Gaia (Raumsonde)

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Gaia
Gaia
Typ: Weltraumteleskop
Land: EuropaEuropa Europa
Betreiber: Europäische WeltraumorganisationESA ESA
Missionsdaten
Masse: 2030 kg
Start: 19. Dezember 2013, 9:12 UTC
Startplatz: Centre Spatial Guyanais, ELS
Trägerrakete: Sojus-ST
Flugdauer: 6 Monate Testphase,
5 Jahre nominaler Betrieb,
18 Monate Verlängerung
Status: im Orbit, aktiv
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 Objekte von einer Magnitude von 3 bis zu einer Magnitude von 20. Rund ein Prozent der Sterne unserer Milchstraße sollen astrometrisch, photometrisch und spektroskopisch mit bis dahin unerreichter Genauigkeit kartographisch erfasst werden. Neben der genauen dreidimensionalen Position jedes Objekts soll durch wiederholte Beobachtung auch dessen Bewegungsrichtung bestimmt werden. Bei Objekten mit einer Magnitude von 16 oder heller wird zusätzlich das Spektrum analysiert, woraus sich auch Radialgeschwindigkeit, Temperatur und weitere Daten ermitteln lassen.

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 untersuchen 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, jedoch wurde die Schreibweise von GAIA auf Gaia geändert. Er ist außerdem eine Anlehnung an die Erdmuttergöttin Gaia der griechischen Mythologie.

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.

Aus Gaias Daten wurde 2016 unter dem Namen Gaia DR1 ein vorläufiger und unvollständiger Katalog mit mehr als einer Milliarde Sternen veröffentlicht; weitere verbesserte und erweiterte Kataloge sind jeweils im Abstand von etwa 2 Jahren angekündigt. Alle Daten sind in einer großen Datenbank für die Allgemeinheit zugänglich.

Inhaltsverzeichnis

Wissenschaftliche Ziele[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die hochpräzise Vermessung von Himmelsobjekten erfordert eine 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 der gewünschten Präzision möglich.[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 bestimmt werden können.[4]

Die Astronomen erwarten von den Gaia-Messungen die Entdeckung einer Vielzahl bislang unbekannter Himmelsobjekte. 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 aus den über 100 Milliarden Sternen der Milchstraße bestimmen; jeder Stern wird dabei während der nominalen Missionsdauer etwa 70-mal erfasst. Dies sind 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 als bisher 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 Spektren und Bewegungsrichtungen lassen sich Gruppen von Sternen finden, die ein ähnliches Alter und einen 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]

Sonnensystemobjekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaia erfasst alle Objekte am Himmel, außer solche mit einer sehr hohen scheinbaren Geschwindigkeit von mehr als 15 mas/s. Bewegungen werden vor allem in Scanrichtung erfasst. Starke Bewegungen quer zur Scanrichtung bewirken, dass das Objekt während des Belichtungszeitraums aus dem Scanfenster herauswandert und als fehlerhafte Messung verworfen wird.[11] Da Gaia aber im Verlauf der Mission in unterschiedlichen Richtungen scannt, gibt es die Möglichkeit, dasselbe Objekt in einem günstigeren Winkel zu erfassen. Die vergleichsweise starke Bewegung von Objekten des Sonnensystems (Solar System objects, SSO) bewirkt, dass sie nicht punktförmig, sondern langgezogen erscheinen.

Hauptgürtelasteroiden[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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 auch Objekte finden, die sich weit von der Ebene der Ekliptik oder innerhalb der Erdbahn befinden. Das Gaia-Projekt gibt Meldungen („Science Alerts“) aus, damit die gefundenen 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. Für Objekte, die sich während der Beobachtungsphase gegenseitig nähern, führt Gaia Masseberechnungen durch. Es wird erwartet, dass die meisten gefundenen Objekte Hauptgürtelasteroiden sind.[3]

