere Teams arbeiten an der Auswertung der gewonnen Daten. Objekte des Sonnensystems, Doppelsterne, Exoplaneten und extragalaktische Objekte werden von CU4 untersucht. Variable Sterne werden von CU7 untersucht, CU8 teilt alle beobachteten Objekte in bestimmte Klassen ein. CU9 hat die Aufgabe, die Daten für die Veröffentlichung zu verifizieren und vorzubereiten, sowie die vorläufigen Kataloge und den endgültigen Katalog zu veröffentlichen.

Am Anfang der Aufgaben steht die mathematische Prozedur „Astrometric Global Iterative Solution“ (AGIS), die Millionen von Daten schrittweise zu einer Karte der ganzen Michstraße und des Universums zusammensetzt. Die Genauigigkeit der Daten verbessert sich dabei entsprechend der Zahl der Messungen eines Objekts.

Daten von allen möglichen ankommenden Objekten werden mit bereits bekannten Objekten verglichen. Handelt es sich um einen Stern, so wird das Objekt mehrfach an der gleichen Stelle gemessen; andernfalls handelt es sich wahrscheinlich um einen Asteroiden oder Kometen, der seine Position gegenüber den vorherigen Beobachtungen verändert hat. Alle so entdeckten Objekte werden mit den Bahnen von bereits bekannten Asteroiden verglichen. Ergibt sich keine Übereinstimmung, so handelt es sich potentiell um ein neu entdecktes Objekt. Bewegungen von mehr als ~ 1 as/s können bereits durch den Vergleich der unterschiedlichen Ergebnisse aus dem Feld der Astronomiesensoren während einer Erfassung erkannt werden. Die Ergebnisse werden an das „Gaia Follow-up Network for Solar System Objects“ (Gaia-FUN-SSO-Netzwerk) gemeldet, das versucht, die Objekte über einen längeren Zeitraum zu verfolgen, um mehr Bahndaten zu gewinnen und um zu verhindern, dass das Objekt wieder verloren geht.

Treibstoffvorräte und Missionsende[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die mitgeführten Treibstoffe sollen auf jeden Fall über die geplante Missionsdauer von 5 Jahren + ½ Jahr für die Testphase hinausreichen. Die chemischen Treibstoffe könnten die Sonde über Jahrzehnte hinaus am L2-Punkt stabilisieren, jedoch wird erwartet, dass die Vorräte an Stickstoff für die Kaltgastriebwerke nur für 10 ± 1 Jahre reichen.[47] Eine mögliche Missionsverlängerung steht immer unter dem Vorbehalt der Finanzierung durch die ESA bzw. der Bewilligung des Etats durch die beteiligten Mitglieder.

Probleme und technische Grenzen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Seit dem Start gab es an Bord nur geringe Störungen in für so komplexe Raumfahrtmissionen üblichem Umfang. Alle Systeme funktionieren, und die Qualität der wissenschaftlichen Daten entspricht den Erwartungen. Es gab dennoch einzelne Probleme und technische Grenzen.

Streulicht[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Kurz nach dem Start wurden von den beteiligten Wissenschaftlern Streulichtprobleme an Gaia entdeckt. Licht der Sonne fand über Umwege einen Weg in die Optik des Teleskops. Nachdem zuerst Eisablagerungen am Rand des Sonnenschildes im Verdacht standen,[48] stellte sich heraus, dass die Glasfasern des Sonnenschildes über den Rand des Schildes herüberragen. Durch diesen Fehler wird es leichte Beeinträchtigungen der Beobachtung der lichtschwächsten Sterne geben.[49] Insbesondere die Magnitudenmessung der lichtschwächsten Objekte leidet in der Genauigkeit, außerdem werden die Spektralmessungen leicht beeinflusst.