Erdnahe Objekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Insgesamt wird die Vermessung von mehreren tausend erdnahen Objekten (Near-Earth Objects, NEOs) erwartet, sowohl Asteroiden als auch Kometen. Da Gaia Objekte von einer anderen Perspektive als von der Erde aus erfasst, können auch manche Objekte vermessen werden, die von der Erde aus kaum beobachtbar sind, weil sie von der Sonne überstrahlt werden. Gaia soll so auch Objekte innerhalb der Erdumlaufbahn finden. Die Vermessung von Bahnstörungen wird die Berechnung der Masse von ungefähr 150 Asteroiden ermöglichen.[12]

Kuipergürtelobjekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die meisten Objekte des Kuipergürtels sind zu lichtschwach für die Erfassung, aber die größten Objekte werden gefunden. 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 kann 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 erkennt unter diesen auch binäre Objekte.[13]

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. Die Interaktion von Galaxien wird erforscht, insbesondere wie die Milchstraße mit den Magellanschen Wolken wechselwirkt. Sogar Sternbewegungen innerhalb von Zwerggalaxien lassen sich erfassen. 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 soll Millionen entfernter Galaxien, die hell genug sind, erfassen und 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 über Start, Bodenkontrolle und Nutzlast bis zum nominalen Ende der Mission im Juli 2019 werden mit 740 Millionen Euro veranschlagt. 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. Die ESA leistet aber einen bedeutenden Beitrag für DPAC mit der Bereitstellung des zentralen Daten- und Rechenzentrums ESAC in Villafranca del Castillo, bei Madrid.[14]

Industriebeteiligung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Februar 2006 beauftragte die ESA die Firma EADS Astrium, heute Teil von Airbus Defence and Space, mit dem Bau von Gaia. Am 11. Mai 2006 wurde der Bauvertrag für Gaia zwischen der ESA und Astrium unterzeichnet.[15]

Für Entwicklung und Bau der Sonde und der Nutzlast wurde Astrium als Generalunternehmen gewählt. Die Nutzlast wurde unter der Verantwortung von Airbus DS in Toulouse gebaut, das mechanische Servicemodul von Airbus DS in Friedrichshafen und das elektrische Servicemodul von Airbus DS in Stevenage. 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 an dem Projekt beteiligt.[14]

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]

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 aufspannten.[16] 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 entfaltetem Sonnenschild hat Gaia einen Durchmesser von 10 m.[17]

Gaia ist passiv gekühlt, es gibt keine Radiatoren oder Kühlelemente. Gaia kühlt sich nur durch Wärmeabstrahlung soweit ab, dass sie im Gleichgewicht mit der allgemeinen Umgebungsstrahlung ist. Die durchschnittliche Sonneneinstrahlung beträgt ca. 1361 W/m². Im Oktober 2014 verursachten Sonnenflecken eine messbare Verminderung der Sonnenstrahlung um circa 3 W/m² und eine Abkühlung des Sonnenschilds um 0,15 °C.[18] Jahreszeitliche Veränderungen des Sonnenabstands führen zu einer Veränderung der Sonnenstrahlung um ±3,4 % und zu einer Temperaturänderung von ±1,2 °C; die tägliche Rotation verursacht eine periodische Temperaturänderung von 2 °C im Bereich der Antenne. Am 6. November 2015 verursachte eine Mondbedeckung für ungefähr 10 Stunden eine Abkühlung von circa 1,5 °C. Die thermische Trägheit des Systems und die Isolationsmaßnahmen bewirken, dass eine Mondbedeckung keine merkliche Auswirkung auf die Temperaturen der Messinstrumente hat.[19]

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 Spiegel für die Teleskope und die Kamera sind an einer ringförmigen Struktur befestigt, dem „Torus“; alle diese Komponenten zusammen bilden im Wesentlichen die Nutzlast. Der Torus besteht aus dem keramikähnlichen Siliziumcarbid, wurde aus 17 einzelnen Teilen zusammengesetzt und bei 1000 °C mit einem speziellen Material verlötet. Siliziumkarbid 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 Kunststoff und Aluminiumsandwichplatten, das die Temperatur im Inneren möglichst konstant halten soll und zugleich als Schutz der Spiegel und der Kamera gegen Mikrometeoriten dient. Das Zelt hat zwei Öffnungen für die Teleskope.[20]

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 stabil und frei von Vibrationen zu halten, besitzt sie keinerlei bewegliche Teile mit Ausnahme der Ventile für die Triebwerke. Die Komponenten der Versorgungseinheit sind auf einem Rahmen aus kohlefaserverstärktem Kunststoff montiert.[21]

Stromversorgung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Sonnenseite des Sonnenschilds mit den Solarpanelen

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 wurde ein 60-Ah-Lithium-Ionen-Akkumulator genutzt. Es gibt eine Stromregelung, die dafür sorgt, dass zu keinem Zeitpunkt die maximale Leistungsaufnahme überschritten wird. Da die Sonde dauerhaft 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.[21]

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 stattdessen durch eine Hochgewinn-Phased-Array-Antenne (PAA) übertragen, die am Boden des Servicemoduls auf der heißen Seite des Sonnenschilds angebracht ist. Die Form entspricht einem hohlen vierzehnseitigen Pyramidenstumpf, die einen Antennengewinn von 16,8 dB erzielt. Jede dieser vierzehn Seitenflächen hat zwei Arrays, die jeweils aus sechs Strahlern bestehen. Betrieben werden diese Strahler mit 28 Solid-State-Verstärkern mit einer Leistung von 59 Watt (~ 17.7 dBW). 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 die Übertragung zur Bodenstation.[22] Die Brutto-Datenrate beträgt 10 Megabits; hiervon wird ein Teil für Fehlerkorrektur gebraucht. Die Antenne wird außerdem für das Nachverfolgen mit den Radioteleskopen der Bodenstationen und für Bahnrekonstruktionsmessungen vom Boden aus genutzt.

Über die Phased-Array-Antenne kann Gaia für ungefähr 8  bis 11 Stunden pro Tag mit jeder der drei ESTRACK-Bodenstationen kommunizieren, solange die Sonde im Sichtbereich der Bodenstation ist. Für die Mission wurden im Vorfeld die Empfangskapazitäten der drei 35-Meter-Antennen des ESTRACK-Netzwerks ausgebaut. Die durchschnittliche Downlinkzeit ist ungefähr 8 bis 14 Stunden täglich; damit nutzt Gaia das Netzwerk von allen Missionen am stärksten.

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.[23] Diese bilden das Chemical Propulsion Subsystem (CPS) und verwenden die beiden Komponenten Distickstofftetroxid (NTO) und Methylhydrazin (MMH).[24][20]

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.[23]

Beim Start verfügte die Sonde über ungefähr 400 kg chemische Treibstoffe und zwei Tanks mit jeweils 28,5 kg Stickstoff unter einem Druck von 310 bar.[21]

Es gibt zwei unabhängige Sternsensoren zur Navigation im kalten (sonnenabgewandten) Bereich und drei Sonnensensoren im heißen Bereich, dazu drei redundante Faserkreisel.[20] 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 Sternsensoren in Verbindung mit den Daten aus der Kamera verwendet. Die anderen Sensoren dienen nur der Fehlererkennung und Fehlerkorrektur. Das System kann unerwartete Lageveränderungen durch einen Mikrometeoriteneinschlag innerhalb sehr kurzer Zeit automatisch kompensieren. Gaia kann dabei automatisch zwischen verschiedenen Formen der Lageregelung und zwischen den beiden Antriebsarten wechseln und dabei den Einsatz von Triebwerken und Treibstoff optimieren.[20]

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.[25]

  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 das Licht beider Teleskope kombinieren und weiterleiten auf M5. Von dort aus gelangt es 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 dieselben 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.[26]

Die Spiegelrohlinge stammen von Boostec aus Bazet in Frankreich. Gesintertes Siliziumkarbid ergibt beim Schleifen keine glatten Oberflächen; nach dem vorläufigen Schliff wurden die Spiegel deswegen von Schunk Kohlenstofftechnik in Heuchelheim in einem speziellen Prozess mit einer zusätzlichen Lage Siliziumkarbid beschichtet.[27] 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 sich die Spiegel beider Seiten 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.[26]