Eis-Kontamination[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Kurz nach dem Start wurde entdeckt, dass die Sterne in Gaias Detektoren scheinbar schnell lichtschwächer wurden. Als Ursache wurde rasch ein Niederschlag von Eiskristallen auf (zumindest einigen) Teleskopspiegeln vermutet. Dies wurde schon nach wenigen Wochen durch die probeweise Aufheizung eines Spiegels bewiesen: Der Lichtverlust verschwand genau bei Erreichen der vorausgesagten Temperatur. Von Februar bis September 2014 wurden die Gaia-Teleskope insgesamt vier Mal aufgeheizt, um den wiederkehrenden Niederschlag zu beseitigen. Es dauerte jedes Mal länger bis zur Wiederkehr, sodass Anfang 2015 die Hoffnung bestand, dass nur noch ein bis zwei weitere Dekontaminations-Kampagnen bis zum vollständigen Erlöschen der Quelle der Kontamination (von der Erde mitgebrachte Feuchtigkeit, vermutlich im warmen Versorgungsteil des Raumfahrzeugs) nötig sein werden.

Dieses Problem bedingt einen zeitweisen Lichtverlust und, während und nach den Aufheizphasen, einen gewissen Verlust an Missionszeit und Gleichmäßigkeit der Himmelsüberdeckung. Eine wesentliche Beeinträchtigung der Missionsziele wird nicht erwartet.[49]

Sechs-Stunden-Oszillation der Teleskop-Geometrie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das an Bord befindliche Interferometer zur Kontrolle der sehr wichtigen geometrischen Stabilität der Instrumente zeigte von Beginn an eine periodische Variation des Winkels zwischen den beiden Teleskopen von etwa einer Millibogensekunde. Diese Oszillation ist stets vorhanden, sobald Gaia mit der geplanten 6-Stunden-Periode rotiert. Die Schwingung um eine Millibogensekunde entspricht einer gegenseitigen Verdrehung der beiden Teleskope von nur einigen Nanometern. Sie ist sehr präzise periodisch und streng mit der Orientierung von Gaia relativ zur Sonne verbunden. Die Gaia-Astronomen erwarten, dass der Effekt deshalb sehr genau kalibriert und damit aus den Messungen herausgerechnet werden kann.[49]

Defekte Düse[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bereits in der Testphase zeigte sich, dass sich bei der Düse 3B der chemischen Triebwerke das Ventil nicht öffnen lässt. Für den Rest der Mission wurde daraufhin dauerhaft auf die redundante Düse 3A umgeschaltet. Es gibt nun keine Redundanz mehr für diese Düse. Falls nun auch 3A ausfallen sollte, können die übrigen Düsen so eingesetzt werden, dass die fehlende Funktion kompensiert wird.[50]

Tracking[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Zur exakten Positionsbestimmung wird Gaia während der Beobachtungsphasen regelmäßig mit Teleskopen beobachtet. Als Gaia an ihrer bestimmten Position angekommen war, stellte sich heraus, das sie von der Erde aus gesehen am unteren Ende des vorberechneten Helligkeitsbereichs war. Gaia war im Wissenschaftsbetrieb mit einer Magnitude zwischen 20 und 21,2 mehr als zwei Magnituden schwächer als die Sonden WMAP und Planck.[51] Die Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT), die mit Teleskopen arbeitet, musste die Trackingreihenfolgen ändern und in manchen Fällen andere Teleskope einsetzen. Waren ursprünglich 1- bis 2-Meter-Teleskope eingeplant, so sind jetzt 2- bis 3-Meter-Teleskope im Einsatz. Der neue Plan ermöglicht, dass die Bahn in Zusammenarbeit mit den Radioteleskopen zu jeder Zeit rekonstruiert werden kann und alle wissenschaftlichen Ziele erreicht werden können.[49]

Begrenzte Rechenkapazität[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Sehr dicht bevölkerte Himmelsabschnitte wie benachbarte Galaxien oder die dichtesten Bereiche der Milchstraße wie das Baade’sche Fenster mit sehr vielen Objekten auf kleinem Raum stellen ein Problem für die interne Datenverarbeitung dar. Obwohl die sondeneigenen Recheneneinheiten eine hohe Rechenkapazität haben, so ist doch die Zahl der verarbeitbaren Objekte pro Zeiteinheit begrenzt und nicht verarbeitete Daten gehen dabei verloren, wobei hellere Objekte priorisiert werden. Gaia wird diese Regionen jedoch mehrfach mit unterschiedlichen Vorgaben untersuchen und dabei jedes Mal weitere neu entdeckte Objekte aufzeichnen.[52][53]