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.[28] Zusammen haben die Sensoren rund eine Milliarde Pixel; das ist die hochauflösendste 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.[29]

Astrometrie[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die beiden Reihen von je 7 Skymapper-CCDS erkennen, welches Objekt von welchem Teleskop stammt. Die Skymapper-CCDS werden komplett ausgelesen, Objekte erkannt und nach Helligkeit klassifiziert und die Größe des Bobachtungsfenstern festgelegt. 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 relevanten Objekte werden als Minibild mit einigen umgebenden Pixeln ausgeschnitten, ihre Position vermerkt, mit einem Zeitstempel versehen und einzeln weiterverarbeitet. Jedes so erkannte Objekt muss bei der nächsten Messung im ersten astronometrischen Feld AF1 bestätigt werden. Wird dort kein Objekt an der entsprechenden Stelle erkannt, so wird das Objekt verworfen. Auf diese Weise werden Artefakte durch Weltraumsstrahlung und geladene Partikel eliminiert. Ein Feld von 62 dieser CCD-Detektoren in einem 7 × 9-Raster registriert die Himmelsobjekte mehrfach. Das Detektorfeld erfasst die Sternpositionen am Himmel mit einer Präzision von teilweise besser als 30 Mikrobogensekunden (μas).[30] 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 soll gegenüber der Vorgängermission Hipparcos um einen Faktor 20 bis 50 höher liegen. (Siehe auch: Abschnitt Probleme.) 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.

Zwei CCDs (BAM) dienen der konstanten Messung des Grundwinkels von 106,5° zwischen den beiden Teleskopen. Zwei Laserstrahlenarbeiten dabei als Interferometer. Ein Laser dient dabei als Backup und zur Bestätigung der korrekten Funktion. Für eine exakte Positionsbestimmung ist die Kenntnis von minimalen Abweichungen des Grundwinkels nötig. Die beiden Wave-Front-Sensoren sollen die optische Qualität 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) verwendet 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.[31] 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 genutzt 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 notwendig zur Erreichung der 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. 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 bildeten 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.[32]

Bis zum 31. Dezember 2017, dem 1255. Tag seit dem Beginn der wissenschaftlichen Datensammlung am 25. Juli 2014, wurden 92.655.067.013 Objekte von den Sensoren erfasst, dabei gab es 913.314.231.981 astrometrische Messungen durch die 62 astrometrischen und die 14 Skymapper CCDs. Es gab 184.684.258.820 fotometrische Messungen durch die 14 blauen und roten Photometer CCDs. Das RVS Instrument zur Berechnung der Radialgeschwindigkeit verzeichnete 17.365.253.760 spektroskopische Messungen und 5,797,118,940 Objekte.[33]

Sondeneigene Datenverarbeitung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Beobachtungen benötigen eine sehr präzise Zeiterfassung; diese wird durch eine bordeigene hochstablie 10-MHz-Rubidium-Atomuhr erreicht. Jede Messung wird mit einem genauen Zeitstempel versehen. 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 aus San Diego, USA.[34] 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.[35] Jede der sieben VPU hat eine Rechenkapazität von 1000 MIPS.[36] Alle Daten werden ohne Zwischenspeicherung in Echtzeit verarbeitet, und die Sensoren werden synchronisiert in der exakt gleichen Geschwindigkeit ausgelesen, in der die Objekte über die Detektoren wandern. Der Ausfall einer der sieben Videoverarbeitungseinheiten hätte wenig Auswirkung auf die Ergebnisse. Zu Anfang der Mission gab es häufige Resets der VPU, mit einem Update der VPU-Software auf Version 2.8 im April 2015 wurde das Problem behoben.[37]

Für die Speicherung der Ergebnisse gibt es einen gemeinsamen, separat betriebenen 800-Gbit-Solid-State-Massenspeicher.[38] Nach Abzug der Bits für die Reed-Solomon Fehlerkorrektur ergibt sich eine Speicherkapazität von 120 Gigabytes effektiv.[39] 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 am 28. Februar 2015 sogar 270 Millionen Objekte und 3 Milliarden Messungen registriert.[40] Die sondeneigenen Computersysteme sind die bis dahin leistungsfähigsten, die jemals im Weltall eingesetzt wurden.

Start und Testphase[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Position des Lagrange-Punktes L2

Start[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Start war für den 20. November 2013 geplant, wurde aus technischen Gründen verschoben und erfolgte am 19. Dezember um 9:12 Uhr UTC[41] 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.[42]

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.

Testphase[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Am 8. Januar 2014 erreichte Gaia ihren Orbit um den Sonne-Erde-Lagrange-Punkt L2.[43] 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 nahm eine Lissajous-Bahn mit einem Abstand von 263.000 km × 707.000 km × 370.000 km um L2 ein,[44][45] um so zu gewährleisten, dass sie mindestens sechs Jahre lang nicht in den Halbschatten der Erde eintritt. Letzteres würde die Energieversorgung beeinträchtigen und durch die Wärmeausdehnung der optischen Komponenten bei Temperaturänderungen vorübergehend die Abbildungsqualität verringern.[46] Die Sonde wurde ungefähr ein halbes Jahr lang während der Commissioning-Phase ausgiebig getestet, ebenso die Datenübermittlung, die Datenverarbeitung und die Positionsbestimmung.

Kalibrierung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Testphase endete am 18. Juli 2014. Es schloss sich eine Kalibrierungsphase von 28 Tagen an, während der die ekliptischen Pole intensiv vermessen wurden. In dieser Zeit wurde Gaia im Ecliptic Poles Scan Law Modus (EPSL) betrieben, bei dem die beiden Pole bei jeder Umdrehung zwei Mal vermessen wurden. Für die Vermessung der Pole wurde der Ecliptic Pole Catalogue (EPC, später Gaia Ecliptic Pole Catalogue, GEPC), erstellt. Der GEPC-V.-3.0-Katalog enthält 612.946 Objekte aus einem Feld von jeweils einem Quadratgrad am Nord- und am Südpol. Der nördliche Pol ist relativ sternarm und enthält 164.468 Objekte, während der südliche Pol noch im Bereich der Großen Magellanschen Wolke liegt und 448.478 Objekte umfasst.[47]

Im Anschluss an die Kalibrierung wurden die Messungen auf das ganze Himmelsgebiet ausgeweitet. Seither befindet sich Gaia im regulären „Scanmodus“ 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 (MOC) erfolgt vom Europäischen Raumflugkontrollzentrum (ESOC) in Darmstadt aus. Die Bodenkontrolle in Darmstadt nutzt ausschließlich 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 zum Europäischen Weltraumastronomiezentrum (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.

Wissenschaftlicher Betrieb[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Während die Steuerung der Raumsonde und die Kommunikationskontrolle von ESOC erfolgen, so ist die gesamte wissenschaftliche Kontrolle beim Science Operation Centre (SOC). Alle Auswertung der Wissenschaftsdaten, die wissenschaftlichen Operationen, die Speicherung, Verwaltung und Verteilung der Daten 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°.[48] 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, insbesondere muss die Länge der Basislinie für die Parallaxenmessung 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.[49] Eine sehr präzise Messmethode ist das Delta-DOR-Verfahren, das zwei weit auseinanderstehende Antennen benötigt. Delta DOR kann die Position in dieser Entfernung auf 22 Meter genau bestimmen.[50] 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, außerdem ist nur ein kleiner Teil des Himmels überlappend von zwei Antennen beobachtbar. 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.[51]

Dieses Problem wird durch die Ground-Based-Optical-Tracking-Einheit (GBOT) gelöst: Während der gesamten Missionszeit blicken regelmäßig Teleskope auf die Sonde und verzeichnen deren Position und den Zeitpunkt, sodass für jeden beliebigen Zeitpunkt die genaue Position der Sonde berechnet werden kann. Dieses Verfahren wurde vor dem Start erfolgreich an der deutlich kleineren WMAP-Sonde und am Planck-Weltraumteleskop getestet, die beide bei L2 operierten.[52] Die Position wird relativ zu den Bezugssternen ausgewertet.[53] 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 Bezugssterne 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 sowohl die Ergebnisse der Antennenmessdaten, als auch die Beobachtungen von GBOT zur Bahnrekonstruktion aus.