Begrenzte Downlink-Kapazität[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaia produziert eine variable Menge an Daten, die vom europäischen 35-m-Antennennetz ESTRACK empfangen werden müssen. Von allen Missionen stellt Gaia die höchsten Anforderungen an das Antennennetz. Regionen mit wenigen Sternen verursachen weniger Daten, Regionen mit vielen Sternen produzieren mehr Daten. Die tägliche Auslastung wird vorausgeplant, um die benötigte Antennenzeit optimal zu nutzen. ESA erweiterte die Empfangskapazitäten der Anlagen auf bis zu 7.62 Mbit/s, trotzdem reichen alle drei Antennen nicht aus, wenn besonders dicht bevölkerte Abschnitte ausgewertet werden. Zu manchen Zeiten überschreitet die Datenmenge sogar die Menge, die von allen drei Stationen empfangen werden kann. Da der Himmel mehrfach durchmustert wird, entscheidet ein intelligentes Datenraster, welche der weniger bedeutsamen Daten gelöscht werden.

Gesättigte Sensoren[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bei Objekten, die heller als eine Magnitude von 3 sind, können die Sensoren keine genauen Werte mehr ausgeben. Die Zahl dieser sehr hellen Objekte ist vergleichsweise klein. Es gibt andere Möglichkeiten, die benötigten Daten für diese Objekte zu gewinnen, sodass der endgültige Sternenkatalog auch für diese Objekte vollständig sein wird.

Ergebnisse[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Anders als bei der Hipparcos-Mission gibt es keine speziellen Rechte an den Daten. Alle Ergebnisse der Mission sollen in mehreren Schritten veröffentlicht werden und es sollen keine Beschränkungen in der Nutzung der Daten auferlegt werden. Bereits vor den ersten großen Veröffentlichungen wurden sogenannte Science Alerts für bestimmte Objekte ausgegeben, wenn es einen besonderen Grund gibt, dass Astronomen ein bestimmtes Objekt sofort beobachten sollten. Solche Ereignisse sind z. B. Okkultationen, der Beginn einer Supernova, Entdeckung von erdnahen Asteroiden etc. Seit September 2014 beobachtet Gaia Supernovae in anderen Galaxien.[54] Im Juli 2015 wurde eine erste Karte der Sterndichte veröffentlicht.[55] Anfangs war geplant, jedes Jahr ein Release zu veröffentlichen, ein Abstand von zwei Jahren erwies sich aber als praktikabler. Inzwischen ist deutlich geworden, dass die Milchstraße deutlich mehr als eine Milliarde beobachtbare Objekte mit einer Magnitude von 20 oder mehr hat, wie es die Ausgangsmodelle vorhersagten.

Gaia Data Release DR1[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: Gaia DR1

Die Daten von DR 1 basieren auf den Beobachtungen Gaias vom 25. Juli 2014 bis 16. September 2015. Am 14. September 2016 wurden die ersten größeren, noch unvollständigen Datensätze veröffentlicht (Gaia DR 1). Es fehlen Informationen über sehr helle Objekte mit einer Magnitude von G ≲ 7. Insbesondere bei sehr dicht bevölkerten Regionen fehlen Daten über lichtschwächere Objekte, während in wenig bevölkerten Regionen sogar lichtschwache Objekte mit einer Magnitude größer als 20 erfasst wurden. Lichtschwache Objekte in der direkten Nähe von hellen Objekten fehlen manchmal. Objekte mit einer großen scheinbaren Bewegung von μ > 3.5 as/Jahr fehlen, ebenso sehr rote oder sehr blaue Objekte. Vor der Veröffentlichung müssen Objekte gewisse Kriterien erfüllen, insbesondere müssen die Daten eine bestimmte statistische Unsicherheit unterschreiten, sodass in bestimmten Bereichen insbesondere entlang der Ekliptik deutliche Lücken zu finden sind. Doppelsterne mit einem Abstand von weniger als 4 as sind noch nicht mit optimalem Ergebnis aufgelöst.[56][57] Alle Daten von DR 1 sind über das Internet abrufbar im Gaia Archiv.[58]

Das Ergebnis von DR 1 ist:[59]