Zu den Tracking-Teleskopen gehören 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.[54] Diese Teleskope arbeiten teilweise automatisiert. Einige von ihnen sind auch im „Gaia Follow-up Network for Solar System Objects“ (Gaia-FUN-SSO) an der Verfolgung der Bahnen von neu gefundenen Objekten des Sonnensystems beteiligt.

Treibstoffvorräte und Missionsende[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die mitgeführten Treibstoffe sollen auf jeden Fall über die geplante nominale Missionsdauer von 5 Jahren + ½ Jahr für die Testphase hinausreichen. Die nominale Mission würde im Juli 2019 enden. 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.[55]

Am 22. November 2017 beschloss das Science Programme Committee (SPC) von ESA Gaia über die nominale Missionszeit hinaus bis zum Ende des Jahres 2020 weiter zu betreiben. Entsprechend den Regeln für Wissenschaftsmissionen der ESA sollte diese Verlängerung im Jahr 2018 bestätigt werden. Danach kann für die Jahre 2021 bis 2022 ein weiterer Verlängerungsantrag an das SPC gestellt werden.[56]

Eine mögliche Missionsverlängerung steht immer unter dem Vorbehalt der Finanzierung durch die ESA bzw. der Bewilligung des Etats durch die beteiligten Mitglieder.

Technische Grenzen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[57][58] Für die dichtesten Bereiche gibt es eine Begrenzung von 1.050.000 Objekten pro Quadratgrad.[59]

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, etwa wenn das Sichtfeld nahe der galaktischen Ebene liegt, 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.[55]

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. Die Skymapper CCDs sind weniger empfindlich, sodass diese Daten für die Auswertung von hellen Objekten herangezogen werden können.

Schäden an den Sensoren durch Strahlung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Sensoren unterliegen einer unvermeidbaren Alterung durch Weltraumstrahlung. Partikel können beim Auftreffen auf die Sensoren dauerhafte Schäden verursachen, die sich durch Hotpixel oder kompletten Ausfall einzelner Pixel zeigen. Es besteht die Möglichkeit defekte Pixel zu erkennen und von der Datenverarbeitung auszunehmen. Die Werte dieser Pixel werden ignoriert und es besteht genügend Redundanz, so dass während der geplanten Lebensdauer der Sonde die korrekte Funktion beibehalten werden kann. Die meisten Partikel des Sonnenwinds können vom Sonnenschild ferngehalten werden, die verbleibenden Anteile sind hochenergetische galaktische oder extragalaktische Partikel. Entgegen den ursprünglichen Befürchtungen war das Problem in der Realität ungefähr um einen Faktor zehn niedriger als ursprünglich angenommen.

Probleme[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Alle Systeme der Sonde funktionieren, und die Qualität der wissenschaftlichen Daten liegt im Rahmen der Erwartungen. Es traten jedoch einige kleinere Störungen und Einschränkungen in für so komplexe Raumfahrtmissionen üblichem Umfang auf.

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,[60] 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.[61] 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 den 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 nötig sein werden. Vermutlich ist die Ursache der Kontamination von der Erde mitgebrachte Feuchtigkeit im warmen Versorgungsteil des Raumfahrzeugs.