  • Position und Magnitude für 1,1 Milliarden Sterne, ausschließlich unter Verwendung von Gaia-Daten, 400 Millionen davon waren vorher nicht katalogisiert.[60]
  • Position, Parallaxe (Entfernung) und Winkelgeschwindigkeit für mehr als 2 Millionen Sterne unter Verwendung von Tycho-Gaia Astrometric Solution (TGAS). Dabei wurden ausschließlich die Positionsdaten aus dem Hipparcos- und aus dem Tycho-2-Katalog einbezogen und zusammen mit den Positionen von Gaia für die Berechnung der Winkelgeschwindigkeiten benutzt.
  • Intensitätskurven und spezifische Eigenschaften von ausgewählten veränderlichen Sternen, davon 2595 RR-Lyrae-Sterne und 599 Cepheiden.
  • Position und Magnitude für mehr als 2000 Quasare.[56]

In der benachbarten, 2,4 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie M33 konnte Gaia ungefähr 40.000 der hellsten von den geschätzten 40 Milliarden Sternen dieser Galaxie verzeichnen.[61]

Weitere Veröffentlichungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der zweite Gaia-Katalog (Gaia DR 2) ist für April 2018 geplant. Dabei sollen alle Objekte mit akzeptablen Standardabweichungen mit fünf Parametern veröffentlicht werden, ebenso alle Objekte, bei denen keine Parallaxe und Bewegungsrichtung ermittelt werden kann. Mediane Radialgeschwindigkeiten für alle Objekte heller als eine Magnitude von 12 sollen enthalten sein, photometrische Daten für eine Auswahl von veränderlichen Sternen und die Bahndaten für eine Vorauswahl von mehr als 10.000 Asteroiden.[62]

Der dritte Gaia-Katalog (Gaia DR 3) soll Mitte bis Ende des Jahres 2020 herauskommen.Vorlage:Zukunft/In 3 Jahren Er soll weiter verbesserte Astronometrie und Photometrie enthalten, außerdem spektroskopische und photometrische Objektklassifikationen für gut auswertbare Objekte. Veröffentlicht werden zudem Kataloge von Objekten, die keine Sterne sind.[62]

Die endgültige Veröffentlichung für die während der offiziellen Missionsdauer gewonnenen Daten wird gegen Ende des Jahres 2022 erwartet. Darin enthalten sind alle astrometrischen und photometrischen Daten, alle veränderlichen Sterne, alle Doppel- und Mehrfachsternsysteme, Klassifikationen und diverse astrometrische Daten für Sterne, nicht aufgelöste Doppelsterne, Galaxien und Quasare, eine Liste von Exoplaneten, alle Epochen und Transitdaten für alle Objekte.[62]