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.[61]

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.[61]

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 und die Steuerungssoftware modifiziert. Es gibt nun keine Redundanz mehr für diese Düse. Falls auch 3A ausfallen sollte, können die übrigen Düsen so eingesetzt werden, dass die fehlende Funktion kompensiert wird.[62]

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, dass 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.[63] 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 Radioteleskopen zu jeder Zeit rekonstruiert werden kann und alle wissenschaftlichen Ziele erreicht werden können.[61]

Data Processing & Analysis Consortium (DPAC)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Verarbeitung der Datenmengen durch die erdbasierten Computersysteme war eine Herausforderung. Anders als bei anderen Missionen sind die Rohdaten ohne weitere Behandlung nicht nutzbar. Die ESA musste neue Software entwickeln, damit die gewonnenen Daten am Boden effizient verarbeitet, archiviert und für die Nutzung aufbereitet werden können.

Die Daten vom Antennennetzwerk werden zuerst im ESAC gebündelt und verarbeitet und dann zur wissenschaftlichen Aufbereitung an das „Data Processing & Analysis Consortium“ (DPAC) weitergeleitet, eine in neun Coordination Units (CUs) organisierte Gemeinschaft von Astronomen und Softwarespezialisten, das auch für die Kalibrierung der Sonde zuständig ist. Das Zentrum von DPAC mit der zentralen Bündelung aller Daten befindet sich in Villafranca del Castillo in Spanien und wird von der ESA bereitgestellt und unterhalten. Die Sonde soll während der geplanten fünf Jahre Missionsdauer eine Datenmenge von insgesamt über einem Petabyte produzieren, was der Datenkapazität von 1,5 Millionen CD-ROMs oder 200.000 DVDs entspricht. Die Kosten für die Weiterverarbeitung der Daten werden aus den nationalen Budgets getragen, nicht von der ESA.

Standorte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.[64] 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 Aufgaben der CUs bewältigen lassen.

Arbeitsgruppen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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. Für diese Aufgaben wird der größte Teil der Rechenkapazitäten benötigt. CU3 übernimmt den Weg vom Empfang der rohen Telemetriedaten bis hin zur astrometrischen Lösung, ebenso wie eine erste Sichtung des Materials (First Look), und gibt die Science-Alerts aus. CU5 konzentriert sich auf die photometrischen Daten.

Weitere Teams arbeiten an der Auswertung der gewonnenen Daten. CU6 verarbeitet die spektroskopischen Daten und bestimmt daraus Radialgeschwindigkeiten und Zusammensetzungen. 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 und die zugehörigen Server zu betreuen.

Datenverarbeitung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Astrometric Global Iterative Solution (AGIS)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Am Anfang der Aufgaben steht die mathematische Prozedur „Astrometric Global Iterative Solution“ (AGIS), die Milliarden von Daten schrittweise zu einer Karte der ganzen Milchstraße und des Universums zusammensetzt. Die Genauigkeit 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-FUN-SSO-Netzwerk gemeldet, das versucht, die Objekte über einen längeren Zeitraum zu verfolgen, um mehr Bahndaten zu gewinnen und um zu verhindern, dass Objekte wieder verloren gehen.

Initial Gaia Source List (IGSL)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Gaia soll am Ende einen komplett auf eigenen Daten beruhenden Katalog liefern. Für die Anfangsphase wurde jedoch eine Möglichkeit benötigt, um die Gaia-Daten mit den Objekten aus anderen Sternenkatalogen abzugleichen. Zu diesem Zweck wurde ein eigener Katalog von 1.222.598.530 Objekten mit dem Namen The Initial Gaia Source List (IGSL) V. 3.0 aus mehreren früheren Katalogen zusammengestellt.[65] Bisherige Kataloge zur Kalibrierung der Magnituden konnten nicht verwendet werden, da die meisten dieser Objekte für die Erfassung mit Gaia zu hell sind. Aus diesem Grund enthält der Katalog eine Liste von ca. 200 Sternen für die Photometrische Kalibrierung (Gaia Spectrophotometric Standard Star catalog).

Hauptartikel: Initial Gaia Source List

Ergebnisse[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Erste Dichtekarte der Objekte vom 3. Juli 2015. Es ist keine Fotografie, sondern eine Karte, bei der jeder helle Punkt ein gefundenes Objekt bezeichnet.

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.[66] Im Juli 2015 wurde eine erste Karte der Sterndichte veröffentlicht.[67] Anfangs war geplant, einmal jährlich neue Daten zu veröffentlichen; ein Abstand von zwei Jahren erwies sich aber als praktikabler. Inzwischen ist deutlich geworden, dass die Milchstraße erheblich mehr als die von den Ausgangsmodellen vorhergesagte Milliarde beobachtbare Objekte mit einer Magnitude von 20 oder heller hat.[68]

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 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. Mindestens fünf Beobachtungen für ein Objekt waren Bedingung, 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.[69][70] Alle Daten von DR 1 sind über das Internet abrufbar im Gaia Archiv.[71]

Das Ergebnis von DR 1 ist:[72]

  • Position und Magnitude für 1,1 Milliarden Sterne, ausschließlich unter Verwendung von Gaia-Daten; 400 Millionen davon waren vorher nicht katalogisiert.[68]
  • 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.[69]

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.[73]

Weitere Veröffentlichungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der zweite Gaia-Katalog (Gaia DR2) ist für den 25. April 2018 geplant. Dabei sollen mehr als 1,3 Milliarden Objekte mit akzeptablen Standardabweichungen mit fünf Parametern veröffentlicht werden, ebenso mehr als 200 Millionen Objekte, bei denen keine Parallaxe und Bewegungsrichtung ermittelt werden kann. Mediane Radialgeschwindigkeiten für mehr als 6 Millionen Objekte mit einer Magnitude zwischen 4 und 13 sollen enthalten sein, photometrische Daten für mehr als 500.000 veränderlichen Sternen und die Bahndaten für eine Vorauswahl von mehr als 13.000 Asteroiden.[74]

Der dritte Gaia-Katalog (Gaia DR3) soll Mitte bis Ende des Jahres 2020 herauskommen.Vorlage:Zukunft/In 2 Jahren Er soll weiter verbesserte Astronometrie und Photometrie enthalten, außerdem spektroskopische und photometrische Objektklassifikationen für gut auswertbare Objekte. Veröffentlicht werden sollen zudem Kataloge von Objekten, die keine Sterne sind.[75]

Die endgültige Veröffentlichung für die während der nominalen Missionsdauer gewonnenen Daten wird gegen Ende des Jahres 2022 erwartet (vorläufig Gaia DR4 genannt). Darin sollen enthalten sein 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.[75]

Nach der Verlängerung der Mission bis Ende des Jahres 2020 werden die neu hinzugekommenen Daten weitere Veröffentlichungen mit sich bringen. Ungefähr zwei bis drei Jahre nachdem Gaia den Betrieb eingestellt hat, werden die letzten Daten herauskommen. Die Gaia-Daten sollen für mehr als zehn Jahre die Grundlage für die Forschung bilden.

Trivia[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der immersive Fulldome-Film Milliarden Sonnen – eine Reise durch die Galaxis[76] erzählt die Geschichte der Gaia-Mission. Der in Zusammenarbeit mit ESA entstandene Film wurde in 70 Planetarien weltweit aufgeführt.[77]

Die Deutsche Post brachte am Ausgabetag 7. Dezember 2017 eine Briefmarke Gaia zu 0,45 € heraus.[78]

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.
  6. http://sci.esa.int/gaia/28890-objectives/
  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. C. Fabricius, U. Bastian et al.: Gaia Data Release 1; Pre-processing and source list creation. Hrsg.: A&A. 2016, S. 10 (aanda.org [PDF]).
  12. François Mignard: Minor Planets & Near-Earth Objects. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 9 (esa.int [PDF]).
  13. Jean-Marc Petit: Trans-Neptunian Objects and Centaurs. In: Gaia – Taking the Galactic Census. 25. August 2009, S. 18 (esa.int [PDF]).
  14. a b ESA (Hrsg.): Media kit for Gaia Data Release 1. SRE-A-COEG-2016-001, September 2016, S. 9 (esa.int).
  15. ESA selects prime contractor for Gaia astrometry mission. ESA, 11. Mai 2006, abgerufen am 20. Dezember 2013 (englisch).
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