Trivia[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der immersive Fulldome-Film Milliarden Sonnen – eine Reise durch die Galaxis[63] erzählt die Geschichte der Gaia-Mission. Der in Zusammenarbeit mit ESA entstandene Film wurde in 70 Planetarien weltweit aufgeführt.[64]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Gaia – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Fabian Schmidt: Eine Raumsonde erkundet die Milchstraße. Deutsche Welle, 19. Dezember 2013, abgerufen am 20. Dezember 2013.
  2. Gaia Collaboration, T. Prusti et al.: The Gaia Mission. Hrsg.: Astronomy & Astrophysics. 16. August 2016, S. 3, doi:10.1051/0004-6361/201629272 (aanda.org [PDF]).
  3. a b c d e f g h i j k Gaia Collaboration, T. Prusti et al.: The Gaia Mission. Hrsg.: Astronomy & Astrophysics. 16. August 2016, S. 3–5, doi:10.1051/0004-6361/201629272 (aanda.org [PDF]).
  4. a b c d Gaia – Science Performance. ESA, 1. Juni 2014, abgerufen am 30. Juli 2016 (englisch).
  5. Was ist Gaia? Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, abgerufen am 11. September 2017 (deutsch).
  6. Mario Lattanzi: Planetary Systems. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 10 (esa.int [PDF]).
  7. Coryn Bailer-Jones: Isolated Brown Dwarfs. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 5 (esa.int [PDF]).
  8. Vasily Belokurov: Supernovae. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 17 (esa.int [PDF]).
  9. Jean-Francois Claeskens, Alain Smette: Observations of Quasars. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 12 (esa.int [PDF]).
  10. esa: Science objectives. In: European Space Agency. 14. Juni 2013 (englisch, esa.int [abgerufen am 10. September 2017]).
  11. François Mignard: Minor Planets & Near-Earth Objects. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 9 (esa.int [PDF]).
  12. Jean-Marc Petit: Trans-Neptunian Objects and Centaurs. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 18 (esa.int [PDF]).
  13. a b ESA (Hrsg.): Media kit for Gaia Data Release 1. SRE-A-COEG-2016-001, September 2016, S. 9 (esa.int).
  14. ESA selects prime contractor for Gaia astrometry mission. ESA, 11. Mai 2006, abgerufen am 20. Dezember 2013 (englisch).
  15. Sun block for space astrometry. EADS Astrium, 16. Januar 2012, abgerufen am 20. Dezember 2013 (englisch).
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  17. a b c d Gaia Collaboration, T. Prusti et al.: The Gaia Mission. Hrsg.: Astronomy & Astrophysics. 16. August 2016, S. 7, doi:10.1051/0004-6361/201629272 (aanda.org [PDF]).
  18. a b c GAIA – Satellite Missions – eoPortal Directory. Abgerufen am 10. September 2017 (amerikanisches englisch).
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  20. Service Module. Auf: esa.int. 14. Juni 2013, abgerufen am 24. Januar 2014.
  21. Gaia Focal Plane. In: ESA Science and Technology.
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  26. AstroViews 8: Gaia und die Vermessung der Galaxis (Video). Spektrum der Wissenschaften, 3. Januar 2014, abgerufen am 6. Januar 2014 (deutsch).
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  28. F. Crifo, G. Jasniewicz, C. Soubiran, D. Katz, A. Siebert, L. Veltz, S. Udry: Towards a new full-sky list of radial velocity standard stars. 12. August 2010, doi:10.1051/0004-6361/201015315 (aanda.org [PDF]).
  29. SCS750 – Single Board Computer for Space. In: DDC, San Diego (Hrsg.): Document #: 1004741 | Rev. 8. San Diego (ddc-web.com [PDF]).
  30. Larry Longden, Chad Thibodeau, Robert Hillman, Phil Layton, Michael Dowd: Designing A Single Board Computer For Space Using The Most Advanced Processor and Mitigation Technologies. Hrsg.: Maxwell Technologies Microelectronics. San Diego, CA (maxwell.com [PDF]).
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  33. #04: Gaia Phased Array Antenna delivered and integrated. Abgerufen am 12. August 2017 (britisches englisch).
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  35. esa: Gaia factsheet. In: European Space Agency. (esa.int [abgerufen am 13. August 2017]).
  36. Gaia enters its operational orbit. ESA, 8. Januar 2014, abgerufen am 8. Januar 2014 (englisch).
  37. Günter Gatzel: Gaia hat Zielorbit erreicht. Auf: Raumfahrer.net. 8. Januar 2014, abgerufen am 24. Januar 2014.
  38. Daniel: The flight dynamics expertise behind Gaia’s critical manoeuvre. Auf: blogs.esa.int. 7. Januar 2014, abgerufen am 24. Januar 2014.
  39. François Mignard: Gaia – Taking the Galactic Census. The L2 Orbit. ESA, 25. August 2009, abgerufen am 20. Dezember 2013 (PDF, englisch).
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  42. ESA (Hrsg.): Media kit for Gaia Data Release 1. SRE-A-COEG-2016-001, September 2016, S. 22 (esa.int).
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  48. Den Himmelsvermesser Gaia plagen kleine Pannen.
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  50. Gaia Collaboration, T. Prusti et al.: The Gaia Mission. Hrsg.: Astronomy & Astrophysics. 16. August 2016, S. 15, doi:10.1051/0004-6361/201629272 (aanda.org [PDF]).
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  53. J. H. J. de Bruijne, M. Allen, S. Azaz, A. Krone-Martins, T. Prod’homme, D. Hestroffer: Detecting stars, galaxies, and asteroids with Gaia. 2. Februar 2015, doi:10.1051/0004-6361/201424018 (aanda.org [PDF]).
